Soru 1.
Navigasyon sekstant: amaç, tasarım, temel taktik ve teknik veriler ve ayarlamalar. Sextan, yansıtıcı devre prensibi üzerine kurulmuş ve hareketli bir temelde açıları ölçmek için tasarlanmış bir gonyometrik cihazdır. "Sextan" adı, dairenin yaklaşık 1/6'sına eşit olan limbal yayının boyutuyla ilişkilidir (Latince sextantis'te - altıncı kısım). Sekstant, armatürün yüksekliğini ölçmek için kullanılır; ufuk düzlemi ile armatürün yönü arasındaki dikey açı. Dikey açılara ek olarak, bir sekstant, navigasyon yöntemlerini kullanarak bir geminin konumunu belirlerken dünyevi işaretlere (nesnelere) doğru yönler arasındaki yatay açıları da ölçebilir. Sekstant ile dikey ve yatay açılar ölçülürken nesnelerden biri doğrudan gözlemlenirken, gözlemci diğer nesnenin iki aynadan yansıyan görüntüsünü görür. Açıyı ölçmek için bu iki görüntünün birleştirilmesi gerekir.
Sekstant, sektör şeklinde metal veya plastik bir çerçeveden oluşur. Çerçeve üzerinde derece bölmeli bir kadran bulunur ve yayın ucu boyunca bir dişli kremayer kesilir. Çerçevenin sol yarıçapına sabit küçük bir ayna ve ışık filtreleri monte edilmiştir. Çerçevenin sağ yarıçapında, astronomik bir tüpün ve ona bir kaldırma mekanizmasının tutturulmasına yarayan halkalı bir kare bulunmaktadır. Hareketli yarıçaplı adede büyük bir ayna monte edilmiştir ve karşı ucunda dış yüzeyi 60 dakikalık bölmelere sahip sayma tamburlu bir vida bulunmaktadır. Derece sayısı, alidade üzerindeki kesiğin yakınında işaretlenen indeksi gösterir. Tamburda dakikalar ve onda biri dakika sayılır. Tambur döndüğünde alidade hareket eder ve bu da nesnelerin doğrudan görülebilen ve yansıtılan görüntülerinin doğru bir şekilde birleştirilmesini mümkün kılar. Sekstantla açı ölçmenin doğruluğu 0,1¢'dir. Çerçevenin arka tarafında bir tutamak ve iki ayak bulunmaktadır. Yüksekliği ölçerken, armatürü (veya diskinin kenarlarını) sekstant borusunun görüş alanındaki görünür ufuk çizgisiyle hizalamanız gerekir. Hizalama, armatürün dikey yönünde gerçekleştirilir. Alidade indeksini 0°'ye ayarlayın ve teleskopu armatüre doğrultun. Alidade'i kendinizden uzaklaştırırken, aynı anda sekstant'ı ufka doğru indirin, böylece armatürün iki kez yansıtılan görüntüsü her zaman borunun görüş alanında kalır. Ufkun doğrudan görülebilen bir görüntüsü belirir belirmez, yüksekliği doğru bir şekilde görmeye başlayın.
İÇİNDE 
Gemi koşullarında aşağıdaki sekstant hizalamalar gerçekleştirilir::
borunun konumunun kontrol edilmesi (SNO-M ve gündüz SNO-T için) - yüzmeden önce, ancak en az 3 ay sonra; büyük ve küçük aynaların (belirtilen sırayla) uzuv düzlemine dikliğinin haftada en az bir kez kontrol edilmesi ve aynaların montajının yanlış olduğuna dair şüphe varsa. Sekstant indeks düzeltmesi, armatürlerin yüksekliklerinin ölçülmesinden hemen önce veya sonra her seferinde belirlenmelidir. Sekstantın hazırlanması.Optik tüpün (gündüz veya evrensel) uzuv düzlemine paralelliğinin kontrol edilmesi. Sekstant yatay bir yüzeye yerleştirilir. Alidade ekstremitenin ortasına, odaklanmış tüp normal yerine, diyoptri ise içinden geçen dikey düzlem tüpün eksenine paralel olacak şekilde ekstremitenin kenarına yerleştirilir. Diyoptri ile uzaktaki bir nesneyi hedef alırlar (şekle bakın). Bu nesne görüş alanında dikey olarak bulunuyorsa (a konumu), borunun ekseni uzvun düzlemine paraleldir. Nesne yukarı veya aşağı kaydırılırsa (konum B Ve V), bu durumda borunun ekseni uzuv düzlemine paralel değildir ve boruyu sabitleyen vidalar kullanılarak düzeltilmelidir.
Büyük aynanın uzuv düzlemine dikliğinin kontrol edilmesi. Sekstant, büyük bir ayna size bakacak şekilde yatay bir düzlem üzerine kurulur, limbus referansındaki alidade yaklaşık 40°'dir, diyoptriler, düzlemleri limbusun iç yayına teğet olacak şekilde limbusun kenarlarına yerleştirilir. . Gezgin, büyük aynaya (sağda) ek olarak, diyoptri 5'in 0°'ye ayarlanmış bir kısmını ve diğer diyoptrinin bir kısmının büyük aynaya yansıdığını görmelidir. Dik bir aynada, diyoptrinin üst bölümleri sürekli bir çizgiyi temsil edecektir (yansıyan diyoptrinin konumu 4). Ayna uzuv düzlemine dik değilse, diyoptri bölümleri bir adım oluşturacaktır (yansıyan diyoptrinin 1 ve 3 konumları). Büyük aynanın ayar vidasını döndürerek 4 yansıyan diyoptri konumunu elde edersiniz. Küçük aynanın uzuv düzlemine dikliğinin kontrol edilmesi. Sextan odaklanmış bir tüple donatılmıştır. Alidade kadran ve tambur boyunca sıfıra ayarlanmıştır. Boru uzaktaki bir nesneye (tercihen bir armatür) yöneliktir. Tamburu döndürerek, nesnenin iki kez yansıyan görüntüsü, doğrudan görülebilen görüntünün içinden çizilir. Ayna dik olduğunda, iki kez yansıyan görüntü, doğrudan görünen görüntüyle tam olarak örtüşecektir. Aksi takdirde tambur, nesnenin iki kez yansıyan görüntüsünü aynı yatay çizgi üzerinde doğrudan görünümle görüntüler ve küçük aynanın alt ayar vidası her iki görüntüyü birleştirir. Aynaların paralelliğinin kontrol edilmesi (indeks düzeltmesinin belirlenmesi). Kadran ve tambur boyunca alidade'yi sıfıra ayarlarken, her iki aynanın düzlemleri paralel olmalıdır. Uzaklaşmalarının açısına denir endeks düzeltmesi: ben = 360° -O.C. 1 (1) İndeks hatası dört yöntemden biri kullanılarak hesaplanabilir: yıldıza, görünür ufka, nesneye veya Güneşe göre. İlk üç yöntemi kullanarak indeks düzeltmesini belirleme yöntemi aynıdır. Sextan odaklanmış bir tüple donatılmıştır. Alidade 0°'ye ayarlandı. Boru seçilen nesneye yöneliktir. Tamburu döndürerek gözlem nesnesinin iki kez yansıtılan görüntüsü doğrudan görülebilen görüntüyle birleştirilir ve OS 1 kaldırılır. Alidade endeksi, uzuv bölümünün sıfır noktasının soluna kaydırılırsa, dereceler 360, 361° vb. olarak yazılır, ancak sağa kaydırılırsa 359, 358°C vb. yazılır. İşaretiyle birlikte indeks düzeltmesi formül (1) ile belirlenir. Güneş düzeltmesini belirlerken, Güneş'in doğrudan görülebilen görüntüsünün üst ve alt kenarları, çift yansıyan görüntünün alt ve üst kenarları ile art arda birleştirilir. Güneş 2'nin doğrudan görülebilen görüntüsünün üst kenarını, iki kez yansıyan görüntünün alt kenarı ile hizalayarak 3 , OS i1'i edinin. Doğrudan görülebilen görüntünün alt kenarının çift yansıtılan görüntünün (1) üst kenarı ile birleştirilmesiyle OS i2 elde edilir. OCi = OCicp = (OC i1 +OC i2) / 2; İndeks düzeltmesi formül (1) kullanılarak hesaplanır. R" e = (OC Ben 2 – OC Ben 1 ) /4 . (2). Formül 2 ile elde edilen güneş yarı çapının MAE Re'den gözlem tarihi için seçilen yarı çapla karşılaştırılması yoluyla i'nin belirlenmesinin doğruluğu izlenir ve aşağıdaki durumlarda güvenilir kabul edilir: R"e-Re£ 0,3" Eğer i > 5" ise azaltılır. Bunu yapmak için, alidade kadran ve tambur boyunca tekrar sıfıra ayarlanır ve gözlem nesnesinin çift yansıyan görüntüsü doğrudan görülebilen üst ayar vidasıyla birleştirilir. Bundan sonra küçük ayna tekrar uzuv düzlemine dik olarak yerleştirilir ve açıklanan yöntemlerden biri kullanılarak kalan indeks düzeltmesi belirlenir.
2 numaralı soru
Zaman. Gemide zaman hizmetinin organizasyonu. Gemide seyir ve gemideki normal yaşam için zaman hizmeti düzenlenir. Zaman hizmeti şunları içerir: kronometre, güverte saati, gemi saati, kronometre, kronometrik kayıt, karşılaştırma kaydı. Günlük zaman hizmeti şunları içerir: Her gün aynı saatte kurma kronometreleri ve güverte saatleri; Kesin zamanın radyo sinyallerini kullanarak aynı anda kronometre düzeltmelerinin günlük olarak belirlenmesi ve kronometri günlüğüne kaydedilmesi; Güverte saatinin kronometre ile karşılaştırılması ve karşılaştırma günlüğüne kaydedilmesi; Kronometrenin günlük seyrinin ve varyasyonlarının belirlenmesi. Bir zaman diliminden diğerine geçerken gemi saatlerinin çevrilmesi; Tüm saatlerin günlük koordinasyonu ve düzenlenmesi; Kaydedici kasetteki zaman damgaları. Herhangi bir zaman ölçerin sökülmesi kesinlikle yasaktır. Onarımlar - yalnızca atölyelerde. Kronometre GMT'yi 0,5 saniyelik bir doğrulukla göstermelidir. Geminin telsiz odasındaki saati, Kiev saatini 6 saniyelik bir doğrulukla göstermelidir; navigatörün ve MKO'nun gemi zamanında 0,5 dakikalık bir doğrulukla, geri kalanı - 1 dakikaya kadar. Navigasyonda kullanılan üç zamanlama sistemi vardır.: yıldız, gerçek güneş ve ortalama güneş. yıldız zamanı- Koç akıntısının üst doruk noktasından verilen konuma kadar geçen süre. Yıldız günü– Koç noktasının ardışık 2 üst doruğu arasındaki süre. S= T+ α – yıldız zamanının ana faktörü; t, dairesel sayımda yıldızın saat açısıdır; α - sağ yükseliş; S - yıldız zamanı. İnsan, zamanın sayılmasını Güneş'in gökteki konumuyla ilişkilendirir. Gerçek Güneş'in merkezinin üst doruğundaki günlük gecikme, yıldız gününün başlangıcının, Dünya yüzeyinin Güneş tarafından aydınlatılması açısından farklı zamanlarda gerçekleşmesine yol açar: 03/21'de hem gerçek hem de yıldız günleri öğle saatlerinde başlayacak, ardından 22/06'da gerçek güneş saatiyle sabah 6:00'da, 23/09 gece yarısı, önceki gün saat 22:12'de başlayacak. Bu sakıncalıdır, dolayısıyla yıldız zamanı günlük yaşamda kullanılmaz. İkinci sebep ise gerçek ve yıldız saatlerinin, dakikalarının, saniyelerinin eşitsizliğidir. Doğru - Gerçek Güneş'in merkezinin üst zirvesinden meridyen üzerindeki belirli konumuna kadar geçen süre. Güneş, Dünya etrafında ekliptik boyunca görünen yıllık yolunu çizer ve gerçek saatin kadranı gök ekvatorudur. Bu nedenle, bu saatin ibresi gerçek Güneş'in merkezi değil, meridyeninin gök ekvatoruyla kesişme noktasıdır. Yukarıdakilerden, gerçek bir güneş saatinin ibresinin, kadran (gök ekvatoru) boyunca hareketinin hızını günden güne değiştireceği anlaşılmaktadır. Bu eşitsizlik, gerçek Güneş'in tutulum boyunca düzensiz bir şekilde hareket etmesi gerçeğiyle daha da kötüleşiyor. Bu nedenle gerçek güneş zamanı insan ihtiyaçları için kullanılmamaktadır. Gerçek Güneş'in yerini, gök ekvatoru boyunca, ekliptik boyunca gerçek Güneş ile aynı yönde hareket eden gerçek Güneş'in ortalama hızına eşit sabit bir hızla hareket eden koşullu bir nokta alır. Bu nokta orta Güneş'tir. Gerekli koşul yerberi noktasındaki ortalama Güneş'in seçimi: λ © = α ; burada λ © gerçek Güneş'in boylamı, α ise ortalama Güneş'in doğru yükselişidir. Perigee, ekliptiğin Dünya'ya en yakın noktasıdır. Ortalama güneş zamanı ortalama Güneş'in alt zirvesinden belirli konumuna kadar geçen süreye denir. Ortalama güneş günü, Dünya'nın ortalama Güneş'e göre kendi ekseni etrafında tam bir dönüşüne eşittir. Ortalama güneş günü gece yarısı, temel astronomide ise öğlen başlar. Bu zaman hesabı günlük insan yaşamında kabul edilir ve sivil zaman olarak adlandırılır. Gerçek güneş zamanı ile ortalama güneş zamanı arasındaki ilişki η zaman denklemi ile belirlenir. η =t – t © = α © – α ;
Ortalama Güneş gerçek Güneş'in önündeyse zaman denkleminin işareti pozitif kabul edilir. Zaman denkleminden sadece değer değil, işaret de belirlenir. Sivil zaman ile ortalama Güneş'in saat açısı arasındaki ilişki: T=t + 12 saat (180˚). Ayrıca η=T açık - 12 saat,
Farklı meridyenlerde bulunan gözlemciler için sivil zaman farklıdır. Çünkü gözlemcinin meridyeninden sayılır. Ayrıca bir tür sivil saat de vardır - Greenwich, yerel, bölge ve yaz saati. Zaman sınır çizgisi, gemi E'den B'ye hareket ettiğinde geçilen bir çizgidir, tarih atlanır. T m =Tgr±λ E W –; S m =Sgr±λ E W – yerel saat; T p =Tgr±N E W – standart zaman. Geminin zaman hizmeti, gemide normal yaşamın sağlanması için organize edilmektedir. SV şunları içerir: bir kronometre, bir güverte saati, bir gemi saati, bir kronometre, bir kronometre günlüğü ve bir karşılaştırma günlüğü. CB şunları sağlar: 1) kronometrelerin ve güverte saatlerinin günlük kurulumu; 2) radyo zaman sinyallerini kullanarak kronometre düzeltmelerinin kesinlikle aynı anda günlük olarak belirlenmesi ve ardından kronometri günlüğüne kaydedilmesi; 3) güverte saatinin, karşılaştırma günlüğünde bir giriş bulunan bir kronometre ile günlük olarak karşılaştırılması; 4) günlük döngünün ve değişimlerinin günlük olarak belirlenmesi; 5) bir bölgeden diğerine geçerken gemi saatlerinin aktarılması; 6) harita odasında ve Savunma Bakanlığı'ndaki saatlerin günlük koordinasyonu; Tritium'un kaptan yardımcısı zaman hizmetini yönetir ve organize eder.
Soru #3
İÇİNDE 
armatürlerin ve eşlik eden olayların beklenen günlük hareketi. Yıldızlı gökyüzünü birkaç saat gözlemlediğimizde, takımyıldızların doğu tarafı göklerin kubbesi yükselecek ve batıdakiler batacak. Gözlemciye öyle geliyor ki, tüm cennet kubbesi, armatürlerle birlikte doğudan batıya doğru belirli bir eksen etrafında dönüyor. Armatürlerin doğudan batıya doğru gözlemlenen hareketi görülebilir, yani açıktır. Bunun nedeni aslında Dünya'nın kendi ekseni etrafında batıdan doğuya doğru dönmesidir. Ancak küresel astronomide, tüm olguları gözlemciye göründükleri haliyle ele almak gelenekseldir. Bu nedenle, akıl yürütme kolaylığı sağlamak için, Dünya'nın hareketsiz olduğunu ve gök cisimlerinin döndüğünü düşüneceğiz. Gözlemciyle birlikte onunla ilişkili çizgiler ve daireler hareketsiz kalır gök küresi: çekül hattı( ZOn), gerçek ufuk( NESW)öğlen hattı ile N.S.,
eksen dünya( P N Not), gözlemci meridyeni ( P N Q'P S Q), ilk dikey( ZEnW) ve gök ekvatoru ( QЕQ′W).
Armatürlerin görünen günlük hareketi, küreye Kuzey Kutbu pn'den bakıldığında saat yönünde gök paralelleri boyunca meydana gelir. Gözlemcinin f enlemi ve deklinasyonu oranına bağlı olarak D Paralellikler boyunca hareket ederken tüm armatürler belirli karakteristik konumlardan geçecektir. Aydınlatmanın doruk noktası Armatür merkezinin gözlemcinin meridyeniyle kesiştiği noktaya denir. Armatür gözlemcinin meridyeninin öğlen kısmında bulunuyorsa, doruk noktasına üst, gece yarısı kısmında ise alt denir. Gerçek gün doğumu armatürün merkezi ile kesişme noktasına denir ona gerçek ufkun parçaları ve doğru yaklaşım - W-th kısmının kesişme noktası. Sonuç olarak, belirli bir enlemde armatürlerin yükselmesi ve ayarlanmasının koşulu b eşitsizliğidir.< 90° - ф.
Kutuplardaki veya ekvatordaki gözlemciler için armatürlerin görünen günlük hareketinin özellikleri. Kutupta (φ = 90°) bulunan bir gözlemci için dünyanın kutupları PN ve not
Z noktalarıyla çakışır ve P, Dünyanın ekseni bir çekül çizgisidir ve ekvator gerçek ufuktur. Gözlemci gök küresinin yalnızca yarısına erişebilir. Gözlemci, eğimi enleminden farklı olan armatürleri görmez. Armatürler günlük hareketlerinde ufka paralel daireler çizerler; armatürlerin yükseklikleri değişmez ve eğimlere eşittir. Armatürlerin doruk, yükselme ve batma noktaları yoktur. Ekvatordaki gözlemciler için (= 0°), gök kutupları pn ve P S ufkun noktalarıyla çakışır N Ve S,
dünyanın ekseni - öğlen çizgisiyle, ekvatorla - ilk dikeyle. Burada tüm armatürler yükselip batıyor. Armatürlerin paralellikleri ufka diktir ve ikiye bölünmüştür, yani. armatürlerin ufkun üstünde ve altında olduğu süre aynıdır. Çeşitli olayların Tc hesaplamaları:
1. Doruk zamanının belirlenmesiCVetil. Sağ sayfadaki günlük tablolar, Greenwich meridyeninde Güneş ve Ay'ın üst ve alt zirvelerinin her gün için yerel saatini vermektedir. Orada, sol sayfada, navigasyon gezegenlerinin günlük efemeris sütununun altında, gezegenin Greenwich meridyenindeki doruk noktasının yerel saati veriliyor. ortalama tarih tersine çevirme 'deki günlük değişimi, doğu boylamları için dorukların iki anı arasındaki fark olarak hesaplıyoruz ve önceki andan çıkarıyoruz. şimdiki an, sonraki günümüzden Batılılar için. Yardımcı tabloyu (MAE'de Ek 1B; boylam düzeltmesi) kullanarak, -boylam ve -moment farkı argümanlarını kullanarak, boylam T düzeltmesini seçiyoruz. Düzeltmenin işareti işaretiyle aynıdır. Tm doruğunun yerel saatini elde ederiz. Yerel saati gemi saatine dönüştürüyoruz (Greenwich aracılığıyla). TkT=Tms=Tgr№=Tp+1veya 2 saat=Td=Ts. Saat 01.10'dan 01.04'e kadar doğum saatine göre çalışıyorsa 1 saat, 01.04'ten 01.10'a kadar 2 saat; burada Тп – standart saat. Td – doğum zamanı. 2. Gün doğumu ve gün batımı saatlerinin, alacakaranlığın başlangıcının ve bitişinin belirlenmesi. Yayılımın sağ sayfasında yer alan günlük MAE tablolarında Tt olgusunun anları üç günlük aralığın ortalama tarihinde veriliyor. Olayın anı, belirtilen enleme en yakın enlem için seçilir. Verilen tarih ortalama ile örtüşmüyorsa, günlük değişimleri kullanarak olayın verilen tarihteki anını hesaplamak gerekir. Önceki tarih için günlük değişiklik soldan, sonraki tarih için ise sağdan alınır. Alacakaranlığın başlangıç ve bitiş anları, ortalama tarihe göre, enterpolasyon yapılmadan seçilir. Burada ayrıca bir sonraki daha büyük tablolanmış enlemin momenti arasındaki 1 (değer ve işaret) farkını, verilen enlem ile daha küçük tablolanmış enlem arasındaki farkı buluyoruz ve ayrıca tablolanmış enlem aralığının (2) değerini not ediyoruz. ,5veya 10) arasında enterpolasyon yapılır. Ek 1'deki (A. Enlem düzeltmesi) tablodan, karşılık gelen enlem aralığı için ve 1 argümanlarını kullanarak, T düzeltmesini (1 ile aynı işaretle) buluruz. Ek 1'deki tablodan (B. Boylam düzeltmesi) argümanlarını ve günlük değişiklikleri 2 kullanarak T düzeltmesini buluruz (işaret 2 işaretiyle aynıdır). Gün doğumu ve gün batımı anlarının solunda ve sağında günlük değişimler gösterilir. Solda doğu boylamını alırsak, sağda batı boylamını alırız. Günlük değişimlerin işareti, önceki veya sonraki günlerdeki anların artmasına veya azalmasına göre belirlenir. Alacakaranlığın başlangıcını hesaplarken boylam düzeltmesi ihmal edilebilir. Bulunan T , T düzeltmelerini işaretleriyle birlikte seçilen Tt anına ekleriz ve Tm olayının yerel saatini elde ederiz. Greenwich yoluyla alım yoluyla Tm'yi Ts'ye aktarırlar. Тт Т Т = Тм 
=Tgr N 
= T'ler
Soru 4.
Konum çizgilerinin yükseklik yöntemi: izoline yüksekliği, konum çizgisi yüksekliği ve elemanları:
Yükseklik konum çizgisi ve unsurları. Dikey konum çizgileri yöntemi, geminin referans konumuna göre oluşturulabilen dikey konum çizgisi (VLP) kavramına dayanmaktadır. Herhangi bir armatürün gözlemlendiği andaki gerçek yeri dairenin üzerindedir eşit yükseklik küresel yarıçapı R = Z = 90° – h olup, burada h, gözlemlenen cismin ölçülen ve düzeltilmiş gerçek jeosantrik yüksekliğidir. Geminin normal seyir koşulları altında sayılabilir ve gerçek (gözlenen) yerleri, birbirinden nispeten küçük bir mesafe Bu nedenle, geminin incelenen konumunu elde etmek için, hesaplanan konum alanında küçük izolin bölümleri (eşit yükseklikte daireler) oluşturmakla kendinizi sınırlayabilirsiniz. Denizde inşaat yaparken eğrilik düz çizgilerle değiştirilebilir. navigasyon haritası veya özel bir astronomik formda (Ш-8 formunda), yaptıkları tam olarak budur (Şekil 11.8): armatürün azimut çizgisi sayılabilir Mc noktasından belirli bir açıyla düz bir çizgi şeklinde çizilir. meridyen AC = IP *'ye eşittir (armatürün azimutu dairesel sayma sisteminde olmalıdır); pozisyon yüksekliği çizgisi (VLP), eşit yükseklikte bir daireye teğet olan düz bir çizgi şeklinde çizilir; armatürün gerçek yüksekliği (hh).
Pirinç. 11.8. Harita üzerinde eşit yükseklikte daireler oluşturma. VLP yönteminin özü
Hesaplanabilir konumdan (Mc) en kısa mesafede bulunan, armatürün gerçek yüksekliğine karşılık gelen eşit yükseklikteki bir daire üzerindeki K noktasına, armatürün sayılabilir azimut çizgisine dik olan düz bir çizgi denir. Ac) ve tanımlayıcı K noktasından geçmeye, konumun irtifa çizgisi (I –I) denir.
Dikey konum çizgileri yönteminin özü Şekil 2'den gelmektedir. 11.8, şunu gösterir: armatürün aydınlatma direği (a noktası);
armatürün yüksekliğini ölçerken gözlemcinin sayılabilir yeri (Mc noktası); gözlemlenene karşılık gelen eşit yükseklikteki dairenin kısmı (hh), yani armatürün herkes tarafından ölçülen ve düzeltilen gerçek yüksekliği yarıçapı R = Z0 = 90° – h olan düzeltmeler; eşit yükseklikteki dairenin parçası ( hchc), aynı armatürün hesaplanabilir yüksekliğine, yani sayılabilir koordinatlardan hesaplanan armatürün yüksekliğine karşılık gelir Tabloları veya formülleri kullanarak (Mc)'yi yerleştirin. Bu dairenin yarıçapı: R' = Zc = 90° – hc Referans konumunun gerçek meridyeninin kuzey kısmı ile aydınlatma direğinin yönü (NIMsa) arasındaki açı, aydınlatma direğinin (IP) gerçek yönünü temsil eder. ) ve tablolar veya formüller kullanılarak hesaplanır. IP, dairesel sayma sisteminde armatürün sayılabilir azimutudur (Ac*). Sayılabilir yerden (Mc noktası) tanımlayıcı noktaya (K noktası) - McK segmentine - olan mesafeye genellikle konum çizgisinin aktarımı denir ve "n" harfiyle gösterilir. VLP transferi (n), sayılacak yerden (Mc noktası) eşit yükseklikteki daireye (hh) kadar olan mesafedir ve armatürün gerçek yüksekliğine karşılık gelir: n = Zc – Z0 = (90°– hc) – (90° – h) = h – hc .n = h – hc Şekil 2'den. Şekil 11.8'de VLP I-I'i harita üzerinde işaretlemek için aydınlatma direğinin yerini bilmek ve eşit yükseklikte (hh ve hchc) daireler oluşturmak gerekli değildir. Armatürün sayılabilir azimutunun değerini (Ac) ve transferin büyüklüğünü (n) bilmek gerekli ve yeterlidir.
Bu iki miktara (Ac ve n) VLP elemanları denir.
Soru #5
Armatürlerin eşzamanlı gözlemlerinden geminin konumunun belirlenmesi.
İki armatürün eş zamanlı gözlemi için zorunlu sağlık sigortası prosedürü, 1. Her bir armatürün 3-5 yüksekliğindeki bir dizi ölçülür ve sekstant OCi'nin her okunması için, Txpi kronometresi kullanılarak 1 saniyelik bir doğrulukla zaman içinde bir an tespit edilir, ardından en olası (ortalama) değer OSav ve ortalama ölçüm süresi Tav.2 belirlenir. İkinci ölçüm sırasında, geminin Tc süresi 1 m doğrulukla, geminin hesaplanan koordinatları, IR veya PU, hız, gecikme sayısı, gözlemcinin göz yüksekliği e, hava sıcaklığı ve atmosfer basıncı kaydedilir. 3. Gözlemlenen Tg ve saat dilimi numarasına göre yaklaşık Tg ve Greenwich tarihini hesaplayın. 4. Kronometrenin ortalama momentlerini ve düzeltmesini kullanarak, her armatürün gözlemlerinin tam Tgr'sini elde edin. 5. Tgr gözlemlerinden ve 'lerden MAE'yi kullanarak, yerel pratik saat açılarının yanı sıra armatürlerin sapmalarını elde edin.6. TVA-57, VAS-58 tablolarını kullanarak küresel trigonometri formüllerini kullanarak armatürlerin sayısal yüksekliklerini ve azimutlarını hesaplayın.7. Ortalama işletim sistemini tüm düzeltmelerle düzelttikten sonra armatürlerin gözlemlenen yüksekliklerini elde edin. 8. İlk gözlemlenen yüksekliği ikinci gözlemlerin zirvesine getirin. 9. Transferleri hesaplayın. 10. Haritaya konum çizgileri çizin. 11. Elde edilen gözlemlenen koordinatları, tutarsızlığı, Tc'yi ve OL'yi gemi seyir defterine kaydedin.
İki armatürün eşzamanlı gözlemlerinden bir geminin konumunu belirleme yöntemi nispeten basittir. Ancak sistematik hataların varlığında iki konum doğrusundan elde edilen gözlem noktası yeterince kesin çıkmamaktadır. Daha doğru ve güvenilir bir gözlem elde etmek için başka bir konum çizgisinin bulunması yani konumun belirlenmesi gerekmektedir. Üç armatürün gözlemlerine dayanarak geminin görünümü. Bu belirleme yönteminin önemli bir avantajı, sistematik gözlem hatalarını gözlem sonuçlarından hariç tutabilmesidir. Bunu yapmak için, küreden yıldız seçerken, her yıldız arasındaki azimut farkının 120°'ye yakın olması şartının yerine getirilmesi tavsiye edilir. Gözlem için seçilen yıldızlar İLE G , C2, İLE BEN(Şekil 116, a) tüm ufuk boyunca yer alacaktır. Mümkünse benzer yükseklikteki yıldızlar seçilir (gezegenler de gözlem nesnesi olabilir).
Gözlemlere hazırlık, gözlemlerin kendisi, hesaplamalar ve çizim, iki armatür kullanılarak bir konum belirlenirken olduğu gibi gerçekleştirilir. Birinci ve ikinci yıldızların yükseklikleri genellikle üçüncü gözlemlerin zirvesine yol açar. Bu durumda üçüncü yıldızın ortalama yüksekliği alınırken geminin zamanı ve log sayısı not edilir. Üç armatürle bir yer belirleme yönteminin özellikleri gözlem analizinde ortaya çıkar.
T 
Ortaya çıkan üç konum çizgisi /-/, //-// ve ///- /// sistematik ve rastgele hatalar içereceğinden, bir harita veya kağıda yerleştirirken bu çizgiler kural olarak aktarılmaz
Pirinç. 116. Üç kişi tarafından belirlendiğinde gözlemlenen bir yeri bulmak (A) ve dört (b) yıldız
bir noktada kesişir. Oluşturdukları üçgene denir yanlış üçgen veya hata üçgeni. Navigatörün görevi, geminin en olası konumunu, yani gerçek konumuna en yakın gözlem noktasını bulmaktır. Teorik çalışmalar, üç armatürün azimutlarındaki ikili farkların 120°'ye eşit veya 120°'ye yakın olması durumunda gözlenen yerin M 0 (bkz. Şekil 116, a), sistematik hatalardan arınmış olarak, açıortaylarının kesiştiği noktada üçgenin içine alınabilir.
Dört armatürün eş zamanlı gözlemlenmesiyle geminin konumunun belirlenmesi C 1 C2, İLE 3 , C 4 (Şekil 116, b), kullanımı sistematik yükseklik hatalarının etkisini ortadan kaldırmayı da mümkün kılan daha doğru ve güvenilir bir yöntemdir. Bu yöntemin avantajı, gözlemler için aydınlatma armatürlerinin doğru seçilmesi şartıyla kendini gösterir. Yıldızlar, komşu armatürler arasındaki azimut farkı 90°'ye yakın olacak şekilde tüm ufuk boyunca seçilmelidir (bkz. Şekil 116, b). “Karşıt” yıldızların yükseklikleri değer olarak mümkün olduğu kadar yakın olmalıdır. Yıldız seçimi önceden bir yıldız küresi kullanılarak yapılır. Gözlem nesneleri aynı zamanda dünya üzerinde işaretlenmesi gereken gezegenler de olabilir.
Dört armatürün belirlenmesinde gözlemler, hesaplamalar ve çizim olağan şekilde gerçekleştirilir. İlk üç yıldızın rakımları genellikle dördüncü gözlemlerin zirvesine yol açar. Gemi zamanı ve kayıt sayımı V Bu durumda dördüncü yıldızın ortalama yüksekliği ölçülürken kaydedilir. Hesaplamalar sonucunda bir harita veya kağıt üzerine serilen dört konum çizgisinin elemanları elde edilir. Rastgele ve sistematik hataların etkisi altında, dört konum çizgisi kural olarak bir noktada kesişmez ve hata dörtgeni. Doğru armatür seçimi ile hata dörtgeni kareye yakın olduğunda gözlenen nokta M 0 (bkz. Şekil 116, b), dörtgenin karşılıklı kenarlarının orta noktalarını birleştiren çizgilerin kesişme noktasında alınır.
Soru #6
Güneş'in yüksekliğini ölçerek geminin konumunu belirlemek. Geminin gözlemlenen konumunu elde etmek için harita üzerinde en az iki konum çizgisinin çizilmesi gerekir. İki gözlem arasındaki zaman aralığı, yıldızın azimutunun 40-60 kadar değiştirilmesi ihtiyacına göre belirlenir. Farklı koşullar altında bu süre birkaç dakikadan 3-4 saate kadar değişir. Güneş'in farklı zamanlarda yapılan gözlemlerine dayanarak bir geminin konumunu belirlerken aşağıdaki prosedür izlenir. Gözlemlere hazırlık: özellikle alçak ve orta enlemlerde seyrederken gerekli olan birinci ve ikinci gözlemler için kalkış zamanını seçin; İlk gözlemler için dışarı çıkmadan önce, Güneş'in yüksekliğini ölçmek için sekstant hazırlayın, aynaların uzuv düzlemine dikliğini kontrol edin; kontrol uygulayarak Güneş için sekstant indeksinin düzeltilmesini belirlemek; görünür ufkun eğimini bir eğim ölçerle ölçmek mümkünse; Kronometreyi gözlem anına göre ayarlayın. Gözlemler: Her ölçümde bir kronometre ile anları not ederek Güneş'in üç ila beş yüksekliğini ölçün; ölçerken orta boy Ts ve OL'ye dikkat edin; geminin IR'sini kaydedin; Güneş'in yüksekliği 50'yi geçmiyorsa sıcaklığı ve hava basıncını kaydedin. Hesaplamalar: gözlemlenen Tc ve zaman dilimi numarasına dayanarak yaklaşık Tgr ve Greenwich gözlem tarihini hesaplayın; kronometrenin ortalama momentini ve düzeltmesini kullanarak doğru bir gözlem Tgr'si elde edin; Tgr gözlemlerinden ve s'den MAE kullanarak yerel pratik saat açısını ve güneş sapmasını elde edin; TVA-57 tablolarını kullanarak yıldızın sayısal yüksekliğini ve azimutunu belirleyin; Ortalama işletim sistemini tüm düzeltmelerle düzelttikten sonra Güneş'in gözlemlenen yüksekliğini elde edin; transferi hesaplayın. Hesaplamayı açıklığa kavuşturmaya ihtiyaç duyulursa, ilk konum çizgisi haritaya yerleştirilir. Birinci ve ikinci gözlemler arasındaki sürede sayının tüm unsurlarını doğru bir şekilde hesaba katacak önlemler alınmalıdır. İkinci gözlemler, Güneş'in azimutunu birinciyle aynı sırayla 40-60 değiştirdikten sonra gerçekleştirilir. Referans yüksekliği ve azimutu bulunurken ikinci referans noktasının koordinatları hesaplamaya dahil edilir. Haritadaki her iki konum çizgisi de ikinci gözlem anına karşılık gelen sayım noktasından çizilir. Geminin konumu, konum çizgilerinin kesiştiği noktada alınır.
Cennetin kubbesi ihtişamla yanıyor,
Derinlerden gizemli bir şekilde görünüyor,
Ve yüzüyoruz, yakıcı bir uçurum
Her tarafı kuşatılmış.
F. Tyutchev
Ders1/1
Ders: Astronomi konusu.
Hedef: Astronomi hakkında bir fikir verin - bir bilim olarak diğer bilimlerle bağlantılar; astronominin tarihi ve gelişimi hakkında bilgi sahibi olmak; gözlem aletleri, gözlemlerin özellikleri. Evrenin yapısı ve ölçeği hakkında bir fikir verin. Bir teleskobun çözünürlüğünü, büyütülmesini ve açıklığını bulmak için problem çözmeyi düşünün. Astronom mesleği, ülke ekonomisi açısından önemi. Gözlemevleri. Görevler :1. eğitici: Bir bilim olarak astronomi kavramlarını ve astronominin ana dallarını, astronomi bilgisinin nesnelerini tanıtmak; uzay nesneleri, süreçleri ve olayları; astronomik araştırma yöntemleri ve özellikleri; gözlemevi, teleskop ve bunların çeşitli türler. Astronomi tarihi ve diğer bilimlerle bağlantıları. Gözlemlerin rolleri ve özellikleri. Astronomi bilgisi ve astronotik biliminin pratik uygulaması.
2. eğitici: Astronominin, bir kişinin etrafındaki dünya hakkındaki fikrinin oluşumunda ve diğer bilimlerin gelişimindeki tarihsel rolü, bazı felsefi ve genel bilimsel fikirlerle tanışma sürecinde öğrencilerin bilimsel dünya görüşünün oluşumu ve kavramlar (dünyanın maddiliği, birliği ve bilinebilirliği, Evrenin uzay-zamansal ölçekleri ve özellikleri, eylemin evrenselliği) fiziksel yasalar Evrende). Rolü alıştırırken vatanseverlik eğitimi Rus bilimi ve astronomi ve astronotik gelişiminde teknoloji. Astronomi ve astronotik bilimlerinin pratik uygulamalarına ilişkin bilgilerin sunulmasında Politeknik Eğitimi ve İşgücü Eğitimi.
3. Gelişimsel: gelişim bilişsel ilgiler konuya. İnsan düşüncesinin her zaman bilinmeyenin bilgisi için çabaladığını gösterin. Bilgileri analiz etme becerilerinin oluşturulması, sınıflandırma şemalarının hazırlanması. Bilmek: 1. seviye (standart)- Astronomi kavramı, ana bölümleri ve gelişim aşamaları, astronominin diğer bilimler arasındaki yeri ve astronomi bilgisinin pratik uygulaması; astronomik araştırmaların yöntem ve araçlarına ilişkin başlangıç bilgisine sahip olmak; Evrenin ölçeği, uzay nesneleri, olaylar ve süreçler, teleskopun özellikleri ve türleri, astronominin ulusal ekonomi için önemi ve insanlığın pratik ihtiyaçları. 2. seviye- Astronomi kavramı, sistemler, gözlemlerin rolü ve özellikleri, teleskopun özellikleri ve çeşitleri, diğer nesnelerle bağlantıları, fotografik gözlemlerin avantajları, astronominin ülke ekonomisi için önemi ve insanlığın pratik ihtiyaçları. Şunları yapabilmek: 1. seviye (standart)- ders kitabını kullanın ve referans materyali, en basit teleskopların diyagramlarını oluşturun farklı türler, teleskopu belirli bir nesneye doğrultun, seçilen astronomik konu hakkında bilgi için internette arama yapın. 2. seviye- bir ders kitabı ve referans materyali kullanın, farklı türlerdeki en basit teleskopların diyagramlarını oluşturun, teleskopların çözünürlüğünü, açıklığını ve büyütülmesini hesaplayın, belirli bir nesnenin teleskopunu kullanarak gözlemler yapın, seçilen astronomik konu hakkında bilgi için internette arama yapın.
Teçhizat: F. Yu. Siegel “Gelişiminde astronomi”, Teodolit, Teleskop, “teleskoplar” posterleri, “Radyo astronomisi”, d/f. “Hangi astronomi çalışmaları”, “En büyük astronomik gözlemevleri”, “Astronomi ve dünya görüşü” filmi, “astrofiziksel gözlem yöntemleri”. Dünya küresi, asetatlar: Güneş, Ay ve gezegenlerin, galaksilerin fotoğrafları. CD - "Red Shift 5.1" veya "Multimedya Kütüphanesi Astronomi" multimedya diskindeki astronomik nesnelerin fotoğrafları ve çizimleri. Astronomik bir derginin (elektronik, örneğin Nebosvod) bir örneği olan Eylül Ayı Gözlemci Takvimini (Astronet web sitesinden alınmıştır) gösterin. Astronomi filminden bir alıntı gösterebilirsiniz (Bölüm 1, fr. 2 En eski bilim).
Konular arası iletişim: Işığın doğrusal yayılması, yansıması, kırılması. İnce bir mercek tarafından üretilen görüntülerin oluşturulması. Kamera (fizik, VII sınıfı). Elektromanyetik dalgalar ve yayılma hızları. Radyo dalgaları. Işığın kimyasal etkisi (fizik, X sınıfı).
Ders ilerlemesi:
Giriş konuşması (2 dk)
- E. P. Levitan'ın ders kitabı; genel not defteri- 48 sayfa; istek üzerine sınavlar.
- Astronomi okul derslerinde yeni bir disiplin olmasına rağmen bazı konulara kısaca aşinasınız.
- Ders kitabıyla nasıl çalışılır.
- bir paragraf üzerinde çalışın (okumayın)
- özü derinlemesine araştırın, her olguyu ve süreci anlayın
- Paragraftan sonraki tüm soruları ve görevleri not defterlerinizde kısaca çalışın
- Konunun sonundaki soru listesini kullanarak bilginizi kontrol edin
- İnternetteki ek materyalleri görüntüleyin
Ders (yeni materyal) (30 dk) Başlangıç, bir CD'den (veya benim sunumumdan) bir video klibin gösterimidir.
Astronomi [Yunanca Astron (astron) - yıldız, nomos (nomos) - yasa] - doğal ve matematiksel döngüyü tamamlayan Evrenin bilimi okul disiplinleri. Astronomi, gök cisimlerinin hareketini (“gök mekaniği” bölümü), doğalarını (“astrofizik” bölümü), kökenini ve gelişimini (“kozmogoni” bölümü) inceler. Astronomi, gök cisimlerinin ve sistemlerinin yapısı, kökeni ve gelişimi bilimidir
= yani doğa bilimi]. Astronomi, koruyucu ilham perisi Urania'yı alan tek bilimdir.
Sistemler (uzay):
- Evrendeki tüm cisimler, değişen karmaşıklığa sahip sistemler oluşturur.
Tüm bedenler sürekli bir hareket, değişim, gelişme içerisindedir. Gezegenlerin, yıldızların, galaksilerin genellikle milyarlarca yıla varan kendi tarihleri vardır. Diyagram sistematik ve mesafeler: |
Astronomi tarihi
(Astronomi filminin bir bölümünü kullanabilirsiniz (bölüm 1, fr. 2 En eski bilim))
Astronomi, doğanın en büyüleyici ve eski bilimlerinden biridir - yalnızca bugünü değil, aynı zamanda çevremizdeki makrokozmosun uzak geçmişini de araştırır ve aynı zamanda Evrenin geleceğinin bilimsel bir resmini çizer.
Astronomik bilgiye duyulan ihtiyaç hayati bir zorunluluk tarafından dikte ediliyordu:
Astronominin gelişim aşamaları
1.
Antik dünya(MÖ). Felsefe →astronomi →matematiğin unsurları (geometri).
Eski Mısır, Antik Asur, Antik Maya, Antik Çin, Sümerler, Babil, Antik Yunanistan. Astronominin gelişimine önemli katkılarda bulunan bilim adamları: Milet'in THALES'i(625-547, Antik Yunanistan), EVDOKS Knidsky(408-355, Antik Yunan), ARİSTO(384-322, Makedonya, Antik Yunanistan), Samoslu ARISTARKHOS(310-230, İskenderiye, Mısır), ERATOSTENLER(276-194, Mısır), Rodoslu HİPPARKHOS(190-125, Antik Yunanistan).
II
Ön teleskopik dönem. (MS 1610'a kadar). Bilim ve astronominin gerilemesi. Roma İmparatorluğu'nun çöküşü, barbar akınları, Hıristiyanlığın doğuşu. Hızlı gelişme Arap bilimi. Avrupa'da bilimin canlanması. Modern güneş merkezli sistem dünyanın yapıları. Astronominin gelişimine önemli katkılarda bulunan bilim adamları bu dönem: Claudius PTOLEMY (Claudius Ptolomeus)(87-165, Dr. Roma), BİRUNİ, Ebu Reyhan Muhammed ibn Ahmed el-Biruni(973-1048, günümüz Özbekistan), Mirza Muhammed ibn Şahrukh ibn Timur (Taragay) ULUGBEK(1394 -1449, modern Özbekistan), Nicholas COPERNIUS(1473-1543, Polonya), Sessiz ol BRAHE(1546-1601, Danimarka).
III
Teleskopik Spektroskopinin ortaya çıkışından önce (1610-1814). Teleskobun icadı ve onun yardımıyla yapılan gözlemler. Gezegensel hareket yasaları. Uranüs gezegeninin keşfi. Güneş sisteminin oluşumuna ilişkin ilk teoriler. Bu dönemde astronominin gelişimine önemli katkılarda bulunan bilim adamları: Galileo GALİLE(1564-1642, İtalya), Johann KEPLER(1571-1630, Almanya), Jan GAVELIY (GAVELIUS) (1611-1687, Polonya), Hans Christian HUYGENS(1629-1695, Hollanda), Giovanni Dominico (Jean Domenic) CASSINI>(1625-1712, İtalya-Fransa), Isaac NEWTON(1643-1727, İngiltere), Edmund Halley (HALLIE, 1656-1742, İngiltere), William (William) Wilhelm Friedrich HERSCHEL(1738-1822, İngiltere), Pierre Simon LAPLACE(1749-1827, Fransa).
IV
Spektroskopi. Fotoğraftan önce. (1814-1900). Spektroskopik gözlemler. Yıldızlara olan mesafenin ilk tespitleri. Neptün gezegeninin keşfi. Bu dönemde astronominin gelişimine önemli katkılarda bulunan bilim adamları: Joseph von Fraunhofer(1787-1826, Almanya), Vasily Yakovlevich (Friedrich Wilhelm Georg) STROVE(1793-1864, Almanya-Rusya), George Biddell Erie (HAVADAR, 1801-1892, İngiltere), Friedrich Wilhelm BESSEL(1784-1846, Almanya), Johann Gottfried HALLE(1812-1910, Almanya), William HEGGINS (Huggins, 1824-1910, İngiltere), Angelo SECCHI(1818-1878, İtalya), Fyodor Aleksandrovich BREDIKHIN(1831-1904, Rusya), Edward Charles PICKERING(1846-1919, ABD).
V.
Modern dönem (1900-günümüz). Astronomide fotoğraf ve spektroskopik gözlemlerin kullanımının geliştirilmesi. Yıldızların enerjisinin kaynağı sorununu çözmek. Galaksilerin keşfi. Radyo astronomisinin ortaya çıkışı ve gelişimi. Uzay araştırması. Daha fazla ayrıntıya bakın.
Diğer nesnelerle bağlantı.
PSS t 20 F. Engels - “Birincisi, mevsimler nedeniyle çobanlık ve tarım işleri için mutlaka gerekli olan astronomi. Astronomi ancak matematik yardımıyla gelişebilir. Bu nedenle matematik yapmak zorunda kaldım. Ayrıca, belirli ülkelerde tarımın gelişmesinin belirli bir aşamasında (Mısır'da sulama için su sağlanması) ve özellikle şehirlerin ortaya çıkmasıyla birlikte, büyük binalar El sanatlarının gelişmesiyle birlikte mekanik de gelişti. Yakında nakliye ve askeri işler için gerekli hale gelir. Aynı zamanda matematiğe yardımcı olmak için de aktarılıyor ve dolayısıyla gelişimine katkı sağlıyor.”
Astronomi, bilim tarihinde o kadar öncü bir rol oynamıştır ki, pek çok bilim insanı "astronomiyi, başlangıcından Laplace, Lagrange ve Gauss'a kadar olan süreçteki en önemli faktör olarak kabul etmiş" ve ondan görevler çıkarmış ve bunun için yöntemler oluşturmuştur. bu sorunları çözmek. Astronomi, matematik ve fizik ilişkilerini hiçbir zaman kaybetmediler ve bu da birçok bilim adamının faaliyetlerine yansıyor.
 |
Astronomi ve fiziğin etkileşimi diğer bilimlerin, teknolojinin, enerjinin ve ulusal ekonominin çeşitli sektörlerinin gelişimini etkilemeye devam ediyor. Bir örnek astronotiklerin yaratılması ve geliştirilmesidir. Plazmayı sınırlı bir hacimde sınırlamaya yönelik yöntemler, "çarpışmasız" plazma kavramı, MHD jeneratörleri, kuantum radyasyon yükselteçleri (maserler) vb. geliştirilmektedir. | |
 |
1 - heliobiyoloji 2 - ksenobiyoloji 3 - uzay biyolojisi ve tıbbı 4 - matematiksel coğrafya 5 - kozmokimya A - küresel astronomi B - astrometri B - gök mekaniği G - astrofizik D - kozmoloji E - kozmogoni F - kozmofizik |
Astronomi ve kimya Araştırma sorularını köken ve yaygınlık ile ilişkilendirin kimyasal elementler ve bunların uzaydaki izotopları, Evrenin kimyasal evrimi. Astronomi, fizik ve kimyanın kesişme noktasında ortaya çıkan kozmokimya bilimi, astrofizik, kozmogoni ve kozmoloji ile yakından ilişkilidir, kimyasal bileşimi inceler ve farklılaştırılmış iç yapı kozmik cisimler, etkilemek kozmik olaylar ve gerçekleşecek süreçler kimyasal reaksiyonlar, evrendeki kimyasal elementlerin bolluğu ve dağılımı yasaları, uzayda maddenin oluşumu sırasında atomların birleşimi ve göçü, elementlerin izotopik bileşiminin evrimi. Ölçekleri veya karmaşıklıkları nedeniyle karasal laboratuvarlarda yeniden üretilmesi zor veya tamamen imkansız olan kimyasal süreçlere ilişkin çalışmalar kimyagerlerin büyük ilgisini çekmektedir (gezegenlerin iç kısımlarındaki madde, karanlık bulutsulardaki karmaşık kimyasal bileşiklerin sentezi, vb.) . Astronomi, coğrafya ve jeofizik Dünya'nın güneş sisteminin gezegenlerinden biri olarak incelenmesini, temel fiziksel özelliklerini (şekil, dönüş, boyut, kütle vb.) ve kozmik faktörlerin Dünya coğrafyası üzerindeki etkisini birbirine bağlar: yapısı ve bileşimi Dünyanın içi ve yüzeyi, kabartma ve iklim, Dünya'nın atmosferinde, hidrosferinde ve litosferinde periyodik, mevsimsel ve uzun vadeli, yerel ve küresel değişiklikler - manyetik fırtınalar kozmik olayların ve süreçlerin (güneş aktivitesi, Ay'ın Dünya etrafında dönmesi, Dünyanın etrafında dönmesi) etkisinin bir sonucu olarak ortaya çıkan gelgitler, mevsim değişiklikleri, manyetik alanların kayması, ısınma ve buzul çağları vb. Güneş vb.); uzayda astronomik yönlendirme yöntemleri ve önemini kaybetmeyen arazi koordinatlarının belirlenmesi. Yeni bilimlerden biri uzay jeolojisiydi - bilimsel ve pratik faaliyetler amacıyla Dünya'nın uzaydan yapılan bir dizi araçsal çalışması. Bağlantı astronomi ve biyoloji evrimsel karakterleri tarafından belirlenir. Astronomi evrimi inceler uzay nesneleri ve bunların sistemleri organizasyonun her seviyesinde cansız madde biyolojinin canlı maddenin evrimini incelemesine benzer. Astronomi ve biyoloji, Dünya'da ve Evrende yaşamın ve zekanın ortaya çıkışı ve varlığı sorunları, karasal ve uzay ekolojisi sorunları ve kozmik süreçlerin ve olayların Dünya'nın biyosferi üzerindeki etkisi ile bağlantılıdır. Bağlantı astronomiİle tarih ve sosyal bilimler maddi dünyanın gelişimini niteliksel olarak daha niteliksel bir şekilde inceleyenler yüksek seviye maddenin organizasyonu astronomik bilginin insanların dünya görüşü üzerindeki etkisi ve bilim, teknoloji, tarım, ekonomi ve kültürün gelişimi ile belirlenir; kozmik süreçlerin etkisi sorusu sosyal gelişim insanlık açık kalır. Yıldızlı gökyüzünün güzelliği evrenin büyüklüğü hakkındaki düşünceleri uyandırdı ve ilham verdi. yazarlar ve şairler. Astronomik gözlemler güçlü bir duygusal yük taşır, insan zihninin gücünü ve dünyayı anlama yeteneğini gösterir, güzellik duygusunu geliştirir ve bilimsel düşüncenin gelişmesine katkıda bulunur. Astronomi ile “bilim bilimi” arasındaki bağlantı - felsefe- bir bilim olarak astronominin sadece özel değil, aynı zamanda evrensel, insani bir yönü olduğu ve insanın ve insanlığın Evrendeki yerinin açıklığa kavuşturulmasına, “insan” ilişkisinin incelenmesine en büyük katkıyı sağladığı gerçeğiyle belirlenir. - Evren”. Her kozmik olay ve süreçte, doğanın temel, temel yasalarının tezahürleri görülebilir. Astronomik araştırmalara dayanarak madde ve Evren bilgisinin ilkeleri ve en önemli felsefi genellemeler oluşturulur. Astronomi her şeyin gelişimini etkiledi felsefi öğretiler. Evren hakkındaki modern fikirleri atlayan dünyanın fiziksel bir resmini oluşturmak imkansızdır - kaçınılmaz olarak ideolojik önemini kaybedecektir. |
Modern astronomi, gelişimi doğrudan bilimsel ve teknik ilerlemeyle ilişkili olan temel bir fizik ve matematik bilimidir. Süreçleri incelemek ve açıklamak için, matematik ve fiziğin yeni ortaya çıkan çeşitli dallarından oluşan modern cephaneliğin tamamı kullanılır. Ayrıca var.
Astronominin ana dalları:
|
Klasik astronomi |
temelleri yirminci yüzyılın başından önce geliştirilen bir dizi astronomi dalını birleştirir: | ||
| Astrometri: | Küresel astronomi |
kozmik cisimlerin konumunu, görünen ve doğru hareketini inceler ve gök küresindeki armatürlerin konumlarının belirlenmesi, yıldız katalogları ve haritalarının derlenmesi ve zaman saymanın teorik temelleri ile ilgili sorunları çözer. | |
| Temel astrometri | Temel astronomik sabitlerin belirlenmesi ve temel astronomi kataloglarının derlenmesinin teorik gerekçelerinin belirlenmesine yönelik çalışmalar yürütür. | ||
| Pratik astronomi | zaman ve coğrafi koordinatların belirlenmesiyle ilgilenir, Zaman Hizmeti sağlar, takvimlerin, coğrafi ve topografik haritaların hesaplanması ve derlenmesi; Astronomik yönlendirme yöntemleri navigasyon, havacılık ve uzay bilimlerinde yaygın olarak kullanılmaktadır. | ||
| Gök Mekaniği | Kozmik cisimlerin yerçekimi kuvvetlerinin (uzay ve zamanda) etkisi altındaki hareketini araştırır. Astrometri verilerine dayanarak yasalar klasik mekanik ve matematiksel araştırma yöntemleriyle gök mekaniği, kozmik cisimlerin ve sistemlerinin hareketinin yörüngelerini ve özelliklerini belirler ve astronotik biliminin teorik temelini oluşturur. | ||
|
Modern astronomi |
Astrofizik | uzay nesnelerinin temel fiziksel özelliklerini ve özelliklerini (hareket, yapı, bileşim vb.), uzay süreçlerini ve uzay olaylarını çok sayıda bölüme ayrılmış şekilde inceler: teorik astrofizik; pratik astrofizik; gezegenlerin ve uydularının fiziği (planetoloji ve planetografi); Güneş'in fiziği; yıldızların fiziği; galaksi dışı astrofizik vb. | |
| Kozmogoni | uzay nesnelerinin ve sistemlerinin (özellikle Güneş sistemi) kökenini ve gelişimini inceler. | ||
| Kozmoloji | Evrenin kökenini, temel fiziksel özelliklerini, özelliklerini ve evrimini araştırır. Teorik temeli moderndir fiziksel teoriler ve astrofizik ve galaksi dışı astronomiden elde edilen veriler. | ||
Astronomide gözlemler.
Gözlemler bilginin ana kaynağıdır Evrende meydana gelen gök cisimleri, süreçler, olaylar hakkında, çünkü onlara dokunmak ve gök cisimleriyle deneyler yapmak imkansızdır (Dünya dışında deney yapma olasılığı yalnızca astronotik sayesinde ortaya çıktı). Ayrıca herhangi bir fenomeni incelemek için gerekli olan özelliklere de sahiptirler:
- uzun süreler ve ilgili nesnelerin eşzamanlı gözlemlenmesi (örnek: yıldızların evrimi)
- tüm armatürler bizden uzak göründüğü için gök cisimlerinin uzaydaki konumunu (koordinatlar) belirtme ihtiyacı (eski zamanlarda, bir bütün olarak Dünya'nın etrafında dönen göksel küre kavramı ortaya çıktı)
Örnek:
Eski Mısır, Sothis (Sirius) yıldızını gözlemleyerek Nil nehrinin başlangıcını tespit etmiş ve yılın uzunluğunu M.Ö. 4240 olarak tespit etmiştir. 365 gün içinde. Doğru gözlemler için ihtiyacımız olan cihazlar.
1). Miletli Thales'in (624-547, Antik Yunan) M.Ö. 595 yılında ortaya çıktığı bilinmektedir. İlk kez gnomon (öğrencisi Anaximander tarafından yaratıldığına atfedilen dikey bir çubuk) kullanıldı. güneş saati aynı zamanda ekinoks anlarını, gündönümünü, yılın uzunluğunu, gözlem enlemini vb. belirlemek için de kullanılır.
2). Zaten Hipparchus (180-125, Antik Yunanistan), MÖ 129'da Ay'ın paralaksını ölçmesine, yılın uzunluğunu 365,25 gün olarak belirlemesine, alayı belirlemesine ve MÖ 130'da derlemesine olanak tanıyan bir usturlap kullanmıştı. 1008 yıldız için yıldız kataloğu vb.
Astronomik bir asa, bir usturlap (teodolitin ilk türü), bir kadran vb. vardı. Gözlemler uzman kurumlarda yapılır - ,
NE'den önce astronominin gelişiminin ilk aşamasında ortaya çıktı. Ama şimdiki zaman astronomik araştırma buluşla başladı teleskop 1609'da
Teleskop
- gök cisimlerinin görülebildiği görüş açısını arttırır ( çözünürlük
) ve gözlemcinin gözünden kat kat daha fazla ışık toplar ( delici kuvvet
). Bu nedenle teleskopla Dünya'ya en yakın gök cisimlerinin çıplak gözle görülmeyen yüzeylerini inceleyebilir, birçok sönük yıldız görebilirsiniz. Her şey merceğinin çapına bağlıdır.Teleskop türleri: Ve radyo(Teleskop gösterimi, "Teleskoplar" posteri, diyagramlar). Teleskoplar: tarihten
= optik
1. Optik teleskoplar ()
 |
Refraktör(kırılma-kırılma) - mercekteki ışığın kırılması kullanılır (kırılma). Hollanda'da yapılan “tespit kapsamı” [H. Lippershey]. Yaklaşık açıklamaya göre Galileo Galilei tarafından 1609 yılında yapılmış ve ilk olarak Kasım 1609'da gökyüzüne gönderilmiş, Ocak 1610'da ise Jüpiter'in 4 uydusunu keşfetmiştir. Dünyanın en büyük refraktörü Alvan Clark (ABD'li bir gözlükçü) tarafından 102 cm (40 inç) yapıldı ve 1897'de Hyères Gözlemevi'ne (Chicago yakınlarında) yerleştirildi. Ayrıca 30 inçlik bir tane yaptı ve 1885'te Pulkovo Gözlemevi'ne (İkinci Dünya Savaşı sırasında yıkıldı) yerleştirdi. |
.gif) |
Reflektör(yansıtıcı-yansıtıcı) - ışınları odaklamak için içbükey bir ayna kullanılır. 1667 yılında ilk yansıtıcı teleskop I. Newton (1643-1727, İngiltere) tarafından icat edilmiş olup, ayna çapı 41°'de 2,5 cm'dir. X arttırmak. O günlerde aynalar metal alaşımlarından yapılıyordu ve hızla matlaşıyordu. Dünyanın en büyük teleskopu. W. Keck, 1996 yılında Mount Kea Gözlemevi'ne (Kaliforniya, ABD) 10 m çapında bir ayna yerleştirdi (ikisinden ilki, ancak ayna monolitik değil, 36 altıgen aynadan oluşuyor). 1995 yılında dört teleskoptan ilki (ayna çapı 8 m) tanıtıldı (ESO Gözlemevi, Şili). Bundan önce en büyüğü SSCB'deydi, aynanın çapı 6 m idi, Stavropol Bölgesi'ne (Pastukhov Dağı, h = 2070 m) SSCB Bilimler Akademisi Özel Astrofizik Gözlemevi'ne (monolitik ayna 42 ton, 600 tonluk teleskop, 24 m'den yıldızları görebilirsiniz). |
 |
Ayna merceği. B.V. SCHMIDT(1879-1935, Estonya) 1930 yılında inşa edilmiş (Schmidt kamera), 44 cm lens çapına sahip, geniş diyafram açıklığı, komasız ve geniş görüş alanı, öne koyma. küresel ayna düzeltme cam plakası. 1941'de D.D. Maksutov(SSCB) kısa boruyla avantajlı bir menisküs yaptı. Amatör gökbilimciler tarafından kullanılır. 1995 yılında, 100 m tabanlı, 8 m aynalı (4'ten) ilk teleskop, optik girişimölçer için (ATACAMA çölü, Şili; ESO) devreye alındı. 1996 yılında 10 m çapındaki (85 m tabanlı iki teleskoptan) ilki adını almıştır. W. Keck, Mount Kea Gözlemevi'nde (Kaliforniya, Hawaii, ABD) tanıtıldı amatör teleskoplar |
- doğrudan gözlemler
- fotoğraf (astrograf)
- fotoelektrik - sensör, enerji dalgalanması, radyasyon
- spektral - sıcaklık hakkında bilgi sağlar, kimyasal bileşim, manyetik alanlar, gök cisimlerinin hareketleri.
- Belgeleme - devam eden olayları ve süreçleri kaydetme yeteneği ve uzun zamandır Alınan bilgileri kaydedin.
- Aciliyet, kısa vadeli olayları kaydetme yeteneğidir.
- Panoramik - aynı anda birden fazla nesneyi yakalama yeteneği.
- Bütünlük, zayıf kaynaklardan ışık toplama yeteneğidir.
- Ayrıntı - görüntüdeki bir nesnenin ayrıntılarını görme yeteneği.
- Teleskopla mümkün olduğunca çok şey görüyoruz: ( çözünürlük) α= 14"/D veya α= 206265·λ/D[Nerede λ ışığın dalga boyudur ve D- teleskop merceğinin çapı] .
- Merceğin topladığı ışık miktarına denir diyafram oranı. Diyafram e=~S (veya D 2) merceğin. E=(Gün/gün xp ) 2 , Nerede D xp insan gözbebeğinin çapıdır normal koşullar 5 mm (karanlıkta maksimum 8 mm).
- Arttırmak teleskop = Merceğin odak uzaklığı/göz merceğinin odak uzaklığı. W=F/f=β/α.
Görev (bağımsız olarak - 3 dakika): Özel Astrofizik Gözlemevi'ndeki (Kuzey Kafkasya'da) 6 m'lik bir yansıtmalı teleskop için, odak uzaklığı 5 cm (F = 24 m) olan bir göz merceği kullanılıyorsa çözünürlüğü, açıklığı ve büyütmeyi belirleyin. [ Çözümün hızına ve doğruluğuna göre değerlendirme] Çözüm: α= 14 "/600 ≈ 0,023"[α= 1'de" kibrit kutusu 10 km mesafeden görülebilir. E=(D/d xp) 2 =(6000/5) 2 = 120 2 =14400[gözlemcinin gözünden kat kat daha fazla ışık topluyor] W=F/f=2400/5=480 2. Radyo teleskopları - avantajları: Her türlü hava koşulunda ve günün herhangi bir saatinde optik olarak erişilemeyen nesneleri gözlemleyebilirsiniz. Bunlar bir kasedir (yer bulucuya benzer. "Radyo teleskopları" posteri). Radyo astronomisi savaştan sonra gelişti. Şu anda en büyük radyo teleskopları sabit RATAN-600, Rusya'dır (1967'de optik teleskoptan 40 km uzaklıkta faaliyete geçmiştir, 2,1x7,4 m ölçülerinde 895 ayrı aynadan oluşur ve 588 m çapında kapalı bir halkaya sahiptir) , Arecibo (Porto Riko, 305 metrelik sönmüş bir yanardağın beton çanağı, 1963'te tanıtılmıştır). Mobil olanlardan 100 metrelik çanaklı iki radyo teleskopu var.
Gök cisimleri radyasyon üretir: ışık, kızılötesi, ultraviyole, radyo dalgaları, x-ışınları, gama radyasyonu. Atmosfer ışınların yere nüfuz etmesine λ ile müdahale ettiğinden< λ света (ультрафиолетовые, рентгеновские, γ - излучения), то son zamanlarda Teleskoplar ve tüm yörüngesel gözlemevleri Dünya yörüngesine fırlatılıyor: (yani atmosfer dışı gözlemler geliştiriliyor).
l. Malzemenin sabitlenmesi
.
Sorular:
- Diğer konulardaki kurslarda hangi astronomi bilgilerini çalıştınız? (doğa tarihi, fizik, tarih vb.)
- Diğer doğa bilimleriyle karşılaştırıldığında astronominin özgüllüğü nedir?
- Ne tür gök cisimlerini biliyorsunuz?
- Gezegenler. Kaç tane, dedikleri gibi, düzenleme sırası, en büyüğü vb.
- Bugün astronominin ülke ekonomisindeki önemi nedir?
Ulusal ekonomideki değerler:
- Ufkun kenarlarını belirlemek için yıldızlara göre yönlendirme
- Navigasyon (navigasyon, havacılık, uzay bilimi) - yıldızlara göre yol bulma sanatı
- Geçmişi anlamak ve geleceği tahmin etmek için Evrenin keşfi
- Kozmonotik:
- Dünya'nın korunması amacıyla araştırılması eşsiz doğa
- Kara koşullarında elde edilmesi imkansız olan malzemelerin elde edilmesi
- Hava tahmini ve tahmini doğal afetler
- Tehlikedeki gemilerin kurtarılması
- Dünyanın gelişimini tahmin etmek için diğer gezegenlerin araştırılması
Sonuç:
- Yeni ne öğrendin? Astronomi nedir, teleskopun amacı ve çeşitleri. Astronominin özellikleri vb.
- Astronomik bir derginin (elektronik, örneğin Nebosvod) bir örneği olan Gözlemci Takvimi olan "Red Shift 5.1" CD'sinin kullanımını göstermek gerekir. İnternette göster, Astrotop, portal: Astronomi V Vikipedi, - ilginizi çeken bir konu hakkında bilgi alabileceğiniz veya bulabileceğiniz bir araç.
- Derecelendirmeler.
Ev ödevi:
Giriş, §1; öz kontrole yönelik sorular ve görevler (sayfa 11), No. 6 ve 7'de tercihen sınıfta diyagramlar hazırlanır; s. 29-30 (s. 1-6) - ana düşünceler.
Şu tarihte: detaylı çalışma Astronomik aletlerle ilgili materyaller kullanarak öğrencilere sorular ve görevler sorabilirsiniz:
1. G. Galileo teleskopunun temel özelliklerini belirleyin.
2. Galilean refraktör optik tasarımının Kepler refraktör optik tasarımına göre avantajları ve dezavantajları nelerdir?
3. BTA'nın temel özelliklerini belirleyin. BTA, MSR'den kaç kat daha güçlüdür?
4. Uzay aracına yerleştirilen teleskopların avantajları nelerdir?
5. Astronomik bir gözlemevinin inşası için alanın hangi koşulları sağlaması gerekir?
Ders 2002 yılında “İnternet Teknolojileri” çevresinin üyeleri tarafından hazırlandı: Prytkov Denis (10. sınıf) Ve Disenova Anna (9. sınıf). 09/01/2007 tarihinde değiştirildi
| "Planetaryum" 410.05 MB | Kaynak, onu bir öğretmenin veya öğrencinin bilgisayarına yüklemenize olanak tanır tam sürüm yenilikçi eğitim ve metodolojik kompleks "Planetarium". "Planetarium" - tematik makalelerden oluşan bir seçki - 10-11. sınıflardaki fizik, astronomi veya doğa bilimleri derslerinde öğretmenler ve öğrenciler tarafından kullanılmak üzere tasarlanmıştır. Kompleksi kurarken sadece kullanılması tavsiye edilir İngilizce harfler klasör adlarında. | ||
| Demo materyalleri 13.08 MB | Kaynak temsil eder gösteri malzemeleri yenilikçi eğitim ve metodolojik kompleks "Planetarium". | ||
| Planetaryum 2.67 mb | Bu kaynak, bu modelle çalışarak yıldızlı gökyüzünü incelemenize olanak tanıyan etkileşimli bir Planetaryum modelidir. Kaynağı tam olarak kullanmak için Java Eklentisini yüklemelisiniz | ||
| Ders | Ders konusu | TsOR koleksiyonundaki derslerin geliştirilmesi | TsOR'dan istatistiksel grafikler |
| Ders 1 | Astronomi konusu | Konu 1. Astronominin konusu. Takımyıldızlar. Yıldızlı gökyüzüne göre yönlendirme 784,5 kb 127,8 kb 450,7 kb Radyasyon alıcılı elektromanyetik dalga ölçeği 149,2 kb |
|
- Zamanı (takvimi) takip etme ihtiyacı. (Eski Mısır - astronomik olaylarla ilişki fark edildi)
- Yolunuzu yıldızlardan bulmak, özellikle de denizciler (ilk yelkenli gemiler MÖ 3 bin yıl ortaya çıktı. e)
- Merak, güncel olguları anlayıp hizmetinize sunmaktır.
- Astrolojiyi doğuran kaderinizi önemsemek.
Astronomi kelimesi iki Yunanca kelimeden gelir: stron - yıldız, nomos - yasa. Pratik ihtiyaç Yıldızlı gökyüzünün incelenmesi, daha sonra MÖ 4. yüzyılda Antik Yunanistan'da alınan bilimin başlangıcının ortaya çıkmasına yol açtı. astronominin adı. Ancak ismin kendisi, astronominin yalnızca Antik Yunanistan'daki kökeninin ve gelişiminin kanıtı olarak hizmet etmiyor. Astronomi, kelimenin tam anlamıyla tüm halklar arasında ortaya çıktı ve bağımsız olarak gelişti, ancak gelişiminin derecesi, doğal olarak, doğrudan halkların üretici güçlerine ve kültürüne bağlıydı.
Astrometri, gök cisimlerinin görünen hareketlerini inceleyen bir astronomi dalıdır. Gök mekaniği, gök cisimlerinin gerçek hareketini inceleyen bir astronomi dalıdır. Astrofizik, gök cisimlerinin doğasını inceleyen bir astronomi dalıdır. Kozmogoni, gök cisimlerinin kökenini inceleyen bir astronomi dalıdır. Kozmoloji, gök cisimlerinin evrimini (gelişmesini) inceleyen bir astronomi dalıdır.
Gözlemler astronomik gözlemevleri kullanılarak yapılmaktadır. İlk gözlemevi MÖ 4000 yılında kuruldu. e. Stonehenge (İngiltere) kasabasında. Rusya Federasyonu'nun en ünlü gözlemevleri: Ana Astronomik Gözlemevi Rus Akademisi Bilimler - Pulkovskaya (St. Petersburg'da); Özel astrofizik gözlemevi(Kuzey Kafkasya'da); Devlet Astronomi Enstitüsü adını almıştır. PC. Sternberg (Moskova'da).
Teleskop – optik alet gök cisimlerinin görülebildiği görüş açısını artırarak yıldızdan gelen, gözlemcinin gözünden kat kat daha fazla ışık toplanmasına olanak tanır. S F2 F1 Mercek Merceği F1 Görüntüsü S Teleskop - refraktör - ana parça - mercek veya mercek sistemi ile ilgili çeşitli optik teleskop türleri vardır. Teleskop büyütme (G) = mercek odak uzaklığı (F1) / göz merceği odak uzaklığı (F2) G = OF1 / OF2
Fotoğrafçılık için uyarlanmış teleskoplara astrograf denir. Teleskoplar sadece görsel ve fotografik gözlemler yapmak için değil aynı zamanda fotoelektrik ve spektral gözlemler yapmak için de kullanılır. Fotoğrafik gözlemlerin avantajları: belgeleme... anlıklık... panoramik... bütünlük... detay... Spektral gözlemler (spektral analiz), gök cisimlerinin sıcaklığı, kimyasal bileşimi, manyetik alanları hakkında bilgi edinmenizi sağlar, aynı zamanda onların hareketi. Radyo teleskopları radyo aralığındaki gök cisimlerini incelemek için tasarlanmıştır.
Teleskoplar çok farklıdır: - optik (genel astrofiziksel amaçlar, koronagraflar, uyduları gözlemlemek için teleskoplar); - radyo teleskopları; - kızılötesi; - nötrino; - Röntgen. Tüm çeşitlilikleriyle, elektromanyetik radyasyon alan tüm teleskoplar iki ana sorunu çözer: mümkün olan en keskin görüntüyü oluşturmak ve görsel gözlemler sırasında nesneler (yıldızlar, galaksiler vb.) arasındaki açısal mesafeleri artırmak; Mümkün olduğunca fazla radyasyon enerjisi toplayın, nesnelerin görüntüsünün aydınlatmasını artırın.
İlk teleskop 1609 yılında İtalyan gökbilimci Galileo Galilei tarafından yapılmıştır. Teleskobun mütevazı boyutları (tüp uzunluğu 1245 mm, lens çapı 53 mm, göz merceği 25 diyoptri), kusurlu optik tasarımı ve 30x büyütme oranı vardı. Bir dizi dikkate değer keşiflerin (Venüs'ün evreleri, Ay'daki dağlar, Jüpiter'in uyduları, Güneş'teki noktalar, Samanyolu'ndaki yıldızlar) yapılmasını mümkün kıldı. İlk teleskoplardaki görüntü kalitesinin çok düşük olması, gözlükçüleri bu sorunu çözmenin yollarını aramaya zorladı. Lensin odak uzaklığını arttırmanın görüntü kalitesini önemli ölçüde artırdığı ortaya çıktı. Galileo Teleskopları (Bilim Tarihi Müzesi, Floransa). Bir müze standına iki teleskop monte edilmiştir. Desenin ortasında Galileo'nun ilk teleskopu Galileo Telescopes'tan (Floransa Bilim Tarihi Müzesi) kırık bir mercek bulunmaktadır. Bir müze standına iki teleskop monte edilmiştir. Desenin ortasında Galileo'nun ilk teleskopuna ait kırık bir mercek bulunmaktadır.
Hevelius teleskopu 50 m uzunluğundaydı ve bir direğe halat sistemiyle asılmıştı. Ozu'nun teleskopu 98 metre uzunluğundaydı. Üstelik bir tüpü yoktu; mercek, gözlemcinin elinde tuttuğu (sözde hava teleskopu) göz merceğinden neredeyse 100 metre uzaklıkta bir direğin üzerine yerleştirilmişti. Böyle bir teleskopla gözlem yapmak çok sakıncalıydı. Ozu tek bir keşif bile yapmadı. Hevelius teleskopu
1663'te Gregory, yansıtıcı bir teleskop için yeni bir tasarım yarattı. Gregory, teleskopta mercek yerine ayna kullanılmasını öneren ilk kişiydi. Mercek hedeflerinin ana sapması - kromatik - aynalı bir teleskopta tamamen yoktur. İlk yansıtıcı teleskop 1668 yılında Isaac Newton tarafından yapılmıştır. İnşa edildiği şemaya “Newton şeması” adı verildi. Teleskopun uzunluğu 15 cm idi.
1963 yılında, Porto Riko adasındaki Arecibo'da, dağlardaki devasa bir doğal çukura kurulan, küresel antenli 300 metrelik bir radyo teleskopu çalışmaya başladı. 1976 yılında Rusya'da Kuzey Kafkasya'da 600 metrelik radyo teleskop RATAN-600 faaliyete geçti. Radyo teleskopun 3 cm dalga boyundaki açısal çözünürlüğü 10"'dir.
"İÇİNDE modern bilim sanayi gelişmiyor
uzay araştırması kadar hızlı"
S. P. Korolev
(1966)
1930'larda gelişme sayesinde modern fizik Diğer elektromanyetik radyasyon aralıklarında (görünür olana ek olarak) araştırma yapmayı mümkün kılan sözde "optik olmayan" ekipmanın oluşturulması başladı. Bu tür ekipmanlar temelde optik teleskoplardan farklıdır ve genellikle Dünya'ya yakın ve uzay uydularına kurulur. Bunun nedeni, Dünya atmosferinin görünür olanlar hariç hemen hemen her türlü elektromanyetik radyasyonu emmesi ve radyasyonu kaydederken kızılötesi ve radyo aralıklarına doğru bir kayma meydana gelmesidir. 20. yüzyılın ortalarında, kuantum teorisinin ve temel parçacık fiziğinin gelişmesiyle birlikte, UV, X-ışını ve gama aralıklarındaki kozmik olayların yanı sıra nötrino sayaçlarını incelemek için ekipman oluşturuldu.
Modern bir gökbilimci, kural olarak, Evreni belirli bir elektromanyetik radyasyon frekans aralığında inceleme alanında uzmandır. Ancak birkaçını birleştirir çeşitli yöntemler gözlemlenenler hakkında daha geniş bilgi edinmenizi sağlayan araştırma (farklı aralıklar için) uzay nesnesi veya fenomen.
Astronomide kullanılan ekipman türlerine ve araştırma yöntemlerine göre çeşitli bölümler ayırt edilir.
Radyo astronomisi
Radyo astronomisi 1930'larda doğdu. Mühendis Karl Jansky'nin çalışmaları sayesinde, ayarlanması için özel gürültü gerektiren radyo teleskopları kullanılıyor. Dünyadaki istasyonlar ile kıyıdaki gemiler arasındaki radyo iletişimine müdahale eden gürültünün doğasını anlamaya çalışan Jansky, 1932'de iki tür parazit keşfetti. İlk müdahale türü hava durumuyla ilgiliydi. İkinci türden parazitin (gürültü) o zamanlar bilinmeyen bir nitelikte olduğu ortaya çıktı; bunlar her gün periyodik olarak tekrarlanıyordu. 1933 ve 1935 yıllarında yapılan çalışmalar bu seslerin merkezden geldiği sonucuna varmıştır. Samanyolu. Jansky'nin çalışmalarını öğrenen amatör gökbilimci ve radyo amatör Grout Reber, 1937'de çapı olan bir parabolik anten tasarladı. 9,5 m. Yay, Kuğu, Cassiopeia, Canis Minor, Puppis, Perseus takımyıldızlarında radyo emisyon kaynaklarını keşfetti ve 1944'te gökyüzünün radyo haritalarını yayınladı ve ayrıca Güneş'in de radyo dalgalarının kaynağı olduğunu keşfetti. Radyo astronomi araştırmaları İkinci Dünya Savaşı'ndan sonra gelişti.
Gök cisimleri radyo dalgalarını farklı şekillerde yayar:
- bazıları değişken hızlarda polarize radyo dalgaları yayar;
- diğerleri (özellikle pulsarlar) senkrotron radyasyonu üretir;
- Ayrıca termal etki nedeniyle radyo dalgaları da yayılabilir. yüzünden yüksek sıcaklık kaynakları;
- son olarak, bir hidrojen atomunda tek elektronun dönme yönünü (dönme) değiştirmesi, ardından dalga boyunun tek bir değere sahip olması nedeniyle radyo emisyonu vardır. 21 cm(sıklık - 1421 MHz).
Elektromanyetik spektrumdaki böyle bir çizgi teorik olarak 1944'te Jan Orth tarafından tahmin edildi. İlk kez 1951'de keşfedildi ve artık soğuk bulutsuları ve yıldızlararası maddeleri gözlemlemeyi mümkün kılıyor.
Uzay nesnelerinden gelen radyo emisyonu, radyo teleskopları kullanılarak kaydedilir. Radyo teleskoplar şu şekilde sınıflandırılır: a) antenin şekline bağlı olarak (dönme paraboloitleri, parabolik silindirler); b) açıklığın türüne bağlı olarak (dolu veya doldurulmamış); c) fiziksel araştırma yöntemine bağlı olarak (yansıtıcılar, refraktörler).
Herhangi bir radyo teleskopu, kural olarak üç ana bölümden oluşur (fotoğraf 1.1): 1) sinyalleri rezonans halinde alan bir anten; 2) sinyalleri güçlendiren bir dedektör; 3) veri kayıt ve analiz sistemleri.
Fotoğraf 1.1. Radyo teleskoplar “Kvazar-KVO” (Svetloye, Leningrad bölgesi, Rusya)
Antenin çapı onlarca, hatta yüzlerce metre olabilir. Çoğu durumda anten, istenen yöne yönlendirilmesine olanak tanıyan bir çerçeve üzerine monte edildiği için yeniden yönlendirilebilir.
Yüksek çözünürlük elde etmek için interferometri teknolojisi kullanılmakta ve farklı radyo teleskoplarına giren sinyaller tek bir bilgisayarda toplanıp işlenmektedir. Bu durumda, iki veya daha fazla radyo teleskop, çaplı tek bir kurulumun rolünü oynar. mesafeye eşit aralarında. Bu mesafe bir kıta mertebesinde olabilir ve bu durumda sistem geniş bir interferometrik tabana sahip olur.
Radyo teleskoplar kuruluyor farklı parçalar gezegenler (Tablo 1.1).
| Anten radyo teleskop |
Boyut, M |
Asgari kayıtlı dalga boyu, mm |
Konum |
| radyo interferometri sistemi "Kvazar-KVO" |
1024×800 |
Işık |
|
| Güneş haçı şekilli radyo interferometresi (256 eleman dizisi) |
Badary |
||
| "T" şeklinde interferometre (iki parabolik silindir) |
Tıp (İtalya) |
||
| Parabolik silindir |
Ooty (Hindistan) |
||
| Çift ayna |
Nancy (Fransa) |
||
| Küresel reflektör |
Arecibo (Porto Riko) |
||
| Parabolik segment |
Yeşil Banka (ABD) |
||
| Parabolik reflektör |
Kalyazin (Rusya) |
||
| Parabolik reflektör |
Ayı Gölleri (Rusya) |
||
| Parabolik reflektör |
Nobeyama (Japonya) |
||
| Parabolik reflektör |
Tıp (İtalya) |
||
| Parabolik reflektör |
Granada (İspanya) |
||
| tam dönen paraboloit |
Puşçino (Rusya) |
||
| 895'in halkası yansıtıyor. elementler (RATAN – 600) |
1024×768 |
Zelençukskaya |
|
| Parabolik ayna |
Zimenki |
||
| Devrimin iki paraboloidi |
Dmitrovskaya |
Kızılötesi astronomi
İlk IR gözlemleri 1800 yılında William Herschel tarafından tesadüfen yapıldı. Kırmızı sınırın üzerinde ölçüm yapabilen bir termometrenin olduğunu fark etti. güneş spektrumu, sıcaklıkta bir artış kaydeder. Kızılötesi astronominin modern gelişimi, gece görüş cihazlarının geliştirildiği II. Dünya Savaşı'ndan sonra meydana geldi.
IR radyasyonu insan gözü tarafından algılanmaz ve oldukça uzun dalgalara sahiptir - yaklaşık olarak 100 mikron (0,1 mM). İçine emilir üst katmanlar dünyanın atmosferi esas olarak su buharı. Bu nedenle, bu aralıktaki gözlemler için teleskopların yüksek irtifa, daha sık - balonlarda, uçaklarda, ancak kural olarak - uydularda (fotoğraf 1.2.).
Fotoğraf 1.2. IR astronomi ekipmanına sahip uydu (ISO - Kızılötesi Uzay Gözlemevi - Kızılötesi Uzay Gözlemevi)
Yer tabanlı ana IR teleskopları Tabloda listelenmiştir. 1.2.
| İsim teleskop |
Konum ve koordinatlar |
Yukarıdaki yükseklik seviye deniz, m |
Diyafram, |
| UKIRT | Hawaii19 0 50'K, 155 0 28'B | ||
| UKIRT | Hawaii19 0 50'K, 155 0 28'B | ||
| ARK | |||
| NASA IRTF | Hawaii19 0 50'K, 155 0 28'B |
Astronomide IR aralığı, nispeten soğuk nesneleri, gezegenleri, toz bulutlarını ve soğuk spektral sınıf K ve M'deki yıldızları gözlemlemek için kullanılır. Bu radyasyon, cisimleri oluşturan moleküllerin dönme ve titreşim hareketlerinden kaynaklanır.
Optik astronomi
Astrofizik araştırmalara yönelik ilk optik teleskoplar, Kepler tarafından geliştirilen optik sisteme dayanarak oluşturuldu. Şu anda uzay araştırması bilimsel gözlemevlerinde ve amatör gözlemevlerinde astronomik gözlemler modernize edilmiş optik tasarıma sahip optik teleskoplar (reflektörler ve refraktörler) kullanılır (fotoğraf 1.3.).
Fotoğraf 1.3. Schmidt-Kassegeren optik sistemi Svetloye, Leningrad ile optik teleskop LX200. bölge, Rusya)
Optik teleskopların temel özellikleri aşağıdaki gibidir.
Optik tüp uzunluğu
Teleskop merceğin ve göz merceğinin odak uzaklıklarının toplamına eşittir:L = ƒ devir + ƒ yakl.
Göksel kürenin herhangi bir 10'u, teleskobun odak düzleminde merceğin (veya aynanın) odak uzaklığının yaklaşık 10/573'üne eşit bir bölümle tasvir edilir. Teleskop merceği ana odağında gerçek bir görüntü üretir. gök cisimleri artışı şuna eşit olan
W = ƒ devir / ƒ yakl.
Teleskop merceği aynı zamanda açıklık oranıyla da karakterize edilir veya göreceli delik ilişki tarafından verilen
A = D / ƒ devir.
Bu değer genellikle iki nokta üst üste ile kesir olarak ifade edilir: 1:2, 1:7, 1:20, vb.
Çözme gücü (veya açısal çözünürlük) Bir teleskopun Dj'si, gözlem sırasında birbiriyle birleşmeyen iki yıldız arasındaki açısal mesafeyi karakterize eder. Bu miktarın teorik değeri, teleskop lensi D'nin çapı içinde dalga boyu λ olan elektromanyetik radyasyonun kırınımı olgusu nedeniyle belirlenir:
Δφ ≈ λ /D.
Teleskop merceği uzun odaklıysa ve açıklık oranına sahipse
D / ƒ devir< 1 / 12 ,
daha sonra Δφ değerinin pratik hesaplamaları için aşağıdaki formülü kullanın:
Δφ ≈ 11.″6 / D,
(lens çapı santimetre cinsinden ölçülür, Δφ - yay saniyesi cinsinden). Teleskobun farklı türde bir merceği varsa aşağıdaki formülü kullanabilirsiniz:
Δφ ≈ 13.″8/D,
Delici güç Teleskop, tamamen açık bir gecede teleskopla görülebilen yıldızların maksimum boyutuyla karakterize edilir ve yaklaşık olarak eşittir.
m ≈ 7,5 + 5 log D,
(D- santimetre cinsinden).
Spektral astrofizik aletlerin bir başka özelliği de spektral çözme gücü, eşit
(Δλ - hala ayrı olarak kaydedilen, ortalama dalga boyu λ olan iki yakın spektral çizgi arasındaki minimum aralık).
Spektral cihazların önemli özellikleri şunlardır:
— açısal dağılım
(Δα, dağıtıcı elemandan geçen ışık ışınları arasındaki açıdır - prizma, kırınım ızgarası– ve dalga boyunda Δλ kadar farklılık vardır);
— doğrusal dağılım
C' = ƒ Δα / Δλ
(ƒ – dağıtıcı elemanın arkasında bulunan optik sistemin odak uzaklığı).
Dünyanın en büyük optik teleskoplarına ilişkin bazı bilgiler Tablo 1.3'te sunulmaktadır:
|
İsim |
Konum ve koordinatlar |
Yukarıdaki yükseklik seviye deniz, m |
Diyafram, M |
Not |
| Keck | Hawaii19 0 50'K, 155 0 28'B | |||
| Hobi-Eberly | Küresel bölümlü ayna | |||
| Subaru | Hawaii19 0 50'K, 155 0 28'B | Ayna 36 parçadan oluşur | ||
| Yepun | Şili24 0 38'G, 70 0 24'B | Gelecekte - Ultra Büyük Teleskobun modüllerinden biri | ||
| İkizler Kuzey | Hawaii19 0 50'K, 155 0 28'B | |||
| MMT | ABD, Arizona31 0 41'K, 110 0 53'B | |||
| Walter Baade | Şili29 0 00,2'S, 4 0 42'48″W | |||
| Büyük Azimut Teleskobu | Rusya, Nizhny Arkhyz43 0 39'K, 41 0 26'D | |||
| Hale | ABD, Kaliforniya33 0 21’K, 116 s 52’B | |||
| William Herschel | İspanya, Kanarya Adaları 28 0 46'K, 17 0 53'B | |||
| Victor Blanco | Şili30 0 10'S, 70 0 49'W | |||
| İngiliz-Avustralya | ||||
| Mayall | ||||
| "360" | Şili29 0 15'G, 70 0 44'B | |||
| Telescopio Nazionale Galileo | İtalya'ya ait | |||
| MPI-CAHA | İspanya37 0 13'K, 2 0 33'B | |||
| Yeni Teknoloji | Şili29 0 15'G, 70 0 44'B | |||
| ARK | New Mexico32 0 47'K, 105 0 49'B | Uzaktan kumanda | ||
| WIYN | ABD, Arizona31 0 57'K, 111 0 47'B | |||
| Shane | ABD, Kaliforniya37 0 21’K, 121 p 38’B | |||
| hayır | New Mexico32 0 59'K, 105 0 44'B | Sıvı ayna | ||
| Harlan Smith | ABD, Teksas30 0 40'K, 104 0 1'B | |||
| BAO | Ermenistan40 0 20'K, 44 0 17'D | |||
| Parlamak | Ukrayna, Kırım44 0 44’K, 34 0 D | |||
| Fahişe | ||||
| Isaac Newton | İspanya, Kanarya Adaları 28 0 45'K, 17 0 53'B | |||
| İskandinav Optik | İspanya, Kanarya Adaları 28 0 45'K, 17 0 53'B | |||
| du Pont | Şili29 0 00,2'S, 4 0 42'W | |||
| Sloan Dijital Gökyüzü Araştırması | New Mexico32 0 47'K, 105 0 49'B | Çok geniş dedektör görüş alanı | ||
| ŞARA | ABD, Kaliforniya34 0 13'K, 118 0 4'B | İnterferometre ile 6 bir metrelik temel teleskoplar | ||
| Hiltner | ABD, Arizona31 0 57'K, 111 0 37'B | |||
| ANU | Avustralya31 0 17'S, 149 0 04'E | |||
| Bok | ABD, Arizona31 0 57'K, 111 0 37'B | |||
| Vainu Bappu | Hindistan12 0 34'K, 78 0 50'D | |||
| ESO-MPI | Şili29 0 15'G, 70 0 44'B | |||
| BM | Hawaii19 0 50'K, 155 0 28'B |
Ultraviyole astronomi
UV radyasyonu atmosfer tarafından, özellikle ozon ve oksijen molekülleri tarafından emilir. Geleneksel olarak yakın dalga boylarına bölünür. 3000 ¸ 900 angstrom(veya 300 ¸ 90 deniz mili) ve dalga boyuyla uzak 900 ¸ 100 angstrom (90 ¸ 10 deniz mili).
UV aralığındaki uzay gözlemleri uzay uydularından gerçekleştirilir. Bunlar ilk kez 1950'lerde uygulandı. roketlerdeki ekipmanı kullanarak Güneş'i gözlemlerken. 1960'lardan beri. Bu aralıktaki en parlak yıldızları gözlemlemek mümkün hale geldi. Ancak roketler ulaşabilir maksimum yükseklik Sadece 150 kilometre, ve o zaman bile uzun sürmez; birkaç dakika. Bu nedenle, uydular şu anda yakın UV aralığındaki gözlemler için kullanılmaktadır ve ekipman optik teleskoplara benzemektedir. En önemli bilgi şunlar tarafından sağlandı: a) OAO-2 uydusu (1970'te fırlatıldı); b) İEÜ araştırması (Uluslararası Ultraviyole, 1978'de başlatıldı); c) EUVE sondası (Extreme Ultraviolet Explorer, 1992'de piyasaya sürüldü, fotoğraf 1.4); G) uzay teleskopu Hubble (ana çalışma aralığı görünür olmasına rağmen).
Fotoğraf 1.4. EUVE uydusu (UV aralığı)
İletişim sağlamak için UV'ye yakın aralıkta kullanılan yer tabanlı ekipmanlara bir örnek, dalga boyunu kaydeden Sazhen-TM-BIS kuantum optik sistemidir (QOS). 532 deniz mili(Svetloye, Leningrad bölgesi, Rusya).
Uzak UV aralığındaki gözlemlere gelince, yüksek enerjili fotonlar yansıtılmayacak, reflektörün kendisi tarafından emileceği için optik teleskoplara benzer teleskoplar bunlar için kullanılamaz. Bu nedenle, etrafında akış optiklerine sahip ekipmanlar kullanıyorlar; UV ışınları reflektörlere düz bir çizgide değil geniş bir açıyla düşer.
UV astronomisinin temel başarıları: 1) Samanyolu ve diğer galaksilerin soğuk gaz halesinin tanımlanması; 2) yıldız rüzgarının tespiti, yani. yıldızların madde kaybı; 3) ikili sistemlerin evriminin incelenmesi; 4) kuyruklu yıldızlar tarafından su buharı salınımının belirlenmesi; 5) Süpernova SN1987A'nın spektrumunun incelenmesi.
X-ışını astronomisi
Kayıt ve analiz için ekipmanlar x-ışını radyasyonu teleskoplardan ziyade dedektörlerdir. Uydulara ve X-ışını astronomisinin gelişiminin ilk aşamalarında - ~ yükseklikte balonlara kurulur. 40 kilometre ve sonra roketlerde. Özellikle 1948 yılında V2 roketine ekipman takıldığında Güneş'ten gelen X-ışını radyasyonunu tespit etmek mümkün oldu ve 1960 yılında Güneş'in X-ışını aralığında ilk görüntüsü elde edildi. 1962'de İtalyan gökbilimciler Rossi ve Giacconi'nin de aralarında bulunduğu bir bilim insanı ekibi, 350 saniye süren bir rokete bir Geiger sayacı bağladı ve Akrep takımyıldızında bir X-ışını kaynağı keşfetti. 1966'da ilk galaksi dışı X-ışını radyasyonu kaynağı keşfedildi - dev eliptik galaksi M87.
X-ışını ekipmanını taşıyan ilk uydu Uhuru'ydu (1970'te fırlatıldı). Bunu Einstein uydusu (1978'de fırlatıldı), HEAO (Yüksek Enerji Astronomi Gözlemevi) ve diğerleri izledi. Bu türden en yeni uydu Avrupa XMM uydusudur (1999'da fırlatıldı, fotoğraf 1.4).
Fotoğraf 1.4. XMM uydusu (X-ışını bandı)
Elektromanyetik spektrumun X-ışını aralığı da geleneksel olarak iki kısma ayrılır: a) “yumuşak” X-ışınları (dalga boyu 1 mm ile 10 mm); b) “sert” ışınlar (dalga boyu 0,01 mm ile 1 mm). Sinyal çok güçlü değilse, yumuşak aralıkta "akış optiği" olan ekipman kullanılır. Ancak sert X-ışınlarında gözlem için ekipman aşağıdakilerden oluşur: aşağıdaki parçalar: 1) foton enerjisini elektronik sinyallere dönüştüren bir tespit mekanizması; bu sinyaller kaydedilen enerji miktarının, radyasyonun süresinin ve radyasyonun diğer özelliklerinin belirlenmesini mümkün kılar; 2) X ışınlarını dar bir ışın halinde toplayan ve tasarım açısından optik teleskoptan temelde farklı olan bir görüntü oluşturan özel bir dedektör teleskopu.
X-ışını radyasyonunun göksel galaktik kaynakları genellikle bir nesne içeren ikili sistemlerle ilişkilidir. yüksek yoğunlukörneğin bir nötron yıldızı. Bu tür sistemler genellikle dağınık radyasyon üretir. Galaksi dışı kaynaklar aktif galaktik çekirdekleri (AGN), galaksileri ve galaksi kümelerini içerir.
Gama ışını astronomisi
Uzaydan gelen gama ışınları “yumuşak” (dalga boyu) olarak ayrılır. 0,001 mm0,0 1 mm'ye kadar) ve “sert” (dalga boyu daha az 0,001 mm). Gama radyasyonunu kaydeden ekipman, tasarım özellikleri gereği teleskop değil, dedektörlerdir.
İlk gama ışını astronomi uydusu COS-B'ydi (1975'te fırlatıldı). Galaksinin karşıt taraflarında bulunan iki gama radyasyonu kaynağı keşfetti. Bunlardan biri, süpernova kalıntısı bir pulsar olan Boğa takımyıldızındaki Yengeç Bulutsusu ile ilişkilidir. “Jeminga” adı verilen ikinci kaynağın mahiyeti henüz netlik kazanmadı. 1991 yılında NASA, GRO uydusunu fırlattı (Gama Işını Gözlemevi, fotoğraf 1.5).
Fotoğraf 1.5. GRO uydusu (gama bandı)
Gama ışını astronomisinin ana keşifleri: 1) Galaksimizden yayılan (düzensiz) gama ışını radyasyonu keşfedildi; 2) Parus ve Cygnus takımyıldızlarında yoğun radyasyona sahip kaynaklar tespit edildi; 3) Galaksi dışı gama radyasyonu kaynağı 3S273 keşfedildi.
Nötrino astronomisi
Nötrino, sahip olmayan temel bir parçacıktır. elektrik yükü. 1931'de İsviçreli fizikçi Wolfgang Pauli böyle bir parçacığın varlığını öne sürdü, ona Enrico Fermi adı verildi (İtalyan "nötrino" - "küçük nötron" kelimesinden) ve nötrino yalnızca 1956'da deneysel olarak keşfedildi. çok zayıf etkileşim madde ile
Astrofizik açısından nötrinolar büyük önem taşıyor. Nötrino kütlesini hesaplamak için şu anda deneyler yapılıyor: şu ana kadar bunun 2'den az olduğuna inanılıyor. 1/25000 elektron kütlesi. Nötrinoların kütlesi gerçekten sıfır değilse, önerildiği gibi bölümlerden oluşabilirler. karanlık madde Evren. Ayrıca, Güneş ve diğer yıldızların içindeki nükleer reaksiyonlar sırasında çok sayıda nötrino üretiliyor ve böylece radyoaktiviteleri azalıyor.
Güneş nötrinoları (ve bunlar tespit edilebilenler) Dünya'ya gözle görülür miktarlarda (ancak teorik olarak beklenenden daha az) çarpıyor. Dünya yüzeyinin her 1 cm2'sinden geçer ~ 109 nötrino. Böyle bir akış, doğrudan Güneş'in "kalbinden" bilgi iletebilen benzersiz, ultra hızlı bir "taşıma" türüdür. Son olarak, nötrinolar her zaman bir Süpernova patlaması sırasında oluşur ve bu nedenle yıldızların evrimi ve onların kompakt kalıntılarının kaderi hakkında bilgi taşırlar. Tek durum Güneş dışında bir nötrino kaynağının keşfi, Büyük Macellan Bulutu'ndaki 1987A süpernovasının patlamasıydı.
Nötrinoların madde ile çok zayıf etkileşimi nedeniyle, Dünya çapındaki nesnelerden engellenmeden (absorbe edilmeden) geçerler. Bu nedenle çalışılmaları zordur. Nötrinoları tespit etmek için büyük rezervuarlar kullanılır; bunlar, nötrinolarla dolu fıçı şeklindeki tuzaklardır. kimyasal bileşik klor (Şekil 1.6) veya galyum bazlı. Klor atomları nötrinolarla etkileşime girerek argona dönüşür. Büyük boy Tuzakların oluşması, herhangi bir nötrinonun tuzağın maddesiyle etkileşime girme olasılığındaki artıştan kaynaklanmaktadır. Bütün bunlara rağmen gün içinde yalnızca birkaç nötrino tespit ediliyor.
Pirinç. 1.6. Güneş nötrinolarını tespit etmek için Devison klor dedektörünün şeması
Başka türdeki parçacıklar tuzaklardan geçerken kazara yabancı sinyallerin oluşmasını önlemek için tuzak yerleştirilir: a) dağların derinliklerine, örneğin, Japon SuperKamiokande dedektörü Japonya'daki bir dağın 1 km içine yerleştirilir; b) derin yeraltı, örneğin Japon yeraltı dedektörleri Kamiokande-II (1986-1995) ve KamLAND (2002'de piyasaya sürüldü) yaklaşık 1 km derinlikte bulunur ve Vavilov-Cherenkov etkisine göre çalışır; c) okyanus tabanında (henüz uygulanmadı); d) Baykal Gölü sularının derinliklerinde, Akademisyen A.E. Chudakov'un 1970'lerin sonlarında önerdiği gibi, NT-200 dedektörünün inşası (Şekil 1.7) 1990 yılında 1 km'den daha derin bir derinlikte başladı ve daha sonra Dünyada ilk kez 1994 yılında su altı nötrinoları kayıt altına alındı; d) Antarktika buzunda, örneğin Amundsen-Scott istasyonundaki AMANDA, AMANDA-II ve IceCube dedektörleri (Şekil 1.8). Maddeyle kolayca etkileşime giren ikincil kozmik radyasyon, dağlar ve su tarafından önemli ölçüde emilir ve nötrinolar kolayca tuzaklara düşer.
