Московский Государственный Университет Технологии и Дизайна

1. Обсерватории. Астрономические исследования проводят в нау­кових институтах, университетах и обсерваториях. Пулковска обсерватория под Ленинградом (рис. 36) существует с 1839 г. и просла­вилася составлением самых точных звездных каталогов, ее в прошлом веке называли астрономической столицей мира. В процессе бурхли­вого развития науки в нашей стране было построено много ін­ших обсерваторий, в том числе в союзных республиках. К найбіль­ших следует отнести Специальную астрофизическую обсерваторию на Северном Кавказе. Крымскую (вблизи Симферополя), Бюраканску (поблизости Еревана), Абастуманску (поблизости Боржоме), Голосеевскую (в Киеве), Шемахинску (вблизи Баку) обсерватории. Из институтов наибольшим является Астрономический институт имени П. К. Штернберга при МДУ и Институт теоретической астрономии Академии наук Российской Федерации в Санкт-Петербурге.

Обсерватории обычно специализируются на проведении определенных видов астрономических исследований. Потому они оснащены разными ти­пами телескопов и других приборов, назначенных, например, для определения точного положения зрение на небе, изучение Солнца или решение других научных заданий.

Часто для изучения небесных объектов их фотографируют с помощью специальных телескопов. Положение зрение на полученных негативах измеряют соответствующими приборами в лаборатории. Не­гативи, что сохраняются в обсерватории, образуют «стеклянную фото­теку». Исследуя астрономические фотографии, можно измерять медленные перемещения сравнительно близких зрение на фоне более від­далених, увидеть на негативе изображение очень слабых объектов. Измерять величину потоков излучения от зрение, планет и ін­ших космических объектов.

Для высокоточных измерений энергии РВИТЛОВИХ потоков используют фотоэлектрические фотометри. У них светло от зари, собранное объективом телескопа, спрямовуєть­ся на светочувствительный слой электронного вакуумного прибора — фотоумножителя, в котором возникает слабый ток, что его усиливают и регистрируют специальные электронные приборы. Про­пускаючи светло через специально дибрани цветные светофильтры, рстрономи количественно с большой точностью оценивают цвет объекта.

2. Радиотелескопы. После того как было обнаружено космическое радіо­випромінювання, для его принятия создали радиотелескопы разных систем. Антенны некоторых радиотелескопов похожи на обычные рефлекторы. Они собирают радиоволны в фокусе металлического вгну­того зеркала, которое можно сделать ґратчастим и величез­них размеров — диаметром в десятки метров.

Другие радиотелескопы — это огромные подвижные рамы, на которых параллельно друг другу закреплены металлические стержни или спирали. Радиоволны, которые поступают, возбуждают у них электромагнитные ко­ливання, которые после усиления попадают на очень чувствительную при­ймальну радиоаппаратуру для регистрации радиоизлучения объекта. Есть радиотелескопы, которые состоят из системы отдельных антенн, отдаленных одна от другой (иногда на многие сотни кіломет­рів), с помощью которых проводят одновременные спо­стереження космического ра-диоджерела.

Такой способ дает возможность узнать о структуре радиоисточники и измерять его угловой роз­мір, даже когда он у ба­гато раз меньше ку­тову секунды.

Наши представления о не­бесні телах и их системах чрезвычайно обогатились после того, как начали ви­вчати их радіовипромі­нювання.

3. Применение спект­рального анализа. Най­важливішим источником информации о большинстве небесных объектов является их випроміню­вання.

Достать наиболее ценные и разнообразные сведения о телах дает возможность спектральный анализ их излучения. При допо­могою этого метода можно установить качественный и количественный хіміч­ний состав светила, его температуру, наличие магнитного поля, скорость движения за лучом зрения и много другого.

Спектральный анализ, как вы знаете, основывается на явлении дис­персії света.

Если узкий пучок белого света направить на боковую грань трехгранной призмы, то, по-разному загибаясь назад в стекле, лучи, из которых состоит белый свет, дадут на экране радужную полоску, которая называется спектром. В спектре все цвета размещены всегда в определенном порядке.

Как известно, светло распространяется в виде электромагнитных волн.

Каждому цвету отвечает пев«а длина электромагнитной волны. Длина волны света уменьшается от красных проме­нів к фиолетовым приблизительно от 0,7 до 0,4 мкм. За фиолетовыми лучами в спектре лежат ультрафиолетовые лучи, какие 'невиди­мі для глаза, но действуют на фотопластинку. Еще меньшую длину хви­лі имеют рентгеновские лучи. За красными лучами знахо­диться область инфракрасных лучей. Они невидимы, но прий­маються приемниками инфракрасного излучения, например специальными фотопластинками.

Для получения спектров применяют приборы, которые назива­ються спектроскопом и спектрографом (рис. 38). В спектроскоп спектр рассматривают, а спектрографом его фотографируют. Фото-, графия спектра называется спектрограммой.

В настоящее время в астрофизике используют и более сложные приборы для спектрального анализа разных видов излучения.

Существуют такие виды спектров земных источников и небесных тел.

Сплошной, или непрерывный, спектр в виде радужной полоски дают непрозрачные накаленные тела (уголь, нить електро­лампи) и достаточно протяжные густые массы газа.

Линийчастий спектр излучения дают розриджени газы и пара при сильном нагревании. Каждый газ излучает светло строго определенных длин волн и дает характерный для данного химического элемента линийчастий спектр. Значительные изменения состояния газа или условий его свечения, например нагревание или ионизация, спри­чиняють определены изменения в спектре этого газа.

Составлены таблицы, в которых перечисляются линии каждого газа и отмечается яркость каждой линии. Например, в спектре пары натрия особенно яркие две желтых линии.

Линийчастий спектр поглощения дают газы и пара, если за ними содержится яркий источник, то дает непрерывный спектр. Спектр поглощения — это непрерывный спектр, перерезанный темни­ми линиями именно в тех местах, где должны быть яркие линии, власти­ві данному газу (рис. 39). Например, две темных линии поглощения пары натрия содержатся в желтой части спектра.

Изучение спектров дает возможность анализировать химический состав га­зів, что излучают или поглощают светло. Количество атомов или молекул, которые излучают или поглощают энергию, визначає­ться интенсивностью линий. Чем более заметная линия определенного элемента в спектре излучения или поглощения, тем более таких ато­мів (молекул) на пути луча света.

Солнце и зори окружены газовыми атмосферами. Непрерывный спектр их видимой поверхности пересекается темными линиями поглощения, которые возникают, когда луч проходит через агмг-сферу зрение. Потому спектры Солнца и зрение — это спектры поглощения.

Скорости движения небесных светил относительно Земли за лучами зрения (лучевые скорости) определяют с помощью спектра

Рис. 40. Спектры: 1 — Солнца. 2 — водороду, 3 — гелию, 4 — Сириуса (белая заря), 5 — а Ориона (красная заря).

Достав спектрограмму светила, над ней и под ней вдруковують спектры -орівняння от земного источника излучения (рис. 41). Спектр сравнения для нас неподвижен, и относительно него можно определять смещение линий спектра зари на спектрограмме. На­віть скорости небесных тел (обычно десятки и сотни километров за секунду) предопределяют настолько малые смещения (сотые или десятые частицы миллиметра), что "их можно измерять на спектрограмме только под микроскопом. Чтобы выяснить, какому изменению длины волны это отвечает, нужно знать масштаб спектра — на сколько змінюєть­ся длина волны, если мы продвигаемся вдоль спектра на 1 мм Подставив в формулу значение величин l, l0 и с = 300 000 км/с, определяют лучевую скорость движения светила v.

За спектром можно найти и температуру светящегося объекта. Когда тело накалено к красному, в его сплошном спектре самая яркая красная часть. Если его нагревать дальше, участок наибольшей яркости в спектре смешивается в желтый, потом в зе­лену часть и т.д. Это явление описывается законом смещения Вена, который показывает зависимость положения максимума в спектре випро­мінювання от температуры тела. Зная эту зависимость, можно установить температуру Солнца и зрение. Температуру планет и темпе­ратуру зрение определяют также с помощью специально створе­них приемников инфракрасного излучения.

4. Позаатмосферна астрономия. Исследования с помощью космической техники занимают особенное место среди методов изучения небесных тел и космической среды. Начало этому было покла­дено запуском в СССР в 1957 г. первого в мире искусственного супут­ника Земли. Быстро развиваясь, космонавтика сделала можли­вим: 1) создание позаатмосферних искусственных спутников Земли; 2) создание искусственных спутников Луны и планет; 3) перелет и спуск управляемых из Земли приборов на Луну и планеты; 4) ство­рення управляемых из Земли автоматов, шо перемещаются по Міся­цю и доставляют из него пробы почвы и записи разных вимірю­вань; 5) полеты в космос лабораторий с людьми и высадку их на Луну. Космические аппараты дали возможность осуществлять исследование во всех диапазонах длин волн электромагнитного випроміню­вання.

Потому современную астрономию часто называют всехвилевой. Позаатмосферни наблюдения дают возможность принимать в космосе излучения, которые поглощает или очень изменяет земная атмосфера: далекие ультрафиолетовые, рентгеновские и инфракрасные лучи, радиоизлучения некоторых длин волн, которые не доходят к Земле, а также корпускулярные излучения Солнца и других тел. Исследование этих, ранее недоступных видов излучения зрение и туманностей, междупланетной и межзвездного среды очень обогатили наши знания о физических процессах во Вселенной. В частности, было открыто неизвестные ранее источники рентгеновского излучения.

Много информации о природе самых отдаленных от нас тел и их систем также достижение благодаря исследованиям, выполненным с помощью установленных на разных космических аппаратах приборов.

Результаты астрофизических исследований в последние десятилетия свидетельствуют, что в окружающем мире происходят значительные изменения, которые задевают не только отдельные объекты, но и Вселенную в целом.