Skolens leksikon. Astronomisk observatorium - hva er det? Hva er et observatorium
Detaljer Kategori: Astronomers arbeid Publisert 11.10.2012 17:13 Treff: 8741
Astronomical Observatory er en forskningsinstitusjon der systematiske observasjoner av himmellegemer og fenomener gjennomføres.
Vanligvis blir observatoriet reist på et forhøyet område, der en god horisont åpner seg. Observatoriet er utstyrt med observasjonsinstrumenter: optiske og radioteleskoper, instrumenter for behandling av observasjonsresultater: astrografier, spektrografer, astrofotometre og andre enheter for karakterisering av himmellegemer.
Fra observatoriets historie
Det er vanskelig til og med å nevne tidspunktet for de første observatoriene. Selvfølgelig var dette primitive strukturer, men likevel ble observasjoner av himmellegemene utført i dem. De eldste observatoriene ligger i Assyria, Babylon, Kina, Egypt, Persia, India, Mexico, Peru og andre stater. De gamle prestene var faktisk de første astronomene fordi de observerte stjernehimmelen.
- et observatorium opprettet i steinalderen. Det ligger i nærheten av London. Denne strukturen var både et tempel og et sted for astronomiske observasjoner - tolkningen av Stonehenge som et storslått observatorium for steinalderen tilhører J. Hawkins og J. White. Antagelsen om at dette er det eldste observatoriet er basert på at steinplatene er installert i en bestemt rekkefølge. Det er generelt kjent at Stonehenge var det hellige stedet for druidene - representanter for den prestekaste blant de gamle kelterne. Druider var veldig kjent med astronomi, for eksempel i stjernenes struktur og bevegelse, størrelsen på jorden og planetene og forskjellige astronomiske fenomener. Hvor de fikk denne kunnskapen fra, er ikke vitenskapen kjent. Det antas at de arvet dem fra de sanne byggere av Stonehenge, og takket være dette hadde de stor kraft og innflytelse.
Et annet eldgammelt observatorium ble funnet på Armenias territorium, bygget for omtrent 5 tusen år siden.
På 1400-tallet i Samarkand, den store astronomen Ulugbek bygget et observatorium, enestående for sin tid, der hovedinstrumentet var en stor kvadrant for å måle vinkelavstandene til stjerner og andre lysarmaturer (les om dette på nettstedet vårt: http: //site/index.php/earth/rabota- astrnom / 10-etapi- astronimii / 12-sredneverovaya-astronomiya).
Det første observatoriet i ordets moderne forstand var det berømte museum i Alexandria arrangert av Ptolemaios II Philadelphus. Aristille, Timocharis, Hipparchus, Aristarchus, Eratosthenes, Geminus, Ptolemy og andre har oppnådd enestående resultater her. Det var her bruken av verktøy med splittede sirkler begynte for første gang. Aristarchus etablerte en kobbersirkel i ekvatorialplanet og observerte med sin hjelp direkte tidene for solens passering gjennom jevndøgnspunktene. Hipparchus oppfant astrolabien (et astronomisk instrument basert på prinsippet om stereografisk projeksjon) med to gjensidig vinkelrette sirkler og dioptrier for observasjon. Ptolemaios introduserte kvadrantene og satte dem opp med en rørledning. Overgangen fra full sirkler til kvadranter var i det vesentlige et skritt tilbake, men autoriteten til Ptolemaios holdt kvadranten i observatorier til tiden til Röhmer, som beviste at observasjoner ble gjort mer nøyaktig i full sirkler; kvadrantene ble imidlertid fullstendig forlatt først på begynnelsen av 1800-tallet.
De første observatoriene av en moderne type begynte å bygges i Europa etter at teleskopet ble oppfunnet - på 1600-tallet. Det første store statsobservatoriet - Parisisk... Den ble bygget i 1667. Sammen med kvadranter og andre instrumenter fra eldgamle astronomi ble store refraktorteleskoper allerede brukt her. I 1675 åpnet Greenwich Royal Observatory i England, i utkanten av London.
Det er mer enn 500 observatorier i verden.
Russiske observatorier
Det første observatoriet i Russland var det private observatoriet til A.A. Lyubimov i Kholmogory, Arkhangelsk-regionen, åpnet i 1692. I 1701 ble det etter ordre fra Peter I opprettet et observatorium ved Navigasjonskolen i Moskva. I 1839 ble Pulkovo-observatoriet i nærheten av St. Petersburg grunnlagt, utstyrt med de mest avanserte instrumentene, som gjorde det mulig å oppnå resultater med høy presisjon. For dette Pulkovo-observatoriet ble det kåret til verdens astronomiske hovedstad. Nå i Russland er det mer enn 20 astronomiske observatorier, blant dem er det ledende det viktigste (Pulkovo) astronomiske observatoriet for vitenskapsakademiet.
Verdens observatorier
Blant utenlandske observatorier er de største Greenwich (Storbritannia), Harvard og Mount Palomar (USA), Potsdam (Tyskland), Krakow (Polen), Byurakan (Armenia), Wien (Østerrike), Krim (Ukraina), etc. Observatories of forskjellige land utveksler resultatene av observasjoner og forskning, og jobber ofte i henhold til det samme programmet for å generere de mest nøyaktige dataene.
Tilrettelegging av observatorier
For moderne observatorier er en typisk utsikt en sylindrisk eller mangesidig bygning. Dette er tårnene der teleskopene er installert. Moderne observatorier er utstyrt med optiske teleskoper plassert i lukkede kuppelbygninger eller radioteleskoper. Lysstråling samlet med teleskoper registreres ved fotografiske eller fotoelektriske metoder og analyseres for å få informasjon om fjerne astronomiske objekter. Observatorier ligger vanligvis langt fra byer, i klimasoner med lite skydekke og om mulig på høye platåer, hvor atmosfærisk turbulens er ubetydelig og infrarød stråling absorbert av den lavere atmosfæren kan studeres.
Observatorietyper
Det er spesialiserte observatorier som fungerer i henhold til et smalt vitenskapelig program: radioastronomi, fjellstasjoner for å observere solen; noen observatorier er assosiert med observasjoner gjort av astronauter fra romskip og orbitale stasjoner.
Det meste av det infrarøde og ultrafiolette området, samt røntgenstråler og gammastråler av kosmisk opprinnelse, er utilgjengelige for observasjoner fra jordoverflaten. For å studere universet i disse strålene er det nødvendig å ta observasjonsinstrumentene ut i rommet. Inntil nylig var ikke ekstra atmosfærisk astronomi tilgjengelig. Nå har det blitt en raskt utviklende gren av vitenskapen. Resultatene oppnådd med romteleskoper, uten den minste overdrivelse, snudde mange av våre ideer om universet på hodet.
Det moderne romteleskopet er et unikt sett med instrumenter som er utviklet og drevet av flere land i mange år. Tusenvis av astronomer fra hele verden deltar i observasjoner ved moderne kretsobservatorier.
Bildet viser prosjektet til det største infrarøde optiske teleskopet ved European Southern Observatory med en høyde på 40 m.
En vellykket drift av et romobservatorium krever felles innsats fra en rekke spesialister. Romteknikere forbereder teleskopet for lansering, legger det i bane og overvåker strømforsyningen til alle instrumenter og deres normale funksjon. Hvert objekt kan observeres i flere timer, så det er spesielt viktig å holde satellittens retning i bane rundt jorden i samme retning slik at teleskopets akse forblir strengt rettet mot objektet.
Infrarøde observatorier
For å utføre infrarøde observasjoner må en ganske stor belastning sendes ut i rommet: selve teleskopet, enheter for behandling og overføring av informasjon, en kjøler som skal beskytte IR-mottakeren mot bakgrunnsstråling - infrarøde kvanta som sendes ut av selve teleskopet. Derfor, i hele romfartens historie, har svært få infrarøde teleskoper operert i rommet. Det første infrarøde observatoriet ble lansert i januar 1983 som en del av det felles US-europeiske IRAS-prosjektet. I november 1995 lanserte den europeiske romfartsorganisasjonen ISO-infrarød observatorium i en bane nær jorden. Den har et teleskop med samme speildiameter som på IRAS, men mer følsomme detektorer brukes til å registrere strålingen. Et bredere spekter av det infrarøde spekteret er tilgjengelig for ISO-observasjoner. Flere flere rominfrarøde teleskopprosjekter er under utvikling og vil bli lansert de neste årene.
Interplanetære stasjoner klarer seg heller ikke uten IR-utstyr.
Ultrafiolette observatorier
Ultrafiolett stråling fra sol og stjerner absorberes nesten fullstendig av ozonlaget i atmosfæren vår, så UV-kvanta kan bare registreres i den øvre atmosfæren og utover.
For første gang ble et ultrafiolett reflektorteleskop med speildiameter (SO cm og et spesielt ultrafiolett spektrometer lansert i verdensrommet på den felles amerikansk-europeiske satellitten Copernicus, lansert i august 1972. Observasjoner ble utført på den til 1981.
For tiden pågår det arbeid i Russland for å forberede lanseringen av et nytt ultrafiolett teleskop Spectr-UF med en speildiameter på 170 cm. Det store internasjonale prosjektet Spectr-UF - World Space Observatory (WCO-UF) er rettet mot å utforske universet utilgjengelig til observasjoner med bakkebaserte instrumenter i det ultrafiolette (UV) området av det elektromagnetiske spekteret: 100-320 nm.
Prosjektet ledes av Russland og er inkludert i Federal Space Program for 2006-2015. For tiden deltar Russland, Spania, Tyskland og Ukraina i prosjektet. Kasakhstan og India viser også interesse for å delta i prosjektet. Institute of Astronomy of the Russian Academy of Sciences er den vitenskapelige hovedorganisasjonen for prosjektet. Hovedorganisasjonen for rakett- og romkomplekset er NPO oppkalt etter S.A. Lavochkin.
Hovedinstrumentet til observatoriet blir opprettet i Russland - et romteleskop med et hovedspeil på 170 cm i diameter. Teleskopet vil være utstyrt med spektrografier med høy og lav oppløsning, et spektrograf med lang spalte, samt kameraer for å konstruere høye -kvalitetsbilder i UV- og optiske spektralregioner.
Når det gjelder evner, er VKO-UV-prosjektet sammenlignbart med det amerikanske Hubble Space Telescope (KTKh) og overgår det til og med i spektroskopi.
EKO-UV vil åpne for nye muligheter for planetarisk forskning, stjernestell, ekstragalaktisk astrofysikk og kosmologi. Lanseringen av observatoriet er planlagt til 2016.
Røntgenobservatorier
Røntgenstråler gir oss informasjon om kraftige kosmiske prosesser assosiert med ekstreme fysiske forhold. Den høye energien til røntgen og gamma-kvanta gjør det mulig å registrere dem "etter stykke", med en nøyaktig indikasjon på registreringstiden. Røntgendetektorer er relativt enkle å produsere og lette i vekt. Derfor ble de brukt til observasjoner i den øvre atmosfæren og utover ved å bruke raketter i høy høyde allerede før de første lanseringene av kunstige jordssatellitter. Røntgenteleskoper er installert på mange banestasjoner og interplanetære romfartøyer. Totalt har omtrent hundre av disse teleskopene besøkt verdensrommet.
Gamma-observatoriet
Gamma-stråling er nært knyttet til røntgenstråler, så lignende metoder brukes til å registrere den. Svært ofte undersøkes både røntgen- og gammakilder samtidig på teleskoper som sendes i bane nær jorden. Gamma-stråler gir oss informasjon om prosessene som foregår inne i atomkjerner, og om transformasjoner av elementære partikler i rommet.
De første observasjonene av kosmiske gammakilder ble klassifisert. På slutten av 60-tallet - tidlig på 70-tallet. USA har lansert fire militære satellitter i Vela-serien. Utstyret til disse satellittene var designet for å oppdage utbrudd av hard røntgen- og gammastråling som oppstår under atomeksplosjoner. Imidlertid viste det seg at de fleste av de registrerte utbruddene ikke er relatert til militære tester, og kildene deres er ikke lokalisert på jorden, men i verdensrommet. Slik ble et av de mest mystiske fenomenene i universet oppdaget - gammastråleskurer, som er enkle kraftige skudd av hard stråling. Selv om de første kosmiske gammastråleskuddene ble spilt inn i 1969, ble informasjon om dem kun publisert fire år senere.
Et observatorium er en vitenskapelig institusjon der ansatte - forskere med forskjellige spesialiteter - observerer naturfenomener, analyserer observasjoner og på grunnlag av dem fortsetter å studere hva som skjer i naturen.
Astronomiske observatorier er spesielt utbredt: vi forestiller oss dem vanligvis når vi hører dette ordet. De studerer stjerner, planeter, store stjerneklynger og andre romobjekter.
Men det er andre typer av disse institusjonene:
- geofysisk - for å studere atmosfæren, nordlys, jordens magnetosfære, egenskapene til bergarter, tilstanden til jordskorpen i seismisk aktive regioner og andre lignende problemer og gjenstander;
- auroral - for å studere auroraen;
- seismikk - for konstant og detaljert registrering av alle vibrasjoner i jordskorpen og deres undersøkelse;
- meteorologisk - for å studere værforhold og identifisere værmønstre;
- kosmiske stråleobservatorier og en rekke andre.
Hvor er observatorier bygget?
Observatorier bygges i de områdene som gir forskere maksimalt materiale for forskning. 
Meteorologisk - over hele verden; astronomisk - i fjellet (der er luften ren, tørr, ikke "blindet" av bybelysning), radioobservatorier - i bunnen av dype daler, utilgjengelig for kunstig radioforstyrrelse.
Astronomiske observatorier
Astronomisk - den eldste typen observatorium. Astronomer i eldgamle tider var prester, de holdt en kalender, studerte solens bevegelse på himmelen, var engasjert i spådommer av hendelser, menneskers skjebne, avhengig av himmelenes innretting. De var astrologer - mennesker som ble fryktet selv av de mest voldsomme herskerne.
Gamle observatorier var vanligvis plassert i de øvre rommene i tårnene. En rett stang utstyrt med et glidende syn fungerte som verktøy.
Antikkens store astronom var Ptolemaios, som samlet i biblioteket i Alexandria et stort antall astronomiske bevis, poster, dannet en katalog med posisjoner og lysstyrke for 1022 stjerner; oppfant den matematiske teorien om planetforskyvning og samlet bevegelsestabeller - forskere har brukt disse tabellene i mer enn 1000 år!
I middelalderen ble observatorier spesielt aktivt bygget i øst. Det gigantiske Samarkand-observatoriet er kjent, der Ulugbek - en etterkommer av den legendariske Timur-Tamerlane - overvåket solens bevegelse og beskrev den med enestående nøyaktighet. Observatoriet med en radius på 40 m så ut som en sekstantgrøft med sørlig orientering og marmorbekledning.
Den største astronomen i den europeiske middelalderen, som nesten bokstavelig talt snudde verden på hodet, var Nicolaus Copernicus, som "flyttet" solen til sentrum av universet i stedet for jorden og foreslo å betrakte jorden som en annen planet.
Og et av de mest avanserte observatoriene var Uraniborg, eller Sky Castle, - eiendommen til Tycho Brahe, den danske rettsastronomen. Observatoriet var utstyrt med det beste, mest nøyaktige instrumentet på den tiden, hadde sine egne instrumentverksteder, et kjemikalielaboratorium, en lagring av bøker og dokumenter, og til og med en trykkpresse for sine egne behov og en papirfabrikk for papirproduksjon - en kongelig luksus på den tiden!
I 1609 dukket det første teleskopet opp - hovedinstrumentet til ethvert astronomisk observatorium. Galileo ble dens skaper. Det var et reflektorteleskop: strålene i det ble brutt, og passerte gjennom en serie glasslinser.
Han forbedret Kepler-teleskopet: i enheten var bildet omvendt, men av høyere kvalitet. Denne funksjonen ble til slutt standard for teleskopinstrumenter.
I det 17. århundre, med utviklingen av navigasjon, begynte statsobservatorier å dukke opp - Royal Parisian, Royal Greenwich observatories, observatories i Polen, Danmark og Sverige. Den revolusjonerende konsekvensen av deres konstruksjon og aktivitet var innføringen av en tidsstandard: den ble nå regulert av lyssignaler, og deretter av telegraf, radio.
I 1839 ble Pulkovo-observatoriet (St. Petersburg) åpnet, som ble en av de mest berømte i verden. I dag er det mer enn 60 observatorier i Russland. En av de største på internasjonal skala er Pushchino Radio Astronomy Observatory, opprettet i 1956.
Zvenigorod Observatory (12 km fra Zvenigorod) har verdens eneste WAU-kamera som er i stand til å utføre masseobservasjoner av geostasjonære satellitter. I 2014 åpnet Moskva State University et observatorium på Shadzhatmaz-fjellet (Karachay-Cherkessia), hvor de installerte det største moderne teleskopet for Russland, med en diameter på 2,5 m.
De beste moderne utenlandske observatoriene
Mauna kea- ligger på Big Hawaiian Island, har det største arsenal av utstyr med høy presisjon på jorden.
VLT-kompleks("Stort teleskop") - ligger i Chile, i "teleskopørkenen" Atacama. 
Yerkes observatorium i USA - "fødestedet til astrofysikk."
ORM-observatoriet(Kanariøyene) - har et optisk teleskop med størst blenderåpning (evnen til å samle lys).
Arecibo- ligger i Puerto Rico og eier et radioteleskop (305 m) med en av de største åpningene i verden.
Tokyo University Observatory(Atacama) - den høyeste på jorden, som ligger på toppen av Mount Cerro Chinantor.
OBSERVATORI, en institusjon for produksjon av astronomiske eller geofysiske (magnetometriske, meteorologiske og seismiske) observasjoner; derav inndelingen av observatorier i astronomisk, magnetometrisk, meteorologisk og seismisk.
Astronomisk observatorium
I henhold til deres formål kan astronomiske observatorier deles inn i to hovedtyper: astrometriske og astrofysiske observatorier. Astrometriske observatorier er opptatt av å bestemme de nøyaktige posisjonene til stjerner og andre armaturer for forskjellige formål, og avhengig av dette, ved hjelp av forskjellige verktøy og metoder. Astrofysiske observatorier studere forskjellige fysiske egenskaper til himmellegemer, for eksempel temperatur, lysstyrke, tetthet, samt andre egenskaper som krever fysiske undersøkelsesmetoder, for eksempel bevegelse av stjerner langs siktelinjen, stjernediameter bestemt av interferensmetoden osv. Mange store observatorier forfølger blandede formål, men det er observatorier for et smalere formål, for eksempel for å observere variabiliteten til geografisk breddegrad, for å søke etter mindre planeter, observere variable stjerner, etc.
Observatoriets beliggenhet må tilfredsstille en rekke krav, som inkluderer: 1) fullstendig fravær av risting forårsaket av nærhet til jernbane, trafikk eller fabrikker, 2) størst renhet og gjennomsiktighet i luften - ikke støv, røyk, tåke, 3) ingen belysning av himmelen forårsaket av nærheten til byen, fabrikker, jernbanestasjoner osv., 4) luftens ro om natten, 5) en ganske åpen horisont. Forhold 1, 2, 3 og delvis 5 tvinger observatoriene til å bli flyttet ut av byen, ofte til og med til betydelige høyder over havet, og skaper fjellobservatorier. Tilstand 4 avhenger av en rekke årsaker, delvis av et generelt klimat (vind, fuktighet), delvis av lokal karakter. I alle fall tvinger den deg til å unngå steder med sterke luftstrømmer, for eksempel som følge av sterk oppvarming av jorden av solen, skarpe svingninger i temperatur og fuktighet. De mest fordelaktige er områder dekket med et jevnt vegetasjonsdekke, med et tørt klima, i tilstrekkelig høyde over havet. Moderne observatorier består vanligvis av separate paviljonger som ligger midt i en park eller spredt over en eng der instrumentene er installert (figur 1).
Til siden er laboratorier - rom for måling og databehandling, for å studere fotografiske plater og for å utføre forskjellige eksperimenter (for eksempel for å studere strålingen til en helt svart kropp, som en standard for å bestemme temperaturen på stjerner), et mekanisk verksted , et bibliotek og boligkvarter. En av bygningene har en kjeller for en klokke. Hvis observatoriet ikke er koblet til strømnettet, settes det opp sitt eget kraftverk.
Instrumentalt utstyr for observatorier kan være veldig variert avhengig av formålet. For å bestemme de riktige stigningene og deklinasjonene til armaturene, brukes meridian-sirkelen, noe som gir begge koordinatene samtidig. På noen observatorier, etter eksemplet fra Pulkovo-observatoriet, brukes to forskjellige instrumenter for dette formålet: et passeringsinstrument og en vertikal sirkel, som gjør det mulig å bestemme koordinatene ovenfor separat. De fleste observasjonene er delt inn i grunnleggende og relative. Den første består i den uavhengige avledningen av et uavhengig system med høyre oppstigning og deklinasjoner med bestemmelse av posisjonen til vårjevndøgn og ekvator. Den andre består i å knytte de observerte stjernene, vanligvis plassert i en smal sone i deklinasjon (derav begrepet: soneobservasjoner), til referansestjernene, hvis posisjon er kjent fra grunnleggende observasjoner. For relative observasjoner blir fotografering nå mer og mer brukt, og dette området av himmelen er filmet med spesielle rør med et kamera (astrografier) med tilstrekkelig stor brennvidde (vanligvis 2-3,4 m). Den relative bestemmelsen av plasseringen av objekter nær hverandre, for eksempel dobbeltstjerner, mindre planeter og kometer, i forhold til nærliggende stjerner, satellitter av planeter i forhold til selve planeten, bestemmelsen av årlige parallakser utføres ved hjelp av ekvatorialene både visuelt - ved hjelp av et okular mikrometer, og fotografisk, der okularet erstattes av en fotografisk plate. For dette formål brukes de største instrumentene, med linser fra 0 til 1 m. Breddegradens variasjon studeres hovedsakelig ved hjelp av senitt-teleskoper.
De viktigste observasjonene av astrofysisk art er fotometriske, inkludert kolorimetri, det vil si bestemmelse av fargen på stjerner og spektroskopisk. Førstnevnte produseres ved hjelp av fotometre installert som uavhengige instrumenter eller oftere festet til en refraktor eller reflektor. Spektrografer med spalte brukes til spektrale observasjoner, som er festet til de største reflektorene (med et speil fra 0 til 2,5 m) eller, i foreldede tilfeller, til store refraktorer. De resulterende fotografiene av spektrene brukes til forskjellige formål, for eksempel: bestemmelse av radiale hastigheter, spektroskopiske parallakser og temperatur. For en generell klassifisering av stjernespektre kan mer beskjedne instrumenter brukes - den såkalte. prisme kameraer, bestående av et kortfokuskamera med høy blenderåpning med et prisme foran linsen, som gir spektra av mange stjerner på en plate, men med lav spredning. For spektrale studier av solen, så vel som stjerner, bruker noen observatorier den såkalte. tårneteleskoper presentere kjente fordeler. De består av et tårn (opptil 45 m høyt), på toppen av hvilket en cellostat er installert, som sender solstrålene loddrett nedover; en linse er plassert litt under helheten, gjennom hvilken strålene passerer og samles i fokus på bakkenivå, der de går inn i et vertikalt eller horisontalt spektrografi under konstante temperaturforhold.
De nevnte verktøyene er montert på solide steinsøyler med dype og store fundamenter, isolert fra resten av bygningen slik at det ikke overføres noe støt. Refraktorer og reflektorer plasseres i runde tårn (fig. 2), dekket med en halvkuleformet roterende kuppel med en nedtrekksluke der observasjon foregår.
For refraktorer blir gulvet i tårnet løftet, slik at observatøren komfortabelt kan komme til okularenden av teleskopet ved enhver tilbøyelighet av sistnevnte til horisonten. I reflektortårn brukes stiger og små løfteplattformer i stedet for løftegulv. Store reflektortårn skal være utformet for å gi god varmeisolasjon om dagen mot oppvarming og tilstrekkelig ventilasjon om natten når kuppelen er åpen. Instrumenter beregnet for observasjon i en bestemt vertikal - meridian-sirkelen, passasjeinstrumentet og delvis den vertikale sirkelen - er installert i bølgepappepaviljonger (figur 3), som har form av en liggende halvsylinder. Ved å åpne brede luker eller rullende bakvegger dannes et stort gap i meridianens plan eller den første vertikale, avhengig av installasjonen av instrumentet, som muliggjør observasjon.
Enheten til paviljongen skal sørge for god ventilasjon, siden lufttemperaturen inne i paviljongen når den observeres, skal være lik den utvendige temperaturen, noe som eliminerer feil brudd i synslinjen, kalt hallbrytning(Saalrefraktion). Med transittinstrumenter og meridian-sirkler arrangeres ofte verdener, som er solide merker satt i meridianens plan i en viss avstand fra instrumentet.
Observatorier som serverer tid, så vel som å gjøre grunnleggende bestemmelser om høyre oppstigning, krever en stor klokkeinstallasjon. Klokken plasseres i en kjeller, i et miljø med konstant temperatur. I et spesialrom er distribusjonstavler og kronografer plassert for å sammenligne klokker. Her er også en mottaksradiostasjon installert. Hvis observatoriet selv gir tidssignalene, kreves det en annen installasjon for automatisk sending av signaler; overføring skjer via en av de kraftige sendestasjonene.
I tillegg til permanent fungerende observatorier, er det noen ganger satt opp midlertidige observatorier og stasjoner, ment enten for å observere kortsiktige fenomener, hovedsakelig solformørkelser (før også Venus-passeringer over solskiven), eller for å utføre bestemt arbeid, etter som et slikt observatorium er stengt igjen. Noen europeiske og spesielt nordamerikanske observatorier åpnet midlertidig - i flere år - kontorer på den sørlige halvkule for å observere den sørlige himmelen for å samle posisjonelle, fotometriske eller spektroskopiske kataloger over sørlige stjerner med de samme metodene og instrumentene som ble brukt til samme formål ved hovedobservatoriet på den nordlige halvkule. Totalt antall nåværende astronomiske observatorier når 300. Noen data, nemlig: plassering, hovedinstrumenter og grunnleggende arbeid på de viktigste moderne observatoriene er gitt i tabellen.
Magnetisk observatorium
Magnetic Observatory er en stasjon som regelmessig overvåker geomagnetiske elementer. Det er et referansepunkt for geomagnetisk kartlegging av det tilstøtende området. Materialet som leveres av det magnetiske observatoriet er grunnleggende i studiet av jordens magnetiske liv. Arbeidet til det magnetiske observatoriet kan deles inn i følgende sykluser: 1) studiet av tidsmessige variasjoner i elementene til terrestrisk magnetisme, 2) deres regelmessige målinger i absolutt mål, 3) studiet og studiet av geomagnetiske instrumenter brukt i magnetisk undersøkelser, 4) spesialforskningsarbeid innen områder med geomagnetiske fenomener.
For å utføre disse arbeidene har magnetobservatoriet et sett med normale geomagnetiske instrumenter for å måle elementene i terrestrisk magnetisme i absolutt mål: magnetisk teodolitt og en tilbøyelig, vanligvis av induksjonstype, som mer avansert. Disse enhetene d. B. blir sammenlignet med standardinstrumenter tilgjengelig i hvert land (i Sovjetunionen lagres de på Slutsk Magnetic Observatory), igjen sammenlignet med den internasjonale standarden i Washington. For å studere de tidsmessige variasjonene av jordens magnetfelt, har observatoriet et eller to sett med variometre - variometre D, H og Z - som gir kontinuerlig registrering av endringer i elementene i jordens magnetisme over tid. Prinsippet for drift av ovennevnte enheter - se Terrestrisk magnetisme. De vanligste designene er beskrevet nedenfor.
En magnetisk teodolitt for absolutte H-målinger er vist på fig. 4 og 5. Her er A en horisontal sirkel, hvoravlesningene blir tatt ved hjelp av mikroskop B; I - tube for observasjoner ved autokollimeringsmetoden; C - et hus for en magnet m, D - en avstenger som er festet på bunnen av et rør, der en tråd går for å støtte en magnet m. På toppen av dette røret er det et hode F, som tråden er festet til. Avbøyningsmagneter (hjelpemagneter) plasseres på lagrene M 1 og M 2; retningen til magneten på dem bestemmes av spesielle sirkler med avlesninger ved hjelp av mikroskop a og b. Observasjoner av deklinasjon utføres ved bruk av samme teodolitt, eller det er installert en spesiell declinator, hvis utforming generelt er den samme som den beskrevne enheten, men uten enheter for avvik. For å bestemme stedet for sant nord på azimuth-sirkelen, brukes et spesielt satt mål, hvis sanne azimut bestemmes ved hjelp av astronomiske eller geodetiske målinger.
En jordspole (helling) for å bestemme hellingen er vist på fig. 6 og 7. Dobbeltspolen S kan rotere rundt en akse som ligger på lagrene montert i ringen R. Posisjonen til rotasjonsaksen til spolen bestemmes langs den vertikale sirkelen V ved bruk av mikroskop M, M. H er en horisontal sirkel tjener til å sette akselen til spolen i planet til den magnetiske meridianen, K - en bryter for å konvertere en vekselstrøm oppnådd ved å rotere spolen til en likestrøm. Fra klemmene til denne bryteren mates strømmen til et følsomt galvanometer med et satazert magnetisk system.
Variometer H er vist på fig. 8. Inne i et lite kammer er en magnet M hengt på en kvartstråd eller på en bifilar. Det øvre festepunktet til tråden er plassert på toppen av opphengsrøret og er forbundet med et hode T som kan rotere rundt en vertikal akser.
Et speil S er uadskillelig festet til magneten, hvorpå en lysstråle faller fra belysningen til opptaksapparatet. Et fast speil B er festet ved siden av speilet, hvis formål er å tegne en grunnlinje på magnetogrammet. L - linse, som gir et bilde av belysningsslissen på trommelen til opptaksapparatet. En sylindrisk linse er installert foran trommelen, og reduserer dette bildet til et punkt. At. Opptak på fotografisk papir, viklet på trommelen, er laget ved å flytte lyspunktet langs trommelens generatrise fra lysstrålen reflektert fra speilet S. Konstruksjonen til variometer B er den samme i detalj som den beskrevne innretningen, bortsett fra for orienteringen av magneten M i forhold til speilet S.
Variometeret Z (fig. 9) består i hovedsak av et magnetisk system som pendler rundt en horisontal akse. Systemet er lukket inne i kammeret 1, som har en åpning i den fremre delen, lukket av en linse 2. Svingningene i det magnetiske systemet registreres av opptakeren takket være et speil som er festet til systemet. Et stasjonært speil plassert ved siden av et bevegelig, tjener til å bygge en grunnlinje. Den generelle ordningen av variometrene under observasjoner er vist i fig. 10.
Her er R et opptaksapparat, U er dens urverk, som roterer en trommel W med lysfølsomt papir, l er en sylindrisk linse, S er en belysning, H, D, Z er variometre for de tilsvarende elementene i jordbasert magnetisme. I variometer Z betegner bokstavene L, M og t henholdsvis en linse, et speil koblet til det magnetiske systemet og et speil festet til en enhet for å registrere temperaturer. Avhengig av de spesielle oppgavene som observatoriet deltar i, er dens videre utstyr allerede av spesiell art. Pålitelig drift av geomagnetiske instrumenter krever spesielle forhold i betydningen fravær av forstyrrende magnetfelt, konstant temperatur osv .; Derfor blir magnetobservatorier ført langt utover byen med sine elektriske installasjoner og er ordnet slik at de garanterer ønsket grad av temperaturbestandighet. For dette er paviljongene der magnetiske målinger gjøres, vanligvis bygget med doble vegger, og varmesystemet ligger langs korridoren dannet av bygningens ytre og indre vegger. For å utelukke den gjensidige innflytelsen fra variasjonsinnretningene på de normale, er begge vanligvis installert i forskjellige paviljonger, noe fjernt fra hverandre. Ved bygging av slike bygninger, d. B. spesiell oppmerksomhet er rettet mot det faktum at det ikke er jernmasser i eller i nærheten, spesielt bevegelige. Når det gjelder ledninger etc. b. vilkårene er oppfylt, noe som garanterer fravær av magnetiske felt med elektrisk strøm (bifilar ledninger). Nærheten til strukturer som skaper mekaniske støt er uakseptabelt.
Siden magnetobservatoriet er hovedpoenget for å studere magnetisk liv: jorden, er det ganske naturlig å kreve b. eller m. deres jevne fordeling over hele jordoverflaten. For øyeblikket er dette kravet bare oppfylt omtrent. Tabellen nedenfor, som presenterer en liste over magnetiske observatorier, gir en ide om i hvilken grad dette kravet er oppfylt. I tabellen indikerer kursiv den gjennomsnittlige årlige endringen i elementet av jordbasert magnetisme på grunn av det sekulære forløpet.
Det rikeste materialet samlet av magnetiske observatorier er studiet av tidsmessige variasjoner i geomagnetiske elementer. Dette inkluderer daglige, årlige og sekulære variasjoner, så vel som de plutselige endringene i jordens magnetfelt, som kalles magnetiske stormer. Som et resultat av studiet av døgnvariasjoner ble det mulig å isolere innflytelsen fra solens og månens posisjon i forhold til observasjonsstedet og å etablere rollen til disse to kosmiske kroppene i døgnendringer i geomagnetiske elementer . Hovedårsaken til variasjon er solen; innflytelsen fra månen overstiger ikke 1/15 av den første stjernens handling. Amplituden av daglige svingninger har i gjennomsnitt en verdi på omtrent 50 γ (γ = 0,00001 gauss, se jordmagnetisme), det vil si omtrent 1/1000 av den totale spenningen; det varierer avhengig av breddegraden til observasjonsstedet og avhenger i stor grad av sesongen. Som regel er amplituden av døgnvariasjoner om sommeren større enn om vinteren. Studien av fordelingen av magnetiske stormer i tid har ført til etablering av deres forbindelse med solens aktivitet. Antall stormer og intensiteten deres sammenfaller med tiden med antall solflekker. Denne omstendigheten tillot Stormer å lage en teori som forklarte forekomsten av magnetiske stormer ved inntrengning av elektriske ladninger i de øvre lagene i atmosfæren, utstrålt av solen i perioder med sin største aktivitet, og den parallelle dannelsen av en ring av bevegelige elektroner i en betydelig høyde, nesten utenfor atmosfæren, i planet til jordens ekvator.
Meteorologisk observatorium
Meteorologisk observatorium, den høyeste vitenskapelige institusjonen for å studere spørsmål knyttet til det fysiske livet på jorden i vid forstand. Disse observatoriene er nå engasjert ikke bare i meteorologiske og klimatiske spørsmål og i værservicen, men inkluderer også i deres oppgavespørsmål spørsmål om terrestrisk magnetisme, atmosfærisk elektrisitet og atmosfærisk optikk; noen observatorier utfører til og med seismiske observasjoner. Derfor har slike observatorier et bredere navn - geofysiske observatorier eller institutter.
Observatories egne observasjoner innen meteorologi er ment å gi strengt vitenskapelig materiale av observasjoner gjort på meteorologiske elementer, nødvendig for klimatologi, værtjenester og en rekke praktiske forespørsler basert på opptak av opptakere med kontinuerlig registrering av alle endringer i løpet av meteorologiske elementer. Direkte observasjoner i visse presserende timer gjøres over slike elementer som lufttrykk (se barometer), temperatur og fuktighet (se hygrometer), over retning og hastighet på vinden, solskinn, nedbør og fordampning, snødekke, jordtemperatur og annet atmosfæriske fenomener under programmet for meteorologiprivat, stasjoner av 2. kategori. I tillegg til disse programmerte observasjonene, blir kontrollobservasjoner utført ved meteorologiske observatorier, i tillegg til at det blir utført studier av metodisk karakter, uttrykt i etablering og testing av nye observasjonsmetoder over fenomener som allerede er delvis studert; og ikke studert i det hele tatt. Observasjoner av observatorier bør være langsiktige for å kunne trekke en rekke konklusjoner fra dem for å oppnå gjennomsnittlige "normale" verdier med tilstrekkelig nøyaktighet, for å bestemme størrelsen på ikke-periodiske svingninger som ligger i et gitt observasjonssted , og å bestemme mønstre i løpet av disse fenomenene over tid.
I tillegg til å gjøre sine egne meteorologiske observasjoner, er en av de viktigste oppgavene til observatorier å studere hele landet som helhet eller dets individuelle områder i fysiske forhold og Ch. arr. når det gjelder klima. Observasjonsmaterialet som kommer fra nettverket av meteorologiske stasjoner til observatoriet blir her utsatt for detaljert studie, kontroll og grundig verifisering for å velge de mest godartede observasjonene som allerede kan gå for videre utvikling. Første konklusjoner fra dette verifiserte materialet er publisert i observatoriets publikasjoner. Slike publikasjoner på nettverket av stasjoner fra den tidligere. Russland og Sovjetunionen dekker observasjoner som startet i 1849. Ch. arr. konklusjoner fra observasjoner, og bare for et lite antall observasjonsstasjoner skrives ut i sin helhet.
Resten av det bearbeidede og verifiserte materialet oppbevares i arkivet til observatoriet. Som et resultat av en dyp og grundig studie av disse materialene, kommer det fra tid til annen til forskjellige monografier, enten som karakteriserer prosesseringsteknikken eller om utviklingen av individuelle meteorologiske elementer.
En av de spesifikke egenskapene til observatoriets aktiviteter er en spesiell værvarsel- og varslingstjeneste. For tiden er denne tjenesten blitt skilt fra Main Geophysical Observatory i form av et uavhengig institutt - Central Weather Bureau. For å vise utviklingen og prestasjonene til vår værtjeneste, nedenfor, er det data om antall telegrammer som mottas av Weather Bureau per dag, fra og med 1917.
Foreløpig mottar Central Weather Bureau opptil 700 interne telegrammer alene, i tillegg til rapporter. I tillegg jobbes det her med å forbedre metodene for værvarsling. Når det gjelder graden av suksess for kortsiktige spådommer, bestemmes den til 80-85%. I tillegg til kortsiktige prognoser er det nå utviklet metoder og langsiktige spådommer om værets generelle natur for den kommende sesongen eller i korte perioder, eller detaljerte spådommer om spesifikke spørsmål (åpning og frysing av elver, flom, tordenvær) , snøstorm, hagl osv.) blir gitt.
For at observasjonene som er gjort på stasjonene i det meteorologiske nettverket skal være sammenlignbare med hverandre, er det nødvendig at instrumentene som brukes til disse observasjonene, sammenlignes med de "normale" standardene som ble vedtatt på internasjonale kongresser. Oppgaven med å kontrollere instrumentene løses av en spesiell avdeling ved observatoriet; på alle stasjoner i nettverket brukes bare instrumenter som er testet ved observatoriet og utstyrt med spesielle sertifikater som gir rettelser eller permanente for de tilsvarende instrumentene under gitte observasjonsforhold. I tillegg, for de samme formålene med sammenlignbarhet av resultatene av direkte meteorologiske observasjoner på stasjoner og observatorier, må disse observasjonene gjøres i strengt definerte termer og i henhold til et bestemt program. I lys av dette gir observatoriet spesielle instruksjoner for produksjon av observasjoner, revidert fra tid til annen på grunnlag av eksperimenter, vitenskapens fremgang og i samsvar med avgjørelser fra internasjonale kongresser og konferanser. Observatoriet beregner og publiserer derimot spesielle tabeller for behandling av meteorologiske observasjoner gjort på stasjonene.
I tillegg til meteorologisk gjennomfører en rekke observatorier også aktinometriske studier og systematiske observasjoner av intensiteten av solstråling, over diffus stråling og over jordens egen stråling. I denne forbindelse er observatoriet i Slutsk (tidligere Pavlovsk) velkjent, der et stort antall instrumenter er designet både for direkte målinger og for kontinuerlig automatisk registrering av endringer i forskjellige strålingselementer (aktinografier), og disse instrumentene ble installert her for å operere tidligere enn ved observatorier i andre land. I noen tilfeller utføres studier for å studere energien i separate deler av spekteret, i tillegg til integrert stråling. Spørsmål knyttet til polarisering av lys er også gjenstand for en spesiell studie av observatorier.
Vitenskapelige flyvninger på ballonger og gratis ballonger, utført gjentatte ganger for direkte observasjoner av tilstanden til meteorologiske elementer i en fri atmosfære, selv om de leverte en rekke meget verdifulle data for å forstå atmosfærens liv og lovene som styrer den, likevel disse flyreiser hadde bare svært begrenset anvendelse i hverdagen på grunn av de betydelige kostnadene forbundet med dem, samt vanskeligheten med å nå store høyder. Suksessene med luftfart stilte vedvarende krav for å avklare tilstanden til meteorologiske elementer og Ch. arr. vindretninger og hastigheter i forskjellige høyder i en fri atmosfære osv. legge frem viktigheten av aerologisk forskning. Spesielle institutter ble organisert, spesielle metoder ble utviklet for å løfte opptakere av forskjellige design, som løftes til en høyde på drager eller ved hjelp av spesielle gummiballonger fylt med hydrogen. Registrene til disse opptakerne gir informasjon om tilstanden til trykk, temperatur og fuktighet, samt luftens hastighet og retning i forskjellige høyder i atmosfæren. I tilfelle når det kun kreves informasjon om vinden i forskjellige lag, blir observasjoner gjort over små pilotballonger fritt frigitt fra observasjonsstedet. I lys av den enorme betydningen slike observasjoner har for formål med lufttransport, organiserer observatoriet et helt nettverk av aerologiske punkter; behandlingen av resultatene av observasjonene som er gjort, samt løsningen av en rekke problemer av teoretisk og praktisk betydning angående atmosfærens bevegelse, utføres på observatorier. Systematiske observasjoner ved observatorier i høy høyde gir også materiale for å forstå lovene i atmosfærisk sirkulasjon. I tillegg er slike observatorier i høy høyde viktige i spørsmål knyttet til fôring av elver som stammer fra isbreer og beslektede problemer med vanning, noe som er viktig i semi-ørkenklima, for eksempel i Sentral-Asia.
Når det gjelder observasjoner av elementene i atmosfærisk elektrisitet utført ved observatorier, er det nødvendig å påpeke at de har en direkte forbindelse med radioaktivitet og dessuten har en viss betydning i utviklingen av landbruksvitenskap. kulturer. Hensikten med disse observasjonene er å måle radioaktiviteten og graden av ionisering av luften, samt å bestemme den elektriske nedbørstilstanden som faller på bakken. Enhver forstyrrelse som oppstår i jordens elektriske felt forårsaker forstyrrelser i trådløs og noen ganger ledningskommunikasjon. Observatorier som ligger ved kystpunkter inkluderer i sitt arbeidsprogram og forskning studiet av sjøhydrologi, observasjoner og prognoser for havtilstanden, som er av direkte betydning for sjøtransport.
I tillegg til å innhente observasjonsdata, bearbeide dem og mulige konklusjoner, virker det i mange tilfeller nødvendig å underkaste fenomenene som er observert i naturen, for eksperimentell og teoretisk studie. Derfor oppgavene til laboratorie- og matematisk forskning utført av observatorier. Under forholdene til laboratorieeksperimenter er det noen ganger mulig å reprodusere dette eller det atmosfæriske fenomenet, å grundig studere forholdene for dets forekomst og årsakene. I denne forbindelse kan man peke på arbeidet som er utført ved Main Geophysical Observatory, for eksempel for å studere fenomenet bunnis og bestemme tiltak for å bekjempe dette fenomenet. På samme måte studerte observatoriumslaboratoriet spørsmålet om kjølehastigheten til et oppvarmet legeme i en luftstrøm, som er direkte relatert til løsningen på problemet med varmeoverføring i atmosfæren. Til slutt finner matematisk analyse bred anvendelse for å løse en rekke problemer knyttet til prosesser og forskjellige fenomener som forekommer i atmosfæriske forhold, for eksempel sirkulasjon, turbulent bevegelse, etc. Avslutningsvis gir vi en liste over observatorier lokalisert i Sovjetunionen. I første omgang bør Main Geophysical Observatory (Leningrad), grunnlagt i 1849; ved siden av den, som dens forstadsgren, er observatoriet i Slutsk. Disse institusjonene utfører oppgaver i hele Unionen. I tillegg til dem, en rekke observatorier med funksjoner av republikansk, regional eller regional betydning: Geofysisk institutt i Moskva, Midt-Asiatisk meteorologisk institutt i Tasjkent, Geofysisk observatorium i Tiflis, Kharkov, Kiev, Sverdlovsk, Irkutsk og Vladivostok, organisert av Geophysical Institutes i Saratov for Nizhne-Volga-regionen og Novosibirsk for Vest-Sibir. Det er en rekke observatorier på havet - i Arkhangelsk og et nylig organisert observatorium i Aleksandrovsk for det nordlige bassenget, i Kronstadt - for det Baltiske hav, i Sevastopol og Feodosia - for Svartehavet og Azovhavet, i Baku - for det Kaspiske hav og i Vladivostok - for Stillehavet... En rekke tidligere universiteter inkluderer også observatorier med store arbeider innen meteorologi og geofysikk generelt - Kazan, Odessa, Kiev, Tomsk. Alle disse observatoriene gjennomfører ikke bare observasjoner på ett tidspunkt, men organiserer også ekspedisjonsforskning, enten av en uavhengig eller kompleks karakter, om ulike spørsmål og avdelinger for geofysikk, som i stor grad bidrar til studiet av Sovjetunionens produktive krefter.
Seismisk observatorium
Seismisk observatorium tjener til registrering og undersøkelse av jordskjelv. Hovedinstrumentet i måling av jordskjelv er en seismograf som automatisk registrerer hvert sjokk som oppstår i et bestemt plan. Derfor er en serie med tre enheter, hvorav to er horisontale pendler som fanger opp og registrerer komponentene av bevegelse eller hastighet som oppstår i retning av meridianen (NS) og parallell (EW), og den tredje, en vertikal pendel for opptak. vertikale forskyvninger, er nødvendig og tilstrekkelig. for å løse problemet med plasseringen av det episentriske området og naturen til jordskjelvet som skjedde. Dessverre er de fleste seismiske stasjoner bare utstyrt med instrumenter for måling av horisontale komponenter. Den generelle organisasjonsstrukturen til den seismiske tjenesten i Sovjetunionen er som følger. I spissen for hele virksomheten er Seismic Institute, som er en del av USSR Academy of Sciences i Leningrad. Sistnevnte leder de vitenskapelige og praktiske aktivitetene til observasjonsposter - seismiske observatorier og forskjellige stasjoner som ligger i visse regioner i landet og gjør observasjoner i henhold til et bestemt program. Central Seismic Observatory i Pulkovo, på den ene siden, er engasjert i produksjon av regelmessige og kontinuerlige observasjoner av alle tre komponentene i bevegelsen av jordskorpen ved hjelp av flere serier av opptakere, på den annen side utfører den en sammenlignende studie av innretninger og metoder for bearbeiding av seismogrammer. I tillegg, på grunnlag av vår egen studie og erfaring, blir andre stasjoner i det seismiske nettverket instruert her. I samsvar med en så viktig rolle som dette observatoriet spiller i studiet av landet i seismiske termer, har det en spesielt tilrettelagt underjordisk paviljong slik at alle eksterne effekter - temperaturendringer, svingninger i bygningen under påvirkning av vindhull osv. - ble eliminert. En av hallene til denne paviljongen er isolert fra veggene og gulvet i den generelle bygningen, og den viktigste serien med enheter med veldig høy følsomhet er plassert i den. I praksis med moderne seismometri er instrumenter designet av akademiker B. B. Golitsyn av stor betydning. I disse enhetene kan pendulens bevegelse registreres ikke mekanisk, men ved hjelp av den såkalte galvanometrisk registrering, hvor det er en endring i den elektriske tilstanden i spolen som beveger seg med seismografpendelen i magnetfeltet til en sterk magnet. Hver spole er forbundet med ledninger til et galvanometer, hvis nål svinger med bevegelsen av pendelen. Speilet, festet til galvanometernålen, lar deg følge endringene i enheten, enten direkte eller ved hjelp av fotografisk registrering. At. det er ikke nødvendig å gå inn i et rom med enheter og dermed forstyrre balansen i enhetene ved luftstrømmer. Med dette oppsettet kan instrumentene være veldig følsomme. I tillegg til de som er angitt, seismografer med mekanisk registrering... Deres design er tøffere, følsomheten er mye lavere, og ved hjelp av disse enhetene er det mulig å kontrollere, og viktigst av alt, gjenopprette poster over høysensitive enheter i tilfelle forskjellige typer feil. Ved det sentrale observatoriet, i tillegg til pågående arbeid, utføres også mange spesielle studier av vitenskapelig og anvendt betydning.
Observatorier eller stasjoner i første kategori er ment for registrering av fjerne jordskjelv. De er utstyrt med enheter med tilstrekkelig høy følsomhet, og i de fleste tilfeller er det installert et sett med enheter for de tre komponentene i jordens bevegelse. Synkron opptak av avlesningene av disse instrumentene gjør det mulig å bestemme utgangsvinkelen til seismiske stråler, og fra postene til den vertikale pendelen er det mulig å løse spørsmålet om bølgenes natur, det vil si å bestemme når en kompresjons- eller sjeldnighetsbølge nærmer seg. Noen av disse stasjonene har fremdeles instrumenter for mekanisk innspilling, det vil si mindre følsomme. En rekke stasjoner, i tillegg til generelle, er engasjert i å løse lokale spørsmål av betydelig praktisk betydning, for eksempel i Makeyevka (Donbass), ifølge instrumentopptegnelser, kan man finne en sammenheng mellom seismiske hendelser og utslipp av fyrtamp; installasjoner i Baku gjør det mulig å bestemme innvirkningen av seismiske fenomener på oljekildens regime osv. Alle disse observatoriene publiserer uavhengige bulletiner, der, i tillegg til generell informasjon om posisjonen til stasjonen og om instrumenter, informasjon om jordskjelv. er gitt, som indikerer tidene for bølgebegynnelse av forskjellige ordrer, suksessive maksima i hovedfasen, sekundære maksima, etc. I tillegg rapporteres data om de naturlige forskyvningene av jorda under jordskjelv.
Endelig seismiske observasjonspunkter i 2. kategori er beregnet for registrering av jordskjelv som ikke er spesielt fjerne eller til og med lokale. Med tanke på denne stasjonen ligger disse kap. arr. i seismiske områder, som Kaukasus, Turkestan, Altai, Baikal, Kamchatka-halvøya og Sakhalin Island i vårt union. Disse stasjonene er utstyrt med tunge pendler med mekanisk registrering, har spesielle semi-underjordiske paviljonger for installasjoner; de bestemmer øyeblikkene for begynnelsen av primære, sekundære og lange bølger, samt avstanden til episenteret. Alle disse seismiske observatoriene fungerer også som en tidstjeneste, siden instrumentobservasjoner er estimert med en nøyaktighet på noen få sekunder.
Av de andre spørsmålene som spesielle observatorier er opptatt av, la oss påpeke studiet av lunisolar tiltrekning, det vil si tidevannsbevegelsene til jordskorpen, analoge med fenomenene ebbe og strøm som er observert i havet. For disse observasjonene ble det blant annet bygget et spesielt observatorium inne i åsen nær Tomsk, og her ble 4 horisontale pendler av Zellner-systemet installert i 4 forskjellige azimutter. Ved hjelp av spesielle seismiske installasjoner ble observasjoner gjort på vibrasjonene av bygningens vegger under påvirkning av dieselmotorer, observasjoner av vibrasjonene ved broene, spesielt jernbanene, mens tog beveget seg langs dem, observasjoner av regime av mineralkilder, etc. Nylig har seismiske observatorier foretatt spesielle ekspedisjonsobservasjoner for å studere lokalisering og distribusjon av underjordiske lag, noe som er av stor betydning for leting etter mineraler, spesielt hvis disse observasjonene er ledsaget av gravimetrisk arbeid. Endelig er et viktig ekspedisjonsarbeid fra seismiske observatorier produksjon av høy presisjonsnivellering i områder som er utsatt for betydelige seismiske hendelser, fordi gjentatt arbeid i disse områdene gjør det mulig å nøyaktig bestemme verdiene for horisontale og vertikale forskyvninger som skjedde som en resultatet av et eller annet jordskjelv, og å forutsi ytterligere forskyvninger og jordskjelvfenomener.
Astronomiske observatorier (i astronomi). Beskrivelse av observatorier i antikken og i den moderne verden.
Astronomical Observatory er en vitenskapelig institusjon dedikert til å observere himmellegemer. Den er bygget på et høyt sted hvor du kan se hvor som helst. Alle observatorier er nødvendigvis utstyrt med teleskoper og lignende utstyr for astronomiske og geofysiske observasjoner.
1. Astronomiske "observatorier" i antikken.
Siden eldgamle tider har folk slått seg ned i åser eller høyt terreng for astronomiske observasjoner. Pyramidene ble også brukt til observasjon. 
Ikke langt fra festningen Karnak, som ligger i byen Luxor, er det et fristed for Ra - Gorakhte. På dagen for vintersolverv ble soloppgangen observert derfra.
Den eldste prototypen til det astronomiske observatoriet er den berømte Stonehenge. Det er en antagelse at det i en rekke parametere tilsvarte soloppgangen på dagene av sommersolverv.
2. De første astronomiske observatoriene.
Allerede i 1425 ble byggingen av et av de første observatoriene fullført nær Samarkand. Det var unikt, ettersom det aldri hadde blitt funnet noe annet sted.
Senere tok den danske kongen en øy nær Sverige for å opprette et astronomisk observatorium. Det ble bygget to observatorier. Og i 21 år fortsatte kongens aktiviteter på øya, hvor folk lærte mer og mer om hva universet er.
3. Observatories of Europe and Russia.
Observatorier begynte snart å bli opprettet i Europa. En av de første var observatoriet i København.
Et av de mest storslåtte observatoriene i tiden ble bygget i Paris. De beste forskerne jobber der.
Royal Greenwich Observatory skylder sin popularitet det faktum at "Greenwich-meridianen" går gjennom aksen til transittinstrumentet. Den ble grunnlagt etter ordre fra herskeren Charles II. Konstruksjonen ble begrunnet med behovet for å måle lengden på et sted under navigasjonen.
Etter byggingen av observatoriene i Paris og Greenwich begynte det å opprette statlige observatorier i mange andre europeiske land. Mer enn 100 observatorier begynte å operere. De opererer i nesten alle utdanningsinstitusjoner, og antallet private observatorier øker.
Blant de første som ble bygget var observatoriet til St. Petersburg Academy of Sciences. I 1690 på den nordlige Dvina, nær Arkhangelsk, ble det grunnleggende astronomiske observatoriet i Russland opprettet. I 1839 ble et annet observatorium åpnet - Pulkovo. Pulkovo-observatoriet var og er av største betydning i forhold til andre. Det astronomiske observatoriet til St. Petersburg vitenskapsakademi ble stengt, og dets mange instrumenter og instrumenter ble fraktet til Pulkovo.
Begynnelsen på et nytt stadium i utviklingen av astronomisk vitenskap refererer til etableringen av vitenskapsakademiet.
Med Sovjetunionens sammenbrudd reduseres kostnadene for forskningsutvikling. På grunn av dette begynner observatorier som ikke er tilknyttet staten, utstyrt med profesjonelt utstyr, å dukke opp i landet.
OBSERVATORI
en institusjon der forskere observerer, studerer og analyserer naturfenomener. De mest berømte er astronomiske observatorier for studier av stjerner, galakser, planeter og andre himmellegemer. Det er også meteorologiske observatorier for å observere været; geofysiske observatorier for å studere atmosfæriske fenomener, spesielt nordlys; seismiske stasjoner for registrering av vibrasjoner generert på jorden av jordskjelv og vulkaner; observatorier for å observere kosmiske stråler og nøytrinoer. Mange observatorier er ikke bare utstyrt med serieinstrumenter for å registrere naturfenomener, men også med unike instrumenter som gir høyest mulig følsomhet og nøyaktighet under spesifikke observasjonsforhold. I gamle dager ble observatorier som regel bygget i nærheten av universiteter, men da begynte de å bli plassert på steder med de beste forholdene for å observere fenomenene som ble studert: seismiske observatorier - i bakkene av vulkaner, meteorologisk - jevnt over kloden, auroral (for å observere auroras) - i en avstand på ca 2000 km fra den magnetiske polen på den nordlige halvkule, der båndet med intense auroras passerer. Astronomiske observatorier, som bruker optiske teleskoper for å analysere lys fra romkilder, krever en ren og tørr atmosfære, uten kunstig belysning, så de prøver å bygge dem høyt i fjellet. Radioobservatorier ligger ofte i dype daler, beskyttet på alle sider av fjell mot kunstig radioforstyrrelse. Likevel, siden observatoriene bruker kvalifisert personell og forskere regelmessig besøker, prøver de når det er mulig å finne observatoriene ikke så langt fra vitenskapelige og kulturelle sentre og transportknutepunkter. Imidlertid gjør utviklingen av kommunikasjonsmidler dette problemet mindre og mindre presserende. Denne artikkelen handler om astronomiske observatorier. Ytterligere informasjon om observatorier og vitenskapelige stasjoner av andre typer er beskrevet i artiklene:
EKSTRA ATMOSFERISK ASTRONOMI;
VOLKANER;
GEOLOGI;
JORDSKJELV;
METEOROLOGI OG KLIMATOLOGI;
NEUTRINAL ASTRONOMI;
RADARASTRONOMI;
RADIOASTRONOMI.
HISTORIE OM ASTRONOMISKE OBSERVATORIER OG TELESKOPER
Antikkens verden. De eldste eksisterende fakta om astronomiske observasjoner er knyttet til de gamle sivilisasjonene i Midtøsten. Prestene observerte, registrerte og analyserte solens og månens bevegelse over himmelen, og holdt rede på tid og kalender, forutsa viktige årstider for landbruket og deltok også i astrologiske prognoser. Ved å måle himmellegemens bevegelser ved hjelp av de enkleste instrumentene, fant de at stjernenes relative posisjon på himmelen forblir uendret, og solen, månen og planetene beveger seg i forhold til stjernene, og dessuten er det veldig vanskelig. Prestene bemerket sjeldne himmelfenomener: måneformørkelser og solformørkelser, utseendet på kometer og nye stjerner. Astronomiske observasjoner, som gir praktiske fordeler og bidrar til å forme verdensbildet, fant en viss støtte både blant religiøse myndigheter og sivile herskere fra forskjellige nasjoner. Astronomiske observasjoner og beregninger er registrert på mange overlevende leirtavler fra det gamle Babylon og Sumer. I disse dager, som nå, fungerte observatoriet samtidig som et verksted, instrumentlagring og datasamlingssenter. se også
ASTROLOGI;
SESONGER;
TID ;
KALENDEREN . Lite er kjent om de astronomiske instrumentene som ble brukt før Ptolemaios (ca. 100 - ca. 170 e.Kr.). Ptolemaios samlet sammen med andre forskere i det enorme biblioteket i Alexandria (Egypt) mange spredte astronomiske poster laget i forskjellige land i løpet av de foregående århundrene. Ved hjelp av Hipparchus 'observasjoner og sine egne, samlet Ptolemaios en katalog med posisjoner og lysstyrke på 1022 stjerner. Etter Aristoteles plasserte han jorden i sentrum av verden og mente at alle armaturene kretser rundt den. Sammen med sine kolleger gjennomførte Ptolemaios systematiske observasjoner av bevegelige lysarmaturer (sol, måne, kvikksølv, Venus, Mars, Jupiter, Saturn) og utviklet en detaljert matematisk teori for å forutsi deres fremtidige posisjon i forhold til "faste" stjerner. Med sin hjelp beregnet Ptolemaios tabeller over armaturens bevegelse, som deretter ble brukt i mer enn tusen år.
se også HIPPARCH. For å måle solens og månens litt skiftende størrelser, brukte astronomer en rett stang med et glidende syn i form av en mørk plate eller en plate med et rundt hull. Observatøren dirigerte stangen mot målet og flyttet synet langs den, og oppnådde en nøyaktig matching av hullet med størrelsen på lyset. Ptolemaios og hans kolleger forbedret mange av de astronomiske instrumentene. Ved å utføre nøye observasjoner med dem og bruke trigonometri til å konvertere instrumentavlesningene til posisjonsvinkler, brakte de målenøyaktigheten til omtrent 10 "
(se også POTOLEMI Claudius).
Middelalderen. På grunn av de politiske og sosiale omveltningene i sen antikken og tidlig middelalder, har utviklingen av astronomi i Middelhavet stoppet. Ptolemaios kataloger og tabeller overlevde, men færre og færre mennesker visste hvordan de skulle brukes, og mindre og mindre observasjoner og registrering av astronomiske hendelser ble utført. Imidlertid blomstret astronomi i Midt-Østen og Sentral-Asia og det ble bygget observatorier. På 800-tallet. Abdullah al-Mamun grunnla visdomshuset i Bagdad, i likhet med biblioteket i Alexandria, og opprettet tilknyttede observatorier i Bagdad og Syria. Der studerte og utviklet flere generasjoner av astronomer arbeidet til Ptolemaios. Lignende institusjoner blomstret i det 10. og 11. århundre. i Kairo. Kulminasjonen av den tiden var det gigantiske observatoriet i Samarkand (nå Usbekistan). Der bygde Ulukbek (1394-1449), barnebarnet til den asiatiske erobreren Tamerlane (Timur), en enorm sekstant med en radius på 40 m i form av en sørvendt grøft 51 cm bred med marmorvegger og utførte observasjoner av Solen med enestående nøyaktighet. Han brukte flere mindre instrumenter for å observere stjerner, månen og planetene.
Vekkelse. Når du er i den islamske kulturen på 1400-tallet. astronomi blomstret, gjenoppdaget Vest-Europa denne store skapelsen av den antikke verden.
Copernicus. Nicolaus Copernicus (1473-1543), inspirert av enkelheten til Platons og andre greske filosofers prinsipper, så med vantro og forferdelse på Ptolemaios geosentriske system, som krevde tungvint matematiske beregninger for å forklare lysets bevegelser. Copernicus foreslo, å holde tilnærmingen til Ptolemaios, å plassere Solen i sentrum av systemet, og Jorden skal betraktes som en planet. Dette forenklet saken sterkt, men forårsaket en dyp revolusjon i folks bevissthet (se også KOPERNIK Nikolay).
Tycho Brahe. Den danske astronomen T. Brahe (1546-1601) ble motløs av det faktum at Copernicus 'teori forutsa lysarmaturenes posisjon mer nøyaktig enn Ptolemaios teori, men fortsatt ikke helt sant. Han mente at mer nøyaktige observasjonsdata ville løse problemet, og overtalte kong Frederik II til å gi ham til bygging av observatoriet. Ven nær København. Dette observatoriet, kalt Uraniborg (Sky Castle), inneholdt mange stasjonære instrumenter, verksteder, et bibliotek, et kjemilaboratorium, soverom, en spisestue og et kjøkken. Tycho hadde til og med sin egen papirfabrikk og trykkpresse. I 1584 bygde han en ny observasjonsbygning - Stjerneborg (Star Castle), hvor han samlet de største og mest sofistikerte instrumentene. Riktignok var dette enheter av samme type som i Ptolemaios 'tid, men Tycho økte nøyaktigheten deres og erstattet tre med metaller. Han introduserte spesielt nøyaktige synslinjer og skalaer, og oppfant matematiske metoder for å kalibrere observasjoner. Tycho og hans assistenter, som observerte himmellegemer med det blotte øye, oppnådde med deres instrumenter en målenøyaktighet på 1 ". De målte systematisk stjernenes posisjoner og observerte bevegelsen til Solen, Månen og planetene, og samlet observasjonsdata med enestående utholdenhet og nøyaktighet.
(se også BRAGUE Tycho).
Kepler. I studiet av Tychos data fant I. Kepler (1571-1630) at den observerte revolusjonen av planetene rundt solen ikke kan representeres som bevegelse i sirkler. Kepler hadde stor respekt for resultatene som ble oppnådd på Uraniborg, og avviste derfor ideen om at små avvik mellom de beregnede og observerte posisjonene til planetene kunne være forårsaket av feil i Tychos observasjoner. Fortsetter søket, fastslår Kepler at planetene beveger seg i ellipser, og legger dermed grunnlaget for en ny astronomi og fysikk.
(se også KEPLER Johann; KEPLERS LOV). Arbeidet til Tycho og Kepler forventet mange funksjoner i moderne astronomi, for eksempel organisering av spesialiserte observatorier med myndighetsstøtte; å bringe til perfeksjon enheter, selv tradisjonelle; deling av forskere i observatører og teoretikere. Nye arbeidsprinsipper ble godkjent sammen med ny teknologi: et teleskop ble brukt for å hjelpe øyet i astronomi.
Fremveksten av teleskoper. De første refraktorteleskopene. I 1609 begynte Galileo å bruke sitt første hjemmelagde teleskop. Galileos observasjoner innledet en tid med visuelle studier av himmellegemer. Teleskoper spredte seg snart over hele Europa. Nysgjerrige mennesker lagde dem selv eller bestilte dem fra håndverkere og satte opp små personlige observatorier, vanligvis hjemme hos dem.
(se også GALILEY Galileo). Galileos teleskop ble kalt refraktor fordi lysstrålene i det brytes (Latin refractus - refracted), og passerer gjennom flere glasslinser. I den enkleste utformingen samler det fremre objektivobjektivet stråler i fokus, og skaper der et bilde av objektet, og linsesynet som ligger nær øyet, brukes som forstørrelsesglass for å undersøke dette bildet. I Galileo-teleskopet fungerte en negativ linse som okular, noe som gir et direkte bilde av en ganske lav kvalitet med et lite synsfelt. Kepler og Descartes utviklet teorien om optikk, og Kepler foreslo et omvendt teleskopdesign, men med et betydelig større synsfelt og forstørrelse enn Galileo. Denne designen erstattet raskt den forrige og ble standarden for astronomiske teleskoper. For eksempel brukte den polske astronomen Jan Hevelius (1611-1687) i 1647 keplerianske teleskoper som var 2,5-3,5 meter lange for å observere månen. Først installerte han dem i et lite tårn på taket av huset sitt i Gdansk (Polen), og senere - på en plattform med to observasjonsposter, hvorav den ene roterte (se også GJENVINDIG Jan). I Holland bygde Christian Huygens (1629-1695) og hans bror Constantine veldig lange teleskoper, som hadde linser bare noen få inches i diameter, men hadde en enorm brennvidde. Dette forbedret bildekvaliteten, selv om det gjorde instrumentet vanskeligere å betjene. På 1680-tallet eksperimenterte Huygens med 37- og 64-meters "luftteleskoper", hvis linser ble plassert på toppen av masten og rotert med en lang pinne eller tau, og okularet ble ganske enkelt holdt for hånd (se også HUYGENS Christian). Ved hjelp av linser laget av D.Campani, utførte J.D. Cassini (1625-1712) i Bologna og senere i Paris observasjoner med 30 og 41 m lange luftteleskoper, og demonstrerte deres utvilsomme fordeler, til tross for vanskeligheter med å jobbe med dem. Observasjoner ble sterkt hemmet av mastens vibrasjon med linsen, vanskeligheten med å peke den med tau og kabler, samt inhomogenitet og turbulens i luften mellom linsen og okularet, som var spesielt sterk i fravær av en rør. Newton, reflektorteleskopet og gravitasjonsteorien. På slutten av 1660-tallet forsøkte I. Newton (1643-1727) å løse lysets natur i forbindelse med refraktorens problemer. Han bestemte feilaktig at kromatisk aberrasjon, dvs. manglende evne til linsen til å samle stråler i alle farger i ett fokus er grunnleggende uunngåelig. Derfor bygde Newton det første funksjonelle reflektorteleskopet, hvor rollen til objektivet i stedet for linsen ble spilt av et konkavt speil som samler lys i fokus, hvor bildet kan sees gjennom et okular. Newtons viktigste bidrag til astronomi var imidlertid hans teoretiske arbeid, som viste at keplerianske lover om planetbevegelse er et spesielt tilfelle av den universelle gravitasjonsloven. Newton formulerte denne loven og utviklet matematiske teknikker for å beregne planetenes bevegelse nøyaktig. Dette stimulerte fødselen av nye observatorier, der posisjonene til Månen, planetene og satellittene deres ble målt med den høyeste nøyaktighet, og foredlet elementene i banene deres ved hjelp av Newtons teori og forutsi bevegelse.
se også
HIMMEL MEKANIKK;
GRAVITET;
NEWTON ISAAC.
Klokke, mikrometer og teleskopisk sikt. Ikke mindre viktig enn forbedringen av den optiske delen av teleskopet var forbedringen av monteringen og utstyret. For astronomiske målinger har en pendelklokke som er i stand til å kjøre i henhold til lokal tid, som er bestemt av noen observasjoner og brukt i andre, blitt nødvendig.
(se også KLOKKE). Ved hjelp av et filamentmikrometer var det mulig å måle veldig små vinkler når man observerte gjennom okularet til et teleskop. For å øke nøyaktigheten av astrometri ble en viktig rolle spilt ved å kombinere teleskopet med en armillarsfære, sekstant og andre goniometriske instrumenter. Så snart synenheter for det blotte øye ble fortrengt av små teleskoper, oppstod behovet for mye mer nøyaktig produksjon og deling av vinkelskalaer. I stor grad i forbindelse med behovene til europeiske observatorier har produksjonen av små verktøy med høy presisjon utviklet seg
(se også MÅLEVERKTØY).
Statlige observatorier. Forbedring av astronomiske tabeller. Fra andre halvdel av 1600-tallet. for navigasjon og kartografi begynte regjeringer i forskjellige land å etablere statlige observatorier. På Royal Academy of Sciences, grunnlagt av Louis XIV i Paris i 1666, satte akademikere i gang med å revidere astronomiske konstanter og bord fra bunnen av, og tok Keplers arbeid som grunnlag. I 1669 ble Royal Observatory grunnlagt i Paris på initiativ av minister Jean-B.Colbert. Den ble ledet av fire bemerkelsesverdige generasjoner av Cassini, startende med Jean Dominique. I 1675 ble Royal Greenwich Observatory grunnlagt, ledet av den første astronomen Royal D. Flamsteed (1646-1719). Sammen med Royal Society, som startet sin virksomhet i 1647, ble det sentrum for astronomisk og geodetisk forskning i England. De samme årene ble observatorier grunnlagt i København (Danmark), Lund (Sverige) og Gdansk (Polen) (se også FLEMSTED John). Det viktigste resultatet av aktivitetene til de første observatoriene var efemerider - tabeller over de forhåndsberegnede posisjonene til sol, måne og planeter, nødvendige for kartografi, navigering og grunnleggende astronomisk forskning.
Innføring av standard tid. Statlige observatorier ble oppbevaring av referansetiden, som først ble spredt ved hjelp av optiske signaler (flagg, signalballer), og senere med telegraf og radio. Den nåværende tradisjonen med ballonger som faller ved midnatt julaften dateres tilbake til de dagene da signalballongene falt på den høye masten på taket til observatoriet på nøyaktig den bestemte tiden, slik at kapteinerne på skipene i havnen kunne sjekke kronometerne før de seilte .
Bestemmelse av lengdegrader. En ekstremt viktig oppgave for statsobservatoriene i den tiden var å bestemme koordinatene til skipene. Geografisk breddegrad er lett å finne ved vinkelen til Nordstjernen over horisonten. Men lengdegrad er mye vanskeligere å bestemme. Noen metoder var basert på øyeblikkene til formørkelser av Jupiters måner; andre - på månens posisjon i forhold til stjernene. Men de mest pålitelige metodene krevde kronometre med høy presisjon som var i stand til å holde observatoriets tid nær utfartshavnen under reisen.
Utvikling av Greenwich og Paris Observatories. På 1800-tallet. de viktigste astronomiske sentrene var statlige og noen private observatorier i Europa. I listen over observatorier fra 1886 finner vi 150 i Europa, 42 i Nord-Amerika og 29 andre steder. Ved slutten av århundret hadde Greenwich Observatory en 76-cm reflektor, 71-, 66- og 33-cm refraktorer og mange hjelpeinstrumenter. Hun var aktivt engasjert i astrometri, tidstjeneste, solfysikk og astrofysikk, samt geodesi, meteorologi, magnetiske og andre observasjoner. Paris observatorium hadde også presise moderne instrumenter og programmer som ligner på Greenwich.
Nye observatorier. Pulkovo Astronomical Observatory of the Imperial Academy of Sciences i St. Petersburg, bygget i 1839, fikk raskt respekt og ære. Hennes voksende team fokuserte på astrometri, grunnleggende konstanter, spektroskopi, timing og en rekke geofysiske programmer. Potsdam-observatoriet i Tyskland, åpnet i 1874, ble snart en anerkjent organisasjon kjent for sitt arbeid med solfysikk, astrofysikk og fotografiske himmelundersøkelser.
Oppretting av store teleskoper. Reflektor eller refraktor? Selv om det newtonske reflektorteleskopet var en viktig oppfinnelse, ble det i flere tiår bare oppfattet av astronomer som et verktøy for å utfylle refraktorer. I begynnelsen ble reflektorene laget av observatørene selv for sine egne små observatorier. Men på slutten av 1700-tallet. en ny optisk industri tok over og vurderte behovet for et økende antall astronomer og landmålere. Observatører var i stand til å velge mellom en rekke reflektor- og refraktortyper, hver med fordeler og ulemper. Refraktorteleskoper med glasslinser av høy kvalitet ga et bedre bilde enn reflektorer, og røret deres var mer kompakt og stivere. Men reflektorer kunne være laget av en mye større diameter, og bildene i dem ble ikke forvrengt av fargede grenser, som i refraktorer. Svake gjenstander sees bedre i reflektoren, siden det ikke er noe tap av lys i brillene. Spekuleringslegeringen, som speilene ble laget av, bleknet raskt og krevde hyppig etterpolering (de visste ikke hvordan de skulle dekke overflaten med et tynt speillag på den tiden).
Herschel. På 1770-tallet bygde den nøye og vedvarende selvlærte astronomen V. Herschel flere newtonske teleskoper, og brakte diameteren til 46 cm og brennvidden til 6 m. Den høye kvaliteten på speilene hans gjorde det mulig å bruke veldig sterk forstørrelse. Ved å bruke et av teleskopene oppdaget Herschel planeten Uranus, i tillegg til tusenvis av dobbeltstjerner og tåker. Mange teleskoper ble bygget i de årene, men de ble vanligvis laget og brukt av soloentusiaster uten å organisere et observatorium i moderne forstand.
(se også GERSHEL, WILLIAM). Herschel og andre astronomer har prøvd å bygge større reflekser. Men de massive speilene bøyde seg og mistet formen da teleskopet endret posisjon. Grensen for metallspeil ble nådd i Irland av W. Parsons (Lord Ross), som skapte en reflektor med en diameter på 1,8 m for sitt hjemobservatorium.
Bygging av store teleskoper. De amerikanske industrimagnatene og nouveau riche akkumulerte seg på slutten av 1800-tallet. gigantiske rikdommer, og noen av dem var engasjert i filantropi. Dermed testamenterte J. Lick (1796-1876), som tjente sin formue på gullrushet, for å etablere et observatorium på Mount Hamilton, 65 km fra Santa Cruz (California). Hovedinstrumentet var 91 cm refraktor, den gang den største i verden, produsert av det velkjente selskapet "Alvan Clark and Sons" og installert i 1888. Og i 1896, på samme sted, ved Lick Observatory, 36-tommers Crossley-reflektor, den gang den største i USA, begynte å jobbe ... Astronomen J. Hale (1868-1938) overtalte Chicago trikke tycoon Ch. Yerkes til å finansiere byggingen av et enda større observatorium for University of Chicago. Den ble grunnlagt i 1895 i Williams Bay, Wisconsin, utstyrt med en 40-tommers refraktor, fortsatt og sannsynligvis for alltid den største i verden (se også HALE George Ellery). Med etableringen av Yerkes Observatory, har Hale utviklet en kraftig innsats for å skaffe penger fra forskjellige kilder, inkludert stålmagneten A. Carnegie, for å bygge et observatorium på det beste observasjonsstedet i California. Utstyrt med flere Hale solteleskoper og en 152 cm reflektor, ble Mount Wilson Observatory i San Gabriel Mountains nord for Pasadena, California, snart et astronomisk mekka. Med den nødvendige erfaringen orkestrerte Hale etableringen av en reflektor av enestående størrelse. Oppkalt etter hovedsponsor, the Hooker kom i tjeneste i 1917; Men før det måtte mange tekniske problemer overvinnes, som i begynnelsen virket uoverstigelige. Den første av disse var å støpe en glasskive av ønsket størrelse og avkjøle den sakte for å oppnå Høy kvalitet glass. Det tok mer enn seks år å male og polere speilet for å gi det den nødvendige formen og krevde oppretting av unike maskiner. Den siste fasen av speilpolering og inspeksjon ble utført i et spesielt rom med perfekt renslighet og temperaturkontroll. Mekanismene til teleskopet, bygningen og kuppelen til tårnet, reist på toppen av Mount Wilson (Mount Wilson) med en høyde på 1700 m, ble ansett som en teknikkundervisning fra den tiden. Inspirert av den utmerkede ytelsen til 100 "instrumentet, viet Hale resten av livet til å bygge et gigantisk 200" teleskop. 10 år etter hans død og på grunn av forsinkelsen forårsaket av andre verdenskrig, teleskopet. Hale kom i tjeneste i 1948 på toppen av det 1700 meter store Palomar-fjellet (Mount Palomar), 64 kilometer nordøst for San Diego, California. Det var et vitenskapelig og teknisk mirakel i disse dager. I nesten 30 år forble dette teleskopet det største i verden, og mange astronomer og ingeniører mente at det aldri ville bli overgått.
Men innføringen av datamaskiner utvidet konstruksjonen av teleskoper ytterligere. I 1976 begynte det 6 meter store BTA-teleskopet (Large azimuth telescope) å operere på det 2100 meter store Semirodniki-fjellet nær landsbyen Zelenchukskaya (Nord-Kaukasus, Russland), og demonstrerte den praktiske grensen for den "tykke og holdbare" speilteknologien.
Måten å bygge store speil på som kan samle mer lys, og derfor se lenger og bedre, ligger gjennom ny teknologi: de siste årene har metoder for å lage tynne og prefabrikkerte speil utviklet seg. Tynne speil 8,2 m i diameter (med en tykkelse på ca. 20 cm) fungerer allerede ved teleskopene til det sørlige observatoriet i Chile. Formen deres styres av et komplekst system av mekaniske "fingre" som styres av en datamaskin. Suksessen med denne teknologien har ført til utvikling av flere lignende prosjekter i forskjellige land. For å teste ideen om et sammensatt speil ved Smithsonian Astrophysical Observatory i 1979 bygde et teleskop med en linse på seks 183 cm speil, området tilsvarer ett 4,5 meter speil. Dette multispeil-teleskopet, montert på Mount Hopkins 50 km sør for Tucson, Arizona, har vist seg å være veldig effektivt, og denne tilnærmingen ble brukt i konstruksjonen av to 10-meter teleskoper. W. Keck ved Mauna Kea Observatory (Hawaii). Hvert gigantisk speil er sammensatt av 36 sekskantede segmenter 183 cm på tvers, styrt av en datamaskin for å produsere et enkelt bilde. Selv om bildekvaliteten fremdeles er lav, er det mulig å skaffe spektre av svært fjerne og svake gjenstander som ikke er tilgjengelige for andre teleskoper. Derfor er det på begynnelsen av 2000-tallet planlagt å sette i bruk flere flere speilteleskoper med effektive blenderåpninger på 9-25 m.
TOPPEN PÅ MAUNA KEA, en gammel vulkan på Hawaii, ligger dusinvis av teleskoper. Astronomer tiltrekkes hit av høy høyde og veldig tørr, ren luft. Nederst til høyre, gjennom det åpne sporet i tårnet, er speilet til Kek I-teleskopet tydelig synlig, og nederst til venstre - tårnet til Kek II-teleskopet under konstruksjon.
UTVIKLING AV UTSTYR
Foto. På midten av 1800-tallet. flere entusiaster begynte å bruke fotografering til å ta opp bilder sett gjennom et teleskop. Med en økning i følsomheten til emulsjoner, ble fotografiske glassplater det viktigste middelet for registrering av astrofysiske data. I tillegg til tradisjonelle håndskrevne observasjonstidsskrifter har dyrebare "glassbiblioteker" dukket opp i observatorier. Den fotografiske platen er i stand til å samle det svake lyset fra fjerne objekter og fikse detaljer som er utilgjengelige for øyet. Ved bruk av fotografering i astronomi var det nødvendig med en ny type teleskop, for eksempel vidvinkelkameraer, som var i stand til å registrere store områder av himmelen på en gang for å lage fotoatlas i stedet for tegnede kart. I kombinasjon med reflektorer med stor diameter gjorde fotografering og et spektrograf det mulig å studere svake gjenstander. På 1920-tallet, ved hjelp av 100-tommers teleskopet fra Mount Wilson Observatory, klassifiserte E. Hubble (1889-1953) svake tåker og beviste at mange av dem er gigantiske galakser som Melkeveien. I tillegg oppdaget Hubble at galakser raskt sprer seg fra hverandre. Dette endret astronomernes ideer om universets struktur og evolusjon, men bare noen få observatorier som hadde kraftige teleskoper for å observere svake fjerne galakser, var i stand til å utføre slike studier.
se også
KOSMOLOGI;
GALAXIER;
HUBBL Edwin Powell;
TÅKER.
Spektroskopi. Spektroskopi dukket opp nesten samtidig med fotografering, og tillot astronomer å bestemme deres kjemiske sammensetning fra analysen av lys fra stjerner, og fra Doppler-skiftet av linjer i spektrene for å studere bevegelsen til stjerner og galakser. Utviklingen av fysikk på begynnelsen av det 20. århundre. bidro til å tyde spektrogrammene. For første gang ble det mulig å studere sammensetningen av utilgjengelige himmellegemer. Denne oppgaven viste seg å være i kraft av beskjedne universitetsobservatorier, siden et stort teleskop ikke er nødvendig for å skaffe spektre av lyse gjenstander. Dermed var Harvard College Observatory en av de første som tok spektroskopi og samlet en enorm samling av stjernespektre. Dens ansatte har klassifisert tusenvis av stjernespektre og skapt et grunnlag for å studere stjernevolusjon. Ved å kombinere disse dataene med kvantefysikk forsto teoretikere naturen til kilden til stjernenergi. I det 20. århundre. detektorer ble opprettet for infrarød stråling som kommer fra kalde stjerner, fra atmosfærene og fra overflaten til planeter. Visuelle observasjoner som et utilstrekkelig følsomt og objektivt mål på lysstyrken til stjerner ble først fortrengt av en fotografisk plate, og deretter av elektroniske enheter (se også SPECTROSCOPY).
ASTRONOMI ETTER VERDENSKRIG II
Styrking av statlig støtte. Etter krigen ble forskere tilgjengelige for nye teknologier som ble født i hærlaboratorier: radio- og radarutstyr, sensitive elektroniske lysmottakere, datamaskiner. Regjeringene i industrilandene innså viktigheten av vitenskapelig forskning for nasjonal sikkerhet og begynte å bevilge betydelige midler til vitenskapelig arbeid og utdanning.
US National Observatories. Tidlig på 1950-tallet henvendte US National Science Foundation seg til astronomer for å få forslag om et landsdekkende observatorium som skal lokaliseres på beste stedet og vil være tilgjengelig for alle kvalifiserte forskere. På 1960-tallet dukket det opp to organisasjonsgrupper: Association of Universities for Research in Astronomy (AURA), som opprettet konseptet National Optical Astronomy Observatories (NOAO) på 2100 meter toppmøtet i Kitt Peak nær Tucson, Arizona, og universitetsforeningen, som utviklet prosjektet The National Radio Astronomy Observatory (NRAO) i Deer Creek Valley, nær Green Bank, West Virginia.
US NATIONAL OBSERVATORY KITT PEAK nær Tucson, Arizona. De største instrumentene inkluderer McMas Solar Telescope (nederst), Mayol 4 meter teleskop (øverst til høyre) og WIYN 3,5 meter teleskop ved Joint Observatory i Wisconsin, Indiana, Yale og NOAO (lengst til venstre).
I 1990 hadde NOAO 15 teleskoper ved Kitt Peak med en diameter på opptil 4 m. AURA etablerte også det interamerikanske observatoriet i Sierra Tololo (chilenske Andesfjellene) i en høyde på 2200 m, der den sørlige himmelen har blitt studert siden 1967. I tillegg til Green Bank, der det største radioteleskopet (43 m i diameter) er installert på en ekvatorial montering, har NRAO også et 12 meter millimeterbølgeteleskop på Kitt Peak og et Very Large Array (VLA) -system med 27 radioer teleskoper 25 m i diameter på ørkenen San Plain. -Augustin nær Socorro, New Mexico. National Radio and Ionosphere Center i Puerto Rico ble et stort amerikansk observatorium. Dens radioteleskop med verdens største sfæriske speil, 305 m i diameter, ligger ubevegelig i en naturlig depresjon blant fjellene og brukes til radio- og radarastronomi.
De faste ansatte ved de nasjonale observatoriene overvåker utstyrets helse, utvikler nye instrumenter og gjennomfører egne forskningsprogrammer. Enhver forsker kan imidlertid søke om observasjoner og, hvis den er godkjent av Forskningskoordineringskomiteen, får tid til å jobbe med teleskopet. Dette gjør at forskere fra fattigere institusjoner kan bruke det mest sofistikerte utstyret.
Observasjoner av den sørlige himmelen. Mye av den sørlige himmelen er ikke synlig fra de fleste observatorier i Europa og USA, selv om det er den sørlige himmelen som regnes som spesielt verdifull for astronomi, da den inneholder sentrum av Melkeveien og mange viktige galakser, inkludert Magellanske skyer. , to små nærliggende galakser. De første kartene over den sørlige himmelen ble samlet av den engelske astronomen E. Galley, som jobbet fra 1676 til 1678 på øya St. Helena, og den franske astronomen N. Lacaille, som jobbet fra 1751 til 1753 i Sør-Afrika. I 1820 grunnla British Bureau of Longitudes Royal Observatory på Kapp det gode håp, og opprinnelig utstyrte det bare med et teleskop for astrometriske målinger, og deretter med et komplett sett med instrumenter for forskjellige programmer. I 1869 ble en 122 cm reflektor installert i Melbourne (Australia); senere ble den transportert til Mount Stromlo, hvor et astrofysisk observatorium begynte å vokse etter 1905. På slutten av det 20. århundre, da forholdene for observasjoner ved gamle observatorier på den nordlige halvkule begynte å forverres på grunn av sterk urbanisering, begynte europeiske land å aktivt bygge observatorier med store teleskoper i Chile, Australia, Sentral-Asia, Kanariøyene og Hawaii .
Observatorier over jorden. Astronomer begynte å bruke ballonger i høy høyde som observasjonsplattformer på 1930-tallet og fortsetter slike studier til i dag. På 1950-tallet ble det installert instrumenter på fly i høy høyde som ble flygende observatorier. Ekstra-atmosfæriske observasjoner begynte i 1946, da amerikanske forskere på fangede tyske V-2-raketter hevet detektorer inn i stratosfæren for å observere ultrafiolett stråling fra solen. Den første kunstige satellitten ble lansert i Sovjetunionen 4. oktober 1957, og allerede i 1958 fotograferte den sovjetiske stasjonen "Luna-3" den andre siden av månen. Så begynte flyreiser til planetene og spesialiserte astronomiske satellitter dukket opp for å observere solen og stjernene. De siste årene har flere astronomiske satellitter kontinuerlig operert i nærheten av jorden og andre baner, og studert himmelen i alle områder av spekteret.
Arbeid på observatoriet. I tidligere tider var livet og arbeidet til en astronom helt avhengig av evnene til observatoriet hans, siden kommunikasjon og reise var treg og vanskelig. På begynnelsen av 1900-tallet. Hale opprettet Mount Wilson Observatory som et senter for sol- og stjern astrofysikk, i stand til å utføre ikke bare teleskopiske og spektrale observasjoner, men også den nødvendige laboratorieforskningen. Han strebet for å sikre at Mount Wilson hadde alt han trengte for å bo og jobbe, akkurat som Tycho gjorde på øya Ven. Til nå er noen av de store observatoriene på fjelltoppene lukkede samfunn av forskere og ingeniører som bor på sovesaler og jobber om natten med programmene sine. Men gradvis er denne stilen i endring. På jakt etter de gunstigste observasjonsstedene ligger observatorier i avsidesliggende områder der det er vanskelig å bo permanent. Besøkende forskere oppholder seg på observatoriet fra flere dager til flere måneder for å gjøre spesifikke observasjoner. Evnene til moderne elektronikk gjør det mulig å gjennomføre fjernobservasjoner uten å besøke observatoriet i det hele tatt, eller å bygge helautomatiske teleskoper på vanskelig tilgjengelige steder som uavhengig fungerer i henhold til det planlagte programmet. Observasjoner med romteleskoper har en viss spesifisitet. I begynnelsen følte mange astronomer, vant til å jobbe uavhengig av instrumentet, ubehagelig i romastronomi, atskilt fra teleskopet, ikke bare av rommet, men også av mange ingeniører og komplekse instruksjoner. På 1980-tallet ble imidlertid kontrollen av teleskopet overført fra enkle konsoller direkte ved teleskopet til et spesialrom fylt med datamaskiner og noen ganger plassert i en egen bygning på mange bakkebaserte observatorier. I stedet for å rette hovedteleskopet mot objektet, se gjennom den lille teleskopfinner som er festet til den og trykke på knappene på den lille håndholdte fjernkontrollen, sitter astronomen nå foran TV-guide-skjermen og manipulerer styrespaken. Ofte sender en astronom ganske enkelt et detaljert observasjonsprogram til observatoriet via Internett, og når de blir utført, mottar de resultatene direkte til datamaskinen sin. Derfor blir arbeidsstilen med bakkebaserte og romteleskoper mer og mer lik.
MODERNE LAND-OBSERVATORIER
Optiske observatorier. Stedet for bygging av et optisk observatorium er vanligvis valgt langt fra byer med sin lyse nattbelysning og smog. Vanligvis er dette toppen av et fjell, hvor atmosfærelaget er tynnere, gjennom hvilket observasjoner må gjøres. Det er ønskelig at luften er tørr og ren, og vinden ikke er særlig sterk. Ideelt sett bør observatorier fordeles jevnt over jordoverflaten slik at gjenstander i den nordlige og sørlige himmelen når som helst kan observeres. Historisk sett er de fleste observatorier imidlertid lokalisert i Europa og Nord-Amerika, så himmelen på den nordlige halvkule er bedre studert. I de siste tiårene har store observatorier begynt å bli bygget på den sørlige halvkule og nær ekvator, hvorfra både nordlig og sørlig himmel kan observeres. Den gamle vulkanen Mauna Kea på øya. Over 4 km høy, regnes Hawaii som det beste stedet i verden for astronomiske observasjoner. På 1990-tallet bosatte seg dusinvis av teleskoper fra forskjellige land der.
Tårn. Teleskoper er veldig følsomme instrumenter. For å beskytte dem mot dårlig vær og temperaturendringer, plasseres de i spesielle bygninger - astronomiske tårn. Små tårn har rektangulær form med et flatt skyvetak. Tårnene til store teleskoper er vanligvis laget runde med en halvkuleformet roterende kuppel, der en smal spalte åpnes for observasjon. Denne kuppelen beskytter teleskopet godt fra vinden under drift. Dette er viktig fordi vinden rister på teleskopet og får bildet til å riste. Vibrasjon fra bakken og tårnbygningen påvirker også bildekvaliteten negativt. Derfor er teleskopet montert på et eget fundament, ikke koblet til tårnfundamentet. Et ventilasjonssystem for kuppelplassen og en installasjon for vakuumavsetning av et reflekterende aluminiumlag på teleskopspeilet, som dempes over tid, er montert inne i tårnet eller i nærheten av det.
Brekkjern. For å sikte mot lysarmaturet må teleskopet rotere rundt en eller to akser. Den første typen inkluderer meridian sirkel og transittinstrumentet - små teleskoper som roterer rundt den horisontale aksen i himmelsmeridianens plan. Flytter fra øst til vest, krysser hver stjerne dette flyet to ganger om dagen. Ved hjelp av transittinstrumentet bestemmes øyeblikkene for stjerner gjennom meridianen, og dermed blir jordens rotasjonshastighet spesifisert dette er nødvendig for nøyaktig tidstjeneste. Meridian-sirkelen lar deg måle ikke bare øyeblikkene, men også stedet der stjernen krysser meridianen; dette er nødvendig for å lage nøyaktige kart over stjernehimmelen. Direkte visuell observasjon brukes praktisk talt ikke i moderne teleskoper. De brukes hovedsakelig til å fotografere himmellegemer eller til å registrere lyset sitt med elektroniske detektorer; i dette tilfellet når eksponeringen noen ganger flere timer. Hele denne tiden må teleskopet være nøyaktig rettet mot objektet. Derfor roterer den ved hjelp av en klokkemekanisme med konstant hastighet rundt klokka (parallelt med jordens rotasjonsakse) fra øst til vest etter stjernen, og kompenserer for jordens rotasjon fra vest til øst. Den andre aksen, vinkelrett på timeaksen, kalles deklinasjonsaksen; den tjener til å peke teleskopet i nord-sør retning. Denne designen kalles ekvatorialmontering og brukes til nesten alle teleskoper, med unntak av de største, som alt-azimuth-monteringen viste seg å være mer kompakt og billigere. På den følger teleskopet lyset, roterer samtidig med variabel hastighet rundt to akser - vertikal og horisontal. Dette kompliserer kraftig arbeidet til urverket, og krever datamaskinkontroll.
Refraktorteleskop har en linse linse. Siden stråler i forskjellige farger brytes i glass på forskjellige måter, er et objektivobjektiv designet for å gi et klart bilde i fokus i stråler av en enkelt farge. Eldre refraktorer ble designet for visuell observasjon og ga derfor et klart bilde i gule stråler. Med fotografiets begynnelse begynte de å bygge fotografiske teleskoper - astrografier, som gir et klart bilde i blå stråler, som en fotografisk emulsjon er følsom for. Senere dukket det opp emulsjoner som var følsomme for gult, rødt og til og med infrarødt lys. De kan brukes til fotografering med visuelle refraktorer. Bildestørrelsen avhenger av objektivets brennvidde. Yerkes-refraktoren på 102 cm har en brennvidde på 19 m, så diameteren på måneskiven i fokus er omtrent 17 cm. Størrelsen på fotografisk platene til dette teleskopet er 20-25 cm; fullmånen passer lett på dem. Astronomer bruker fotografiske glassplater på grunn av deres høye stivhet: selv etter 100 års lagring deformeres de ikke og gjør det mulig å måle den relative posisjonen til stjernebilder med en nøyaktighet på 3 mikron, noe som for store refraktorer som Yerkes tilsvarer en bue på 0,03 "på himmelen.
Teleskopreflektor har et konkavt speil som en linse. Fordelen over en refraktor er at stråler av hvilken som helst farge reflekteres fra speilet på samme måte og gir et klart bilde. I tillegg kan en speilobjektiv gjøres mye større enn en linseobjektiv, siden glasset for speilet kanskje ikke er gjennomsiktig; den kan beskyttes mot deformasjon under egen vekt ved å plassere den i en spesiell ramme som støtter speilet nedenfra. Jo større diameteren på objektet er, desto mer lys samler teleskopet opp og de svakere og fjernere gjenstandene er i stand til å "se". I mange år var den 6. reflektoren til BTA (Russland) og den 5. reflektoren til Palomar Observatory (USA) den største i verden. Men nå ved Mauna Kea-observatoriet på Hawaii er det to teleskoper med 10 meter kompositt-speil i drift, og flere teleskoper med monolitiske speil med en diameter på 8-9 m er under konstruksjon. Tabell 1.
DE STØRSTE TELESKOPENE I VERDEN
___
__Diameter ______ Observatorium ______ Objektets beliggenhet og år (m) ________________ konstruksjon / demontering
REFLEKTORER
10.0 Mauna Kea Hawaii (US) 1996 10.0 Mauna Kea Hawaii (US) 1993 9.2 McDonald Texas (US) 1997 8.3 National Japan Hawaii (US) 1999 8.2 European sørfjellet Sierra Paranal (Chile) 1998 8.2 European South Mountain Sierra Paranal (Chile) 1999 8.2 European South Mountain Sierra Paranal (Chile) 2000 8.1 Gemini North Hawaii (USA) 1999 6.5 University of Arizona Mountain Hopkins (Arizona) 1999 6.0 Spesial Astrofysisk vitenskapsakademi av Russland st. Zelenchukskaya (Russland) 1976 5.0 Palomar Mount Palomar (California) 1949 1,8 * 6 = 4,5 University of Arizona Mount Hopkins (Arizona) 1979/1998 4,2 Roca de los Muchachos Kanariøyene (Spania) 1986 4,0 Sierra Tololo Inter-American (Chile) 1975 3.9 Anglo-Australian Siding Spring (Australia) 1975 3.8 Kitt Peak National Tucson (Arizona) 1974 3.8 Mauna Kea (IC) Hawaii (USA) 1979 3.6 Europeisk Sør-La Silla (Chile) 1976 3.6 Mauna Kea Hawaii (USA) 1979 3.5 Roca de los Muchachos Kanariøyene (Spania) 1989 3.5 Intercollegiate Sacramento Peak (stk. New Mexico) 1991 3.5 Tysk-spansk Calar Alto (Spania) 1983
KJØLEMIDLER
1.02 Yerkes Williams Bay (Wisconsin) 1897 0.91 Mount Lick Hamilton (California) 1888 0.83 Paris Meudon (Frankrike) 1893 0.81 Potsdam Potsdam (Tyskland) 1899 0.76 Fransk Sør-Nice (Frankrike) 1880 0.76 Alleghenian Pittsburgh (Pennsylvania) 1917 0.76 Pulkovo St. Petersburg 1885/1941
CHAMBER SCHMIDT *
1.3-2.0 K. Schwarzschild Tautenburg (Tyskland) 1960 1.2-1.8 Palomar Mountain Palomar (California) 1948 1.2-1.8 Anglo-Australian Siding Spring (Australia) 1973 1, 1-1.5 Astronomical Tokyo (Japan) 1975 1.0-1.6 European Southern Chile 1972
SOLAR
1,60 Kitt Peak National Tucson (Arizona) 1962 1,50 Sacramento Peak (B) * Solflekk (New Mexico) 1969 1,00 Astrofysisk Krim (Ukraina) 1975 0,90 Kitt Peak (2 tillegg) * Tucson (Arizona) 1962 0,70 Kitt Peak (B) * Tucson (Arizona) 1975 0,70 Institute of Solar Physics, Tyskland ca. Tenerife (Spania) 1988 0,66 Mitaka Tokyo (Japan) 1920 0,64 Cambridge Cambridge (England) 1820
Merk: For Schmidt-kameraer er diameteren på korreksjonsplaten og speilet indikert; for solteleskoper: (V) - vakuum; 2 legg til. - to ekstra teleskoper i et felles hus med 1,6 m teleskop.
Speil-objektiv kameraer. Ulempen med reflektorer er at de bare gir et tydelig bilde nær sentrum av synsfeltet. Dette forstyrrer ikke hvis man studerer ett objekt. Men patruljearbeid, for eksempel jakten på nye asteroider eller kometer, krever fotografering av store områder av himmelen på en gang. En vanlig reflektor er ikke egnet for dette. Den tyske optikeren B. Schmidt opprettet i 1932 et kombinert teleskop, der hovedspeilets mangler korrigeres ved hjelp av en tynn linse av kompleks form som ligger foran den - en korreksjonsplate. Schmidt-kameraet fra Palomar-observatoriet mottar et bilde på en 35ґ35 cm fotografisk plate av himmelen 6 sky6 °. Et annet design av et vidvinkelkamera ble laget av D.D.Maksutov i 1941 i Russland. Det er enklere enn et Schmidt-kamera, siden rollen som en korreksjonsplate i den spilles av en enkel tykk linse - en menisk.
Drift av optiske observatorier. Nå fungerer mer enn 100 store observatorier i mer enn 30 land i verden. Vanligvis gjennomfører hver av dem, uavhengig eller i samarbeid med andre, flere flerårige observasjonsprogrammer. Astrometriske målinger. Store nasjonale observatorier - US Marine Observatory, Royal Greenwich Observatory i Storbritannia (stengt i 1998), Pulkovskaya Observatory i Russland og andre - måler regelmessig posisjonene til stjerner og planeter på himmelen. Dette er en veldig delikat jobb; det er i den den høyeste "astronomiske" målingene oppnås, på grunnlag av hvilke kataloger av posisjon og bevegelse av lysarmaturer som er nødvendige for grunn- og romnavigering, for å bestemme romlig posisjon til stjerner, for å klargjøre lovene til planetbevegelse. For eksempel, ved å måle koordinatene til stjerner med intervaller på seks måneder, kan man legge merke til at noen av dem opplever svingninger knyttet til jordens bevegelse i sin bane (parallakseffekten). Størrelsen på denne forskyvningen bestemmer avstanden til stjernene: jo mindre forskyvningen, jo større avstand. Fra jorden kan astronomer måle en forskyvning på 0,01 "(tykkelsen på en fyrstikk 40 km unna!), Som tilsvarer en avstand på 100 parsec.
Meteorpatrulje. Flere vidvinkelkameraer som er plassert fra hverandre over store avstander, fotograferer kontinuerlig nattehimmelen for å bestemme meteorittenes baner og mulige påvirkninger fra meteorittene. For første gang begynte disse observasjonene fra to stasjoner ved Harvard Observatory (USA) i 1936 og under ledelse av F. Whipple ble utført regelmessig til 1951. I 1951-1977 ble det samme arbeidet utført ved Ondrejovskoy Observatory (Tsjekkia) Republikk). Siden 1938 i Sovjetunionen har fotografiske observasjoner av meteorer blitt utført i Dushanbe og Odessa. Observasjoner av meteorer gjør det mulig å studere ikke bare sammensetningen av kosmiske støvkorn, men også strukturen til jordens atmosfære i høyder på 50-100 km, som er vanskelig å nå for direkte lyd. Meteorpatruljen fikk den største utviklingen i form av tre "ildkulenett" - i USA, Canada og Europa. For eksempel brukte Smithsonian Observatory Prairie Network (USA) 2,5 cm automatiske kameraer på 16 stasjoner som ligger 260 km rundt Lincoln, Nebraska for å fotografere lyse meteorer - ildkuler. Siden 1963 utviklet det tsjekkiske ildkule nettverket, som senere ble til et europeisk nettverk med 43 stasjoner i Tsjekkia, Slovakia, Tyskland, Belgia, Nederland, Østerrike og Sveits. I dag er det det eneste aktive ildkule nettverket. Stasjonene er utstyrt med fiskeøyekameraer som gjør det mulig å fotografere hele himmelen på en gang. Ved hjelp av ildkuler var det flere ganger mulig å finne meteoritter som falt til bakken og gjenopprette bane før de kolliderte med jorden.
Observasjoner av solen. Mange observatorier fotograferer regelmessig solen. Antallet mørke flekker på overflaten fungerer som en indikator på aktivitet, som periodisk øker i gjennomsnitt hvert 11. år, noe som fører til forstyrrelse av radiokommunikasjon, økte nordlys og andre endringer i jordens atmosfære. Det viktigste instrumentet for å studere solen er spektrografen. Ved å føre sollys gjennom en smal spalte i fokus på et teleskop og deretter spalte det i et spektrum ved hjelp av et prisme eller diffraksjonsgitter, kan du finne ut den kjemiske sammensetningen av solatmosfæren, hastigheten på gassbevegelsen i den, dens temperatur og magnetfelt. Ved hjelp av et spektroheliografi er det mulig å få tak i fotografier av solen i utslippslinjen til ett element, for eksempel hydrogen eller kalsium. De viser tydelig fremtredende steder - store skyer av gass som svever over solens overflate. Av stor interesse er den varme sjeldne regionen i solatmosfæren - koronaen, som vanligvis bare er synlig under totale solformørkelser. Noen observatorier i høy høyde har imidlertid laget spesielle teleskoper - ekstraformørkelsekroner, der en liten lukker ("kunstig måne") lukker solens lyse plate, slik at du når som helst kan observere koronaen. Slike observasjoner blir utført på Capri Island (Italia), ved Sacramento Peak Observatory (New Mexico, USA), Pique du Midi (French Pyrenees) og andre.
Observasjoner av månen og planetene. Overflaten til planeter, satellitter, asteroider og kometer studeres ved hjelp av spektrografer og polarimeter for å bestemme den kjemiske sammensetningen av atmosfæren og egenskapene til den faste overflaten. Lovell observatorium (Arizona), Medonskaya og Pique du Midi (Frankrike), Krim (Ukraina) observatorier er veldig aktive i disse observasjonene. Selv om det i løpet av de siste årene har blitt oppnådd mange bemerkelsesverdige resultater ved bruk av romfartøy, har ikke jordbaserte observasjoner mistet relevansen og bringer nye funn hvert år.
Observere stjernene. Ved å måle intensiteten til linjer i spekteret til en stjerne, bestemmer astronomene overflod av kjemiske elementer og temperaturen på gassen i atmosfæren. Linjens posisjon, basert på Doppler-effekten, bestemmer hastigheten til stjernen som helhet, og formen på linjeprofilen bestemmer hastigheten på gassstrømmene i stjernens atmosfære og hastigheten på rotasjonen rundt aksen. Linjer av sjeldne interstellare materier som er plassert mellom stjernen og den jordiske observatøren, er ofte synlige i stjernespektrene. Ved systematisk å observere spekteret til en stjerne, kan man studere svingningene på overflaten, etablere tilstedeværelsen av satellitter og strømmer av materie, noen ganger strømmer fra en stjerne til en annen. Med en spektrograf plassert i fokus på teleskopet, kan et detaljert spekter av bare en stjerne oppnås i løpet av titalls minutters eksponering. For massestudiet av stjernespektrene plasseres et stort prisme foran linsen til et vidvinkelkamera (Schmidt eller Maksutov). I dette tilfellet oppnås en seksjon av himmelen på en fotografisk plate, hvor hvert bilde av en stjerne er representert med sitt spektrum, hvis kvalitet er lav, men tilstrekkelig for massestudie av stjerner. Slike observasjoner har blitt utført i mange år ved University of Michigan Observatory (USA) og ved Abastumani Observatory (Georgia). Fiberoptiske spektrografer er nylig opprettet: optiske fibre plasseres i fokus på teleskopet; hver av dem er plassert med den ene enden på stjernebildet, og med den andre på spektrografens spalte. Så i en eksponering kan du få detaljerte spektre av hundrevis av stjerner. Ved å føre lys fra en stjerne gjennom forskjellige lysfiltre og måle lysstyrken, er det mulig å bestemme fargen på en stjerne, som indikerer temperaturen på overflaten (blåere, varmere) og mengden interstellært støv som ligger mellom stjernen og observatøren (jo mer støv, jo rødere blir stjernen). Mange stjerner endrer periodisk eller kaotisk lysstyrke - de kalles variabler. Variasjoner i lysstyrke assosiert med svingninger på overflaten til en stjerne eller med gjensidige formørkelser av komponentene i binære systemer forteller mye om den indre strukturen til stjerner. Når du utforsker variable stjerner, er det viktig å ha lange og tette observasjonsserier. Derfor involverer astronomer ofte amatører i dette arbeidet: til og med øyestimater av lysstyrken til stjerner gjennom kikkert eller et lite teleskop er av vitenskapelig verdi. Astronomielskere danner ofte klubber for felles observasjoner. I tillegg til å studere variable stjerner, oppdager de ofte kometer og utbrudd av nye stjerner, som også gir et betydelig bidrag til astronomi. Svake stjerner studeres bare med store teleskoper med fotometre. For eksempel samler et teleskop med en diameter på 1 m lys 25.000 ganger mer enn pupillen fra det menneskelige øye. Bruken av en fotografisk plate med lang eksponering øker følsomheten til systemet tusenvis av ganger. Moderne fotometre med elektroniske lysdetektorer, for eksempel et fotomultiplikatorrør, en bildekonverterer eller en halvleder-CCD-matrise, er titalls ganger mer følsomme enn fotografiske plater og tillater direkte opptak av måleresultater i dataminnet.
Observasjon av svake gjenstander. Observasjoner av fjerne stjerner og galakser utføres ved hjelp av de største teleskopene med en diameter på 4 til 10 m. Den ledende rollen i dette tilhører observatoriene Mauna Kea (Hawaii), Palomarskaya (California), La Silla og Sierra Tololo (Chile) ), Special Astrophysical (Russland). Store Schmidt-kameraer brukes til massestudie av svake gjenstander ved observatoriene i Tonantzintla (Mexico), Mount Stromlo (Australia), Bloemfontein (Sør-Afrika), Byurakan (Armenia). Disse observasjonene lar oss trenge dypest inn i universet og studere dets struktur og opprinnelse.
Felles observasjonsprogrammer. Mange observasjonsprogrammer blir utført i fellesskap av flere observatorier, hvor samspillet støttes av International Astronomical Union (IAU). Den forener rundt åtte tusen astronomer fra hele verden, har 50 oppdrag innen ulike fagfelt, en gang hvert tredje år samler store forsamlinger og organiserer årlig flere store symposier og kollokvier. Hver IAS-kommisjon koordinerer observasjoner av objekter av en bestemt klasse: planeter, kometer, variable stjerner osv. IAU koordinerer arbeidet til mange observatorier i utarbeidelsen av stjernekart, atlasser og kataloger. Ved Smithsonian Astrophysical Observatory (USA) opererer Central Bureau of Astronomical Telegrams, som raskt varsler alle astronomer om uventede hendelser - utbrudd av nye stjerner og supernovaer, oppdagelsen av nye kometer osv.
RADIO OBSERVATORIER
Utviklingen av radiokommunikasjonsteknologi i 1930-40-årene gjorde det mulig å begynne radioobservasjon av romlegemer. Dette nye "vinduet" i universet har ført til mange fantastiske oppdagelser. Av hele spekteret av elektromagnetisk stråling passerer bare optiske og radiobølger gjennom atmosfæren til jordoverflaten. Videre er "radiovinduet" mye bredere enn det optiske: det strekker seg fra millimeterbølger til titalls meter. I tillegg til gjenstander kjent innen optisk astronomi - Solen, planeter og varme tåker - viste tidligere ukjente gjenstander seg å være kilder til radiobølger: kalde skyer av interstellær gass, galaktiske kjerner og eksploderende stjerner.
Typer radioteleskoper. Radioutslipp fra romobjekter er veldig svakt. For å legge merke til det på bakgrunn av naturlig og kunstig interferens, trengs smale retningsantenner som mottar et signal fra bare ett punkt på himmelen. Disse antennene er av to typer. For kortbølget stråling er de laget av metall i form av et konkavt parabolsk speil (som et optisk teleskop), som konsentrerer den innfallende strålingen i fokus. Slike reflektorer med en diameter på opptil 100 m - roterende - er i stand til å se inn i hvilken som helst del av himmelen (som et optisk teleskop). Større antenner er laget i form av en parabolsylinder som bare kan dreie i meridianens plan (som en optisk meridian-sirkel). Rotasjon rundt den andre aksen gir rotasjon av jorden. De største paraboloidene blir gjort stasjonære ved hjelp av naturlige bassenger i bakken. De kan bare observere et begrenset område av himmelen. Tabell 2.
STØRSTE RADIO-TELESKOPER
________________________________________________
Største __ Observatorium _____ Plassering og år _ Størrelse ____________________ av konstruksjon / demontering
antenner (m)
________________________________________________
1000 1 Lebedev fysiske institutt, Russisk vitenskapsakademi Serpukhov (Russland) 1963 600 1 Spesielt astrofysisk vitenskapsakademi i Russland Nord-Kaukasus (Russland) 1975 305 2 Ionosfærisk Arecibo Arecibo (Puerto Rico) 1963 305 1 Meudon Meudon (Frankrike) 1964 183 University of Illinois Danville (Illinois) 1962 122 University of California Hat Creek (CA) 1960 110 1 University of Ohio Delaware (Ohio) 1962 107 Stanford Radio Laboratory Stanford (California) 1959 100 Max Planck Bonn (Tyskland) 1971 76 Jodrell Bank Macclesfield (England) 1957 ________________________________________________
Merknader:
1 ufylt blenderantenn;
2 fast antenne. ________________________________________________
Antenner for langbølget stråling er samlet fra et stort antall enkle metaldipoler, plassert over et område på flere kvadratkilometer og sammenkoblet slik at signalene de mottar forsterkes hverandre bare hvis de kommer fra en bestemt retning. Jo større antennen er, jo smalere blir området på himmelen den undersøker, mens den gir et tydeligere bilde av objektet. Et eksempel på et slikt instrument er UTR-2 (ukrainsk T-formet radioteleskop) fra Kharkov Institute of Radiophysics and Electronics ved Academy of Sciences i Ukraina. Lengden på de to armene er 1860 og 900 m; det er det mest avanserte instrumentet i verden for å studere dekameterstråling i området 12-30 m. Prinsippet om å kombinere flere antenner til et system brukes også til parabolske radioteleskoper: ved å kombinere signaler mottatt fra ett objekt av flere antenner, motta så å si ett signal fra en tilsvarende gigantisk antenne. Dette forbedrer kvaliteten på mottatte radiobilder betydelig. Slike systemer kalles radiointerferometre, siden signaler fra forskjellige antenner legger seg sammen og forstyrrer hverandre. Kvaliteten på bilder fra radiointerferometre er ikke dårligere enn optiske: de minste detaljene er omtrent 1 "store, og hvis du kombinerer signaler fra antenner som ligger på forskjellige kontinenter, kan størrelsen på de minste detaljene i bildet av et objekt reduseres med en faktor på tusenvis. Signalet som samles inn av antennen oppdages og forsterkes. en spesiell mottaker - et radiometer, som vanligvis er innstilt på en fast frekvens eller endrer innstilling i et smalt frekvensbånd. For å redusere egenstøy er radiometere ofte avkjølt til veldig lave temperaturer. Det forsterkede signalet blir spilt inn på en båndopptaker eller datamaskin. Den mottatte signalstyrken uttrykkes vanligvis i form av "antennetemperatur", som om en helt svart kropp av en gitt temperatur var i stedet for antennen Ved å måle signaleffekten ved forskjellige frekvenser, konstrueres et radiospektrum, hvis form gjør det mulig å bedømme strålingsmekanismen og objektets fysiske natur. hvis og i løpet av dagen, hvis ingen forstyrrelser fra industrielle anlegg forstyrrer: gnistende elektriske motorer, kringkastede radiostasjoner, radarer. Av denne grunn er radioobservatorier vanligvis satt opp langt fra byer. Radioastronomer har ingen spesielle krav til kvaliteten på atmosfæren, men når man observerer ved bølger kortere enn 3 cm, blir atmosfæren en hindring, så de foretrekker å plassere kortbølget antenner høyt i fjellet. Noen radioteleskoper brukes som radarer, sender et kraftig signal og mottar en puls reflektert fra et objekt. Dette lar deg nøyaktig bestemme avstanden til planeter og asteroider, måle hastigheten og til og med bygge et overflatekart. Slik ble kartene over overflaten til Venus oppnådd, som ikke er synlig i optikk gjennom dens tette atmosfære.
se også
RADIOASTRONOMI;
RADARASTRONOMI.
Radioastronomiske observasjoner. Avhengig av parametrene til antennen og tilgjengelig utstyr, spesialiserer hvert radioobservatorium seg i en bestemt klasse observasjonsobjekter. På grunn av sin nærhet til jorden er solen en kraftig kilde til radiobølger. Radioutslipp fra atmosfæren blir kontinuerlig registrert - dette gjør det mulig å forutsi solaktivitet. Aktive prosesser finner sted i magnetosfærene til Jupiter og Saturn, hvor radiopulser regelmessig observeres ved observatoriene i Florida, Santiago og Yale University. De største antennene i England, USA og Russland brukes til planetarisk radar. En bemerkelsesverdig oppdagelse var strålingen av interstellært hydrogen ved en bølgelengde på 21 cm oppdaget ved Leiden Observatory (Nederland). Deretter ble det funnet dusinvis av andre atomer og komplekse molekyler, inkludert organiske, fra radiolinjer i det interstellare mediet. Molekyler avgir spesielt intenst ved millimeterbølger, for mottak av hvilke spesielle parabolantenner med en høy presisjonsoverflate. Først på Cambridge Radio Observatory (England), og deretter på andre, siden tidlig på 1950-tallet, har det blitt utført systematiske all-sky-undersøkelser for å identifisere radiokilder. Noen av dem sammenfaller med kjente optiske objekter, men mange har ingen analoger i andre strålingsområder og er tilsynelatende veldig fjerne objekter. På begynnelsen av 1960-tallet, etter å ha oppdaget svake stjerneobjekter som falt sammen med radiokilder, oppdaget astronomer kvasarer - veldig fjerne galakser med utrolig aktive kjerner. Fra tid til annen, på noen radioteleskoper, blir det forsøkt å søke etter signaler fra utenomjordiske sivilisasjoner. Det første prosjektet av denne typen var US National Radio Astronomy Observatory's prosjekt i 1960 for å søke etter signaler fra planetene til nærliggende stjerner. Som alle etterfølgende søk returnerte han et negativt resultat.
EKSTRA ATMOSFERISK ASTRONOMI
Siden jordens atmosfære ikke overfører røntgenstråler, infrarød, ultrafiolett og noen typer radiostråling til planetens overflate, er instrumenter for deres studie installert på kunstige jordssatellitter, romstasjoner eller interplanetære kjøretøy. Disse enhetene krever lav vekt og høy pålitelighet. Vanligvis lanseres spesialiserte astronomiske satellitter for å observere i et bestemt område av spekteret. Selv optiske observasjoner er å foretrekke utenom atmosfæren, noe som betydelig forvrenger bildene av objekter. Dessverre er romteknologi veldig dyr, så ekstra atmosfæriske observatorier blir opprettet enten av de rikeste landene, eller av flere land i samarbeid med hverandre. I utgangspunktet var visse grupper av forskere involvert i utviklingen av instrumenter for astronomiske satellitter og analysen av innhentede data. Men da produktiviteten til romteleskoper vokste, ble det dannet et samarbeidssystem, i likhet med det som ble vedtatt ved nasjonale observatorier. Hubble Space Telescope (USA) er for eksempel tilgjengelig for alle astronomer i verden: søknader om observasjoner blir akseptert og evaluert, de mest verdige av dem blir utført og resultatene overføres til forskeren for analyse. Disse aktivitetene er organisert av Space Telescope Science Institute.
- (nytt lat. observatorium, fra observare to observ). Bygg for fysiske og astronomiske observasjoner. Ordbok med fremmede ord inkludert i det russiske språket. Chudinov AN, 1910. OBSERVATORY building, serving for astronomical, ... ... Ordbok med fremmede ord på russisk