Obserwatorium. Obserwatorium astronomiczne - co to jest? Jak badane są ciała niebieskie w obserwatorium

OBSERWATORIUM
instytucja, w której naukowcy obserwują, badają i analizują zjawiska naturalne. Najbardziej znane są obserwatoria astronomiczne do badania gwiazd, galaktyk, planet i innych ciał niebieskich. Istnieją również obserwatoria meteorologiczne do obserwacji pogody; obserwatoria geofizyczne do badania zjawisk atmosferycznych, w szczególności zórz polarnych; stacje sejsmiczne do rejestracji drgań wzbudzanych w Ziemi przez trzęsienia ziemi i wulkany; obserwatoria do obserwacji promieni kosmicznych i neutrin. Wiele obserwatoriów wyposażonych jest nie tylko w seryjne instrumenty do rejestracji zjawisk przyrodniczych, ale także w unikalne instrumenty, które zapewniają najwyższą możliwą czułość i dokładność w określonych warunkach obserwacji. W dawnych czasach obserwatoria z reguły budowano w pobliżu uniwersytetów, ale potem zaczęto je lokalizować w miejscach o najlepszych warunkach do obserwacji badanych zjawisk: obserwatoria sejsmiczne - na zboczach wulkanów, obserwatoria meteorologiczne - równomiernie na całej długości globus, obserwatoria zórz polarnych (do obserwacji zórz polarnych) - w odległości około 2000 km od bieguna magnetycznego półkuli północnej, gdzie przechodzi pas intensywnych zorzy. Obserwatoria astronomiczne, które wykorzystują teleskopy optyczne do analizy światła ze źródeł kosmicznych, wymagają czystej, suchej atmosfery wolnej od sztucznego światła, dlatego zwykle buduje się je wysoko w górach. Obserwatoria radiowe często znajdują się w głębokich dolinach, chronionych ze wszystkich stron górami przed sztucznymi zakłóceniami radiowymi. Ponieważ jednak w obserwatoriach zatrudniony jest wykwalifikowany personel, a naukowcy regularnie przyjeżdżają, w miarę możliwości starają się lokalizować obserwatoria w niewielkiej odległości od ośrodków naukowo-kulturalnych i węzłów komunikacyjnych. Jednak rozwój komunikacji sprawia, że ​​problem ten staje się coraz mniej istotny. Ten artykuł dotyczy obserwatoriów astronomicznych. Dodatkowe informacje na temat obserwatoriów i innych typów stacji naukowych opisano w artykułach:
ASTRONOMIA POZAATMOSFERA;
WULKANY;
GEOLOGIA;
Trzęsienia ziemi;
METEOROLOGIA I KLIMATOLOGIA;
ASTRONOMIA NEUTRYN;
Astronomia radarowa;
Astronomia radiowa.
HISTORIA OBSERWATORIÓW Astronomicznych I TELESKOPÓW
Świat starożytny. Najstarsze fakty z obserwacji astronomicznych, które do nas dotarły, są związane ze starożytnymi cywilizacjami Bliskiego Wschodu. Obserwując, rejestrując i analizując ruch Słońca i Księżyca na niebie, kapłani śledzili czas i kalendarz, przepowiadali ważne dla rolnictwa pory roku, a także sporządzali prognozy astrologiczne. Mierząc ruchy ciał niebieskich za pomocą prostych przyrządów, odkryli, że względne położenie gwiazd na niebie pozostaje niezmienione, natomiast Słońce, Księżyc i planety poruszają się względem gwiazd i to w bardzo złożony sposób. Kapłani odnotowali rzadkie zjawiska niebieskie: zaćmienia Księżyca i Słońca, pojawienie się komet i nowych gwiazd. Obserwacje astronomiczne, które przynoszą praktyczne korzyści i pomagają kształtować światopoglądy, znalazły wsparcie zarówno ze strony władz religijnych, jak i władców cywilnych różnych narodów. Wiele zachowanych glinianych tabliczek ze starożytnego Babilonu i Sumeru zawiera zapisy obserwacji i obliczeń astronomicznych. W tamtych czasach, podobnie jak obecnie, obserwatorium pełniło jednocześnie funkcję warsztatu, magazynu instrumentów i centrum gromadzenia danych. Zobacz też
ASTROLOGIA;
PORY ROKU ;
CZAS ;
KALENDARZ . Niewiele wiadomo na temat instrumentów astronomicznych używanych przed erą Ptolemeusza (ok. 100 - ok. 170 r.). Ptolemeusz wraz z innymi naukowcami zgromadził w ogromnej bibliotece Aleksandrii (Egipt) wiele rozproszonych zapisów astronomicznych sporządzonych w różnych krajach na przestrzeni poprzednich stuleci. Korzystając z obserwacji Hipparcha i własnych, Ptolemeusz sporządził katalog pozycji i jasności 1022 gwiazd. Idąc za Arystotelesem, umieścił Ziemię w centrum świata i wierzył, że wszystkie ciała luminarzy krążą wokół niej. Wraz ze swoimi kolegami Ptolemeusz prowadził systematyczne obserwacje poruszających się gwiazd (Słońce, Księżyc, Merkury, Wenus, Mars, Jowisz, Saturn) i opracował szczegółową teorię matematyczną pozwalającą przewidzieć ich przyszłą pozycję w stosunku do „stałych” gwiazd. Z jego pomocą Ptolemeusz obliczył tablice ruchów opraw, które były następnie używane przez ponad tysiąc lat.
Zobacz też HIPPARCH. Aby zmierzyć nieznacznie różniące się rozmiary Słońca i Księżyca, astronomowie użyli prostego paska z przesuwanym wizjerem w postaci ciemnego dysku lub płyty z okrągłym otworem. Obserwator skierował drążek w stronę celu i przesuwał wzdłuż niego celownik, upewniając się, że otwór dokładnie odpowiadał rozmiarowi oprawy. Ptolemeusz i jego koledzy ulepszyli wiele instrumentów astronomicznych. Przeprowadzając z nimi uważne obserwacje i używając trygonometrii przekształcającej odczyty instrumentalne na kąty położenia, sprowadzili dokładność pomiaru do około 10"
(patrz także PTOLEMEusz Klaudiusz).
Średniowiecze. W wyniku wstrząsów politycznych i społecznych późnej starożytności i wczesnego średniowiecza rozwój astronomii w regionie śródziemnomorskim został zahamowany. Katalogi i tablice Ptolemeusza przetrwały, jednak coraz mniej osób umiało z nich korzystać, a obserwacje i zapisy wydarzeń astronomicznych stawały się coraz rzadsze. Jednak na Bliskim Wschodzie i w Azji Środkowej rozkwitła astronomia i budowano obserwatoria. W VIII wieku. Abdallah al-Mamun założył Dom Mądrości w Bagdadzie, podobny do Biblioteki Aleksandryjskiej, i założył powiązane obserwatoria w Bagdadzie i Syrii. Tam kilka pokoleń astronomów badało i rozwijało dzieło Ptolemeusza. Podobne instytucje rozkwitły w X i XI wieku. w Kairze. Zwieńczeniem tamtej epoki było gigantyczne obserwatorium w Samarkandzie (obecnie Uzbekistan). Tam Ulukbek (1394-1449), wnuk azjatyckiego zdobywcy Tamerlana (Timur), zbudował ogromny sekstans o promieniu 40 m w formie skierowanego na południe rowu o szerokości 51 cm z marmurowymi ścianami i przeprowadził obserwacje Słońca z niespotykaną dotąd dokładnością. Do obserwacji gwiazd, Księżyca i planet używał kilku mniejszych instrumentów.
Odrodzenie. Kiedy w kulturze islamskiej XV wieku. Astronomia rozkwitła, Europa Zachodnia na nowo odkryła to wielkie dzieło starożytnego świata.
Kopernik. Mikołaj Kopernik (1473-1543), zainspirowany prostotą zasad Platona i innych filozofów greckich, z nieufnością i niepokojem patrzył na geocentryczny system Ptolemeusza, który wymagał uciążliwych obliczeń matematycznych w celu wyjaśnienia pozornych ruchów luminarzy. Kopernik zaproponował, utrzymując podejście Ptolemeusza, umieszczenie Słońca w centrum układu i uznanie Ziemi za planetę. To znacznie uprościło sprawę, ale wywołało głęboką rewolucję w świadomości ludzi (patrz też Mikołaj KOPERANIUSZ).
Cicho Bracie. Duńskiego astronoma T. Brahe (1546-1601) zniechęcił fakt, że teoria Kopernika dokładniej przewidywała położenie luminarzy niż teoria Ptolemeusza, ale wciąż nie do końca poprawna. Wierzył, że dokładniejsze dane obserwacyjne rozwiążą problem i przekonał króla Fryderyka II, aby przekazał mu ks. Ven niedaleko Kopenhagi. Obserwatorium to, zwane Uraniborgiem (Podniebny Zamek), zawierało wiele stacjonarnych instrumentów, warsztaty, bibliotekę, laboratorium chemiczne, sypialnie, jadalnię i kuchnię. Tycho miał nawet własną papiernię i drukarnię. W 1584 roku wybudował nowy budynek obserwacyjny – Stjerneborg (Zamek Gwiezdny), w którym zgromadził największe i najbardziej zaawansowane instrumenty. Co prawda były to instrumenty tego samego typu, co za czasów Ptolemeusza, jednak Tycho znacznie zwiększył ich celność, zastępując drewno metalami. Wprowadził szczególnie precyzyjne celowniki i wagi oraz opracował matematyczne metody kalibracji obserwacji. Tycho i jego asystenci, obserwując ciała niebieskie gołym okiem, osiągnęli za pomocą swoich przyrządów dokładność pomiarową wynoszącą 1. Systematycznie mierzyli położenie gwiazd oraz obserwowali ruchy Słońca, Księżyca i planet, zbierając dane obserwacyjne z niespotykaną dotąd wytrwałością. dokładność
(patrz też BRAHE Tycho).

Keplera. Studiując dane Tychona, I. Kepler (1571-1630) odkrył, że obserwowanego obrotu planet wokół Słońca nie można przedstawić jako ruchu po okręgach. Kepler darzył wielkim szacunkiem wyniki uzyskane w Uraniborgu i dlatego odrzucił pogląd, jakoby niewielkie rozbieżności pomiędzy obliczonymi i zaobserwowanymi pozycjami planet mogły być spowodowane błędami w obserwacjach Tycho. Kontynuując swoje poszukiwania, Kepler ustalił, że planety poruszają się po elipsach, kładąc w ten sposób podwaliny pod nową astronomię i fizykę
(patrz także KEPLER Johann; PRAWA KEPLERA). Prace Tycho i Keplera przewidywały wiele cech współczesnej astronomii, takich jak organizacja wyspecjalizowanych obserwatoriów przy wsparciu rządu; doprowadzanie instrumentów, nawet tradycyjnych, do perfekcji; podział naukowców na obserwatorów i teoretyków. Ustalono nowe zasady pracy i nową technologię: z pomocą oku w astronomii przyszedł teleskop.
Pojawienie się teleskopów. Pierwsze teleskopy refrakcyjne. W 1609 roku Galileusz zaczął używać swojego pierwszego domowego teleskopu. Obserwacje Galileusza zapoczątkowały erę wizualnych eksploracji ciał niebieskich. Teleskopy wkrótce rozprzestrzeniły się po całej Europie. Ciekawscy ludzie wykonywali je sami lub zlecali rzemieślnikom i zakładali małe, osobiste obserwatoria, zwykle we własnych domach
(patrz także GALILEO Galileo). Teleskop Galileusza nazwano refraktorem, ponieważ znajdujące się w nim promienie światła ulegają załamaniu (łac. refractus – refrakcja), przechodząc przez kilka szklanych soczewek. W najprostszej konstrukcji przedni obiektyw-obiektyw zbiera promienie w ognisku, tworząc tam obraz obiektu, a soczewka okularu znajdująca się blisko oka służy jako szkło powiększające do oglądania tego obrazu. W teleskopie Galileusza okularem była soczewka negatywowa, dająca bezpośredni obraz raczej niskiej jakości przy małym polu widzenia. Kepler i Kartezjusz opracowali teorię optyki, a Kepler zaproponował projekt teleskopu z odwróconym obrazem, ale o znacznie większym polu widzenia i powiększeniu niż Galileusz. Konstrukcja ta szybko zastąpiła poprzednią i stała się standardem dla teleskopów astronomicznych. Na przykład w 1647 roku polski astronom Jan Heweliusz (1611-1687) do obserwacji Księżyca używał teleskopów Keplera o długości 2,5-3,5 metra. Najpierw zainstalował je w małej wieżyczce na dachu swojego domu w Gdańsku (Polska), a później na stanowisku z dwoma stanowiskami obserwacyjnymi, z których jeden był obrotowy (patrz także HEVELIUS Jan). W Holandii Christiaan Huygens (1629-1695) i jego brat Constantin zbudowali bardzo długie teleskopy z soczewkami o średnicy zaledwie kilku cali, ale o ogromnych ogniskowych. Poprawiło to jakość obrazu, choć utrudniło pracę z narzędziem. W latach osiemdziesiątych XVII wieku Huygens eksperymentował z 37-metrowymi i 64-metrowymi „teleskopami powietrznymi”, których soczewki umieszczano na szczycie masztu i obracano za pomocą długiego kija lub lin, a okular po prostu utrzymywano w pozycji ręce (patrz także HUYGENS Christian). Wykorzystując soczewki D. Campaniego, J.D. Cassini (1625-1712) w Bolonii, a później w Paryżu prowadził obserwacje za pomocą teleskopów powietrznych o długości 30 i 41 m, wykazując ich niewątpliwe zalety, pomimo trudności w obsłudze nimi. Obserwacje znacznie utrudniały drgania masztu z obiektywem, trudności w nacelowaniu go linami i kablami, a także niejednorodność i turbulencja powietrza pomiędzy obiektywem a okularem, która była szczególnie silna przy braku rura. Newton, teleskop zwierciadlany i teoria grawitacji. Pod koniec lat sześćdziesiątych XVII wieku I. Newton (1643-1727) próbował rozwikłać naturę światła w związku z problemami refraktorów. Błędnie uznał, że aberracja chromatyczna, czyli tzw. Niemożność obiektywu skupienia promieni wszystkich kolorów w jednym ognisku jest w zasadzie nieusuwalna. Dlatego Newton zbudował pierwszy funkcjonalny teleskop zwierciadlany, w którym rolę obiektywu zamiast soczewki pełniło zwierciadło wklęsłe zbierające światło w ognisku, w którym obraz można oglądać przez okular. Jednak najważniejszym wkładem Newtona w astronomię była jego praca teoretyczna, która wykazała, że ​​prawa Keplera dotyczące ruchu planet są szczególnym przypadkiem powszechnego prawa ciążenia. Newton sformułował to prawo i opracował techniki matematyczne umożliwiające dokładne obliczenie ruchu planet. Stymulowało to narodziny nowych obserwatoriów, w których z największą dokładnością mierzono pozycje Księżyca, planet i ich satelitów, wykorzystując teorię Newtona do udoskonalania elementów ich orbit i przewidywania ich ruchów.
Zobacz też
NIEBIAŃSKA MECHANIKA;
POWAGA;
NEWTON Izaak.
Zegar, mikrometr i celownik teleskopowy. Nie mniej ważne od udoskonalenia części optycznej teleskopu było udoskonalenie jego mocowania i wyposażenia. Do pomiarów astronomicznych niezbędne stały się zegary wahadłowe, potrafiące działać według czasu lokalnego, który jest wyznaczany na podstawie jednych obserwacji, a używany w innych.
(patrz także ZEGAR). Za pomocą mikrometru gwintowego można było zmierzyć bardzo małe kąty podczas obserwacji przez okular teleskopu. Aby zwiększyć dokładność astrometrii, ważną rolę odegrało połączenie teleskopu ze sferą armilarną, sekstansem i innymi instrumentami goniometrycznymi. Po zastąpieniu przyrządów obserwacyjnych gołym okiem przez małe teleskopy pojawiła się potrzeba znacznie dokładniejszego wytwarzania i podziału skal kątowych. W dużej mierze w odpowiedzi na potrzeby obserwatoriów europejskich rozwinęła się produkcja małych, precyzyjnych obrabiarek
(patrz także PRZYRZĄDY POMIAROWE).
Obserwatoria państwowe. Udoskonalanie tablic astronomicznych. Od drugiej połowy XVII wieku. Dla celów nawigacji i kartografii rządy różnych krajów zaczęły tworzyć obserwatoria państwowe. W Królewskiej Akademii Nauk, założonej przez Ludwika XIV w Paryżu w 1666 roku, akademicy rozpoczęli od podstaw rewizję stałych i tablic astronomicznych, opierając się na pracach Keplera. W 1669 roku z inicjatywy ministra J.-B. Colberta założono Królewskie Obserwatorium w Paryżu. Na jego czele stały cztery niezwykłe pokolenia Cassini, poczynając od Jeana Dominique’a. W 1675 roku założono Królewskie Obserwatorium w Greenwich, na którego czele stał pierwszy królewski astronom D. Flamsteed (1646-1719). Wraz z Towarzystwem Królewskim, które rozpoczęło swoją działalność w 1647 roku, stało się ośrodkiem badań astronomicznych i geodezyjnych w Anglii. W tych samych latach założono obserwatoria w Kopenhadze (Dania), Lund (Szwecja) i Gdańsku (Polska) (patrz także FLEMSTED John). Najważniejszym rezultatem działalności pierwszych obserwatoriów stały się efemerydy – tablice z wcześniej obliczonymi pozycjami Słońca, Księżyca i planet, niezbędne w kartografii, nawigacji i podstawowych badaniach astronomicznych.
Wprowadzenie czasu standardowego. Obserwatoria państwowe stały się strażnikami czasu standardowego, który rozpowszechniany był najpierw za pomocą sygnałów optycznych (flagi, kule sygnałowe), a później telegraficznie i radiowo. Obecna tradycja zrzucania piłek o północy w Wigilię Bożego Narodzenia sięga czasów, gdy o ściśle określonej godzinie z wysokiego masztu na dachu obserwatorium zrzucano kule sygnalizacyjne, dając kapitanom statków w porcie możliwość sprawdzenia swoich chronometrów. przed wypłynięciem.
Wyznaczanie długości geograficznych. Niezwykle ważnym zadaniem obserwatoriów państwowych tamtej epoki było ustalenie współrzędnych statki morskie. Szerokość geograficzną można łatwo określić na podstawie kąta gwiazda Północna nad horyzontem. Ale długość geograficzna jest znacznie trudniejsza do określenia. Niektóre metody opierały się na momentach zaćmień satelitów Jowisza; inne - o położeniu Księżyca względem gwiazd. Jednak najbardziej niezawodne metody wymagały bardzo precyzyjnych chronometrów, które byłyby w stanie utrzymać czas obserwacyjny w pobliżu portu wyjściowego podczas rejsu.
Rozwój obserwatoriów w Greenwich i Paryżu. W 19-stym wieku Najważniejszymi ośrodkami astronomicznymi pozostały w Europie obserwatoria państwowe i niektóre prywatne. Na liście obserwatoriów z 1886 roku znajdujemy 150 obserwatoriów w Europie, 42 w Ameryce Północnej i 29 gdzie indziej. Obserwatorium w Greenwich pod koniec wieku posiadało reflektor o średnicy 76 cm, refraktory o średnicy 71, 66 i 33 cm oraz wiele instrumentów pomocniczych. Aktywnie zajmowała się astrometrią, zarządzaniem czasem, fizyką i astrofizyką Słońca, a także geodezją, meteorologią, obserwacjami magnetycznymi i innymi. Obserwatorium Paryskie również dysponowało precyzyjnymi, nowoczesnymi instrumentami i prowadziło programy podobne do tych w Greenwich.
Nowe obserwatoria. Obserwatorium Astronomiczne Pułkowo Cesarskiej Akademii Nauk w Petersburgu, zbudowane w 1839 roku, szybko zyskało szacunek i honor. Jej rosnący zespół zajmował się astrometrią, wyznaczaniem stałych podstawowych, spektroskopią, usługami czasowymi i różnorodnymi programami geofizycznymi. Obserwatorium w Poczdamie w Niemczech, otwarte w 1874 roku, szybko stało się autorytatywną organizacją znany ze swoich dzieł na fizyce Słońca, astrofizyce i fotograficznych badaniach nieba.
Tworzenie dużych teleskopów. Odbłyśnik czy refraktor? Chociaż teleskop zwierciadlany Newtona był ważnym wynalazkiem, przez kilka dziesięcioleci astronomowie postrzegali go jedynie jako narzędzie uzupełniające refraktory. Początkowo reflektory robili sami obserwatorzy dla swoich małych obserwatoriów. Ale pod koniec XVIII w. Zajął się tym młody przemysł optyczny, dostrzegając potrzebę rosnącej liczby astronomów i geodetów. Obserwatorzy mogli wybierać spośród różnych typów reflektorów i refraktorów, każdy miał zalety i wady. Teleskopy refraktorowe z soczewkami wykonanymi z wysokiej jakości szkła dawały lepszy obraz niż reflektory, a ich tubus był bardziej zwarty i sztywniejszy. Ale reflektory można było wykonać o znacznie większej średnicy, a obrazy w nich nie były zniekształcane przez kolorowe ramki, jak w przypadku refraktorów. Odbłyśnik ułatwia dostrzeżenie słabych obiektów, ponieważ w szkle nie dochodzi do utraty światła. Jednak stop wzierników, z którego wykonano lustra, szybko zmatowiał i wymagał częstego polerowania (wówczas nie wiedzieli jeszcze, jak pokryć powierzchnię cienką warstwą lustra).
Herschela. W latach 70. XVIII w. skrupulatny i wytrwały astronom-samouk W. Herschel zbudował kilka teleskopów Newtona, zwiększając średnicę do 46 cm i ogniskową do 6 m. Wysoka jakość jego luster umożliwiła stosowanie bardzo dużych powiększeń. Za pomocą jednego ze swoich teleskopów Herschel odkrył planetę Uran, a także tysiące gwiazd podwójnych i mgławic. W tamtych latach zbudowano wiele teleskopów, jednak zazwyczaj tworzyli je i używali indywidualni pasjonaci, bez organizowania obserwatorium we współczesnym znaczeniu
(patrz także HERSCHEL, WILLIAM). Herschel i inni astronomowie próbowali zbudować większe reflektory. Ale masywne zwierciadła wygięły się i straciły swój kształt, gdy teleskop zmienił położenie. Limit dla zwierciadeł metalowych osiągnął w Irlandii W. Parsons (Lord Ross), który dla swojego domowego obserwatorium stworzył reflektor o średnicy 1,8 m.
Budowa dużych teleskopów. Magnaci przemysłowi i nowobogaccy Stanów Zjednoczonych zgromadzili się pod koniec XIX wieku. gigantyczne bogactwa, a część z nich zajęła się filantropią. W ten sposób J. Leake (1796-1876), który zbił fortunę na gorączce złota, zapisał w spadku założenie obserwatorium na górze Hamilton, 65 km od Santa Cruz (Kalifornia). Jego głównym instrumentem był 91-centymetrowy refraktor, wówczas największy na świecie, wyprodukowany przez słynną firmę Alvan Clark and Sons i zainstalowany w 1888 r. Natomiast w 1896 r. rozpoczęto produkcję 36-calowego reflektora Crossley, wówczas największego w USA pracując tam w Obserwatorium Licka. Astronom J. Hale (1868-1938) przekonał chicagowskiego magnata tramwajowego C. Yerkesa do sfinansowania budowy jeszcze większego obserwatorium dla Uniwersytetu w Chicago. Został założony w 1895 roku w Williams Bay w stanie Wisconsin z 40-calowym refraktorem, wciąż i prawdopodobnie na zawsze największym na świecie (patrz także HALE George Ellery). Po zorganizowaniu Obserwatorium Yerkes Hale rozpoczął energiczne wysiłki, aby zebrać fundusze z różnych źródeł, w tym z magnata stalowego A. Carnegie, na budowę obserwatorium w najlepszym miejscu do obserwacji w Kalifornii. Wyposażone w kilka zaprojektowanych przez Hale'a teleskopów słonecznych i 152-centymetrowy reflektor Obserwatorium Mount Wilson w górach San Gabriel na północ od Pasadeny w Kalifornii wkrótce stało się astronomiczną mekką. Po zdobyciu niezbędnego doświadczenia Hale zorganizował stworzenie reflektora o niespotykanych dotąd rozmiarach. Nazwany na cześć głównego sponsora, 100-calowego teleskopu. Hooker wszedł do służby w 1917 roku; ale najpierw musieliśmy przezwyciężyć wiele problemów inżynieryjnych, które początkowo wydawały się nierozwiązywalne. Pierwszym z nich było odlanie szklanego krążka o wymaganej wielkości i powolne schładzanie go do uzyskania Wysoka jakość szkło Szlifowanie i polerowanie lustra w celu nadania mu wymaganego kształtu trwało ponad sześć lat i wymagało stworzenia unikalnych maszyn. Ostatni etap Polerowanie i testowanie lustra przeprowadzono w specjalnym pomieszczeniu o idealnej czystości i kontroli temperatury. Rozpatrzono mechanizmy teleskopu, budynek i kopułę jego wieży, zbudowanej na szczycie Mount Wilson (Mount Wilson) o wysokości 1700 m cud inżynierii ten czas. Zainspirowany doskonałymi parametrami 100-calowego instrumentu Hale resztę swojego życia poświęcił budowie gigantycznego 200-calowego teleskopu. 10 lat po jego śmierci i z powodu opóźnień spowodowanych II wojną światową teleskop. Heila wszedł do służby w 1948 roku na szczycie 1700-metrowej góry Palomar (Mount Palomar), 64 km na północny wschód od San Diego (Kalifornia). Był to cud naukowy i technologiczny tamtych czasów. Przez prawie 30 lat teleskop ten pozostawał największym na świecie, a wielu astronomów i inżynierów wierzyło, że nigdy nie zostanie przekroczony.

Ale pojawienie się komputerów przyczyniło się do dalszego rozwoju konstrukcji teleskopów. W 1976 roku na 2100-metrowej górze Semirodniki w pobliżu wsi Zelenchukskaya (Kaukaz Północny, Rosja) zaczął działać 6-metrowy teleskop BTA (Large Azimuth Telescope), pokazując praktyczne ograniczenia technologii „grubych i trwałych” zwierciadeł.

Droga do zbudowania dużych luster, które będą w stanie zebrać więcej światła, a co za tym idzie, widzieć dalej i lepiej, wiedzie poprzez nowe technologie: in ostatnie lata Opracowywane są metody wytwarzania cienkich i prefabrykowanych luster. Cienkie zwierciadła o średnicy 8,2 m (o grubości około 20 cm) pracują już na teleskopach w Obserwatorium Południowym w Chile. Ich kształtem steruje skomplikowany system mechanicznych „palców” sterowanych komputerowo. Sukces tej technologii doprowadził do opracowania kilku podobnych projektów w różne kraje. Aby przetestować ideę zwierciadła kompozytowego, Smithsonian Astrophysical Observatory zbudowało w 1979 roku teleskop z soczewką sześciu zwierciadeł o średnicy 183 cm, co odpowiada powierzchni jednego zwierciadła o średnicy 4,5 metra. Ten wielozwierciadlany teleskop, zainstalowany na górze Hopkins, 50 km na południe od Tucson (Arizona), okazał się bardzo skuteczny i takie podejście zastosowano przy budowie dwóch 10-metrowych teleskopów. W. Kecka w Obserwatorium Mauna Kea (Hawaje). Każde gigantyczne lustro składa się z 36 sześciokątnych segmentów, każdy o średnicy 183 cm, sterowanych przez komputer w celu wytworzenia pojedynczego obrazu. Choć jakość zdjęć nie jest jeszcze wysoka, możliwe jest uzyskanie widm bardzo odległych i słabych obiektów, niedostępnych dla innych teleskopów. Dlatego na początku XXI wieku planowane jest uruchomienie kilku kolejnych teleskopów wielozwierciadlanych o efektywnej aperturze 9-25 m.

NA SZCZYCIE MAUNA KEA, starożytnego wulkanu na Hawajach, znajduje się dziesiątki teleskopów. Astronomów przyciąga tu duża wysokość oraz bardzo suche i czyste powietrze. W prawym dolnym rogu, przez otwartą szczelinę wieży, wyraźnie widać zwierciadło teleskopu Keck I, a w lewym dolnym rogu wieża teleskopu Keck II w budowie.

ROZWÓJ SPRZĘTU
Zdjęcie. W połowie XIX wieku. kilku entuzjastów zaczęło wykorzystywać fotografię do rejestrowania obrazów obserwowanych przez teleskop. Wraz ze wzrostem czułości emulsji, głównym sposobem rejestrowania danych astrofizycznych stały się szklane płyty fotograficzne. Oprócz tradycyjnych, pisanych ręcznie dzienników obserwacyjnych, w obserwatoriach pojawiły się cenne „szklane biblioteki”. Płyta fotograficzna jest w stanie akumulować słabe światło od odległych obiektów i uchwycić szczegóły niedostępne dla oka. Wraz z wykorzystaniem fotografii w astronomii potrzebne były nowe typy teleskopów, na przykład kamery szerokokątne, które mogły rejestrować jednocześnie duże obszary nieba, aby zamiast ręcznie rysowanych map tworzyć fotoatlasy. W połączeniu z reflektorami o dużej średnicy, fotografia i spektrograf umożliwiły badanie słabych obiektów. W latach dwudziestych XX wieku, korzystając ze 100-calowego teleskopu w Obserwatorium Mount Wilson, E. Hubble (1889-1953) sklasyfikował słabe mgławice i udowodnił, że wiele z nich to galaktyki olbrzymie podobne do Drogi Mlecznej. Ponadto Hubble odkrył, że galaktyki szybko oddalają się od siebie. To całkowicie zmieniło zrozumienie przez astronomów budowy i ewolucji Wszechświata, ale tylko kilka obserwatoriów wyposażonych w potężne teleskopy do obserwacji słabych, odległych galaktyk było w stanie przeprowadzić takie badania.
Zobacz też
KOSMOLOGIA;
GALAXJE;
HUBBLE Edwina Powella;
MGŁAWICA.
Spektroskopia. Spektroskopia, która pojawiła się niemal równocześnie z fotografią, umożliwiła astronomom określenie ich składu chemicznego na podstawie analizy światła gwiazd oraz badanie ruchu gwiazd i galaktyk poprzez przesunięcie Dopplera linii w widmach. Rozwój fizyki na początku XX wieku. pomógł rozszyfrować spektrogramy. Po raz pierwszy stało się możliwe badanie składu niedostępnych ciał niebieskich. Zadanie to okazało się w zasięgu możliwości skromnych obserwatoriów uniwersyteckich, gdyż do uzyskania widm jasnych obiektów nie jest potrzebny duży teleskop. W ten sposób Obserwatorium Harvard College było jednym z pierwszych, które zajęło się spektroskopią i zebrało ogromny zbiór widm gwiazd. Jego współpracownicy sklasyfikowali tysiące widm gwiazd i stworzyli podstawę do badania ewolucji gwiazd. Łącząc te dane z fizyką kwantową, teoretycy zrozumieli naturę źródła energii gwiazdowej. W XX wieku stworzono detektory promieniowania podczerwonego pochodzącego z zimnych gwiazd, z atmosfer i z powierzchni planet. Obserwacje wizualne, jako niewystarczająco czuła i obiektywna miara jasności gwiazd, zostały wyparte najpierw przez kliszę fotograficzną, a następnie przez instrumenty elektroniczne (patrz także SPEKTROSKOPIA).
ASTRONOMIA PO II WOJNIE ŚWIATOWEJ
Wzmocnienie wsparcia rządu. Po wojnie udostępniono naukowcom nowe technologie, które zrodziły się w laboratoriach wojskowych: technologię radiową i radarową, czułe elektroniczne odbiorniki światła i komputery. Rządy krajów uprzemysłowionych zdały sobie sprawę ze znaczenia badań naukowych dla bezpieczeństwa narodowego i zaczęły przeznaczać znaczne środki na pracę naukową i edukację.
Obserwatoria Narodowe USA. Na początku lat pięćdziesiątych amerykańska Narodowa Fundacja Nauki poprosiła astronomów o przedstawienie propozycji dotyczących ogólnokrajowego obserwatorium zlokalizowanego w najlepszej lokalizacji i dostępnego dla wszystkich wykwalifikowanych naukowców. XX wieku wyłoniły się dwie grupy organizacji: Association of Universities for Research in Astronomy (AURA), które stworzyło koncepcję Narodowych Obserwatoriów Astronomii Optycznej (NOAO) na 2100-metrowym szczycie Kitt Peak niedaleko Tucson w Arizonie, oraz Stowarzyszenie Uniwersytetów, które opracowało projekt Krajowe Obserwatorium Radioastronomiczne (NRAO) w dolinie Deer Creek, niedaleko Green Bank w Zachodniej Wirginii.

Amerykańskie Narodowe Obserwatorium KITT PEAK w pobliżu Tucson (Arizona). Do jego największych instrumentów należą Teleskop Słoneczny McMas (poniżej), 4-metrowy Teleskop Mayalla (na górze po prawej) i 3,5-metrowy teleskop WIYN Wspólnego Obserwatorium w Wisconsin, Indiana, Yale i NOAO (daleko po lewej).

Do 1990 roku NOAO posiadało na Kitt Peak 15 teleskopów o średnicy do 4 m. AURA utworzyła także Obserwatorium Międzyamerykańskie w Sierra Tololo (Andy chilijskie) na wysokości 2200 m, gdzie od tego czasu bada się południowe niebo. 1967. Oprócz Green Bank, gdzie na montażu równikowym zainstalowany jest największy radioteleskop (o średnicy 43 m), NRAO posiada także 12-metrowy teleskop pracujący na falach milimetrowych na Kitt Peak oraz system VLA (Very Large Array) składający się z 27 radioteleskopów o średnicy 25 m na pustynnej równinie San-Augustine w pobliżu Socorro (Nowy Meksyk). Narodowe Centrum Radia i Jonosfery na wyspie Puerto Rico stało się głównym amerykańskim obserwatorium. Jego radioteleskop z największym na świecie zwierciadłem sferycznym o średnicy 305 m leży nieruchomo w naturalnym zagłębieniu wśród gór i służy do astronomii radiowej i radarowej.

Stali pracownicy krajowych obserwatoriów monitorują użyteczność sprzętu, opracowują nowe instrumenty i prowadzą własne programy badawcze. Jednakże każdy naukowiec może złożyć wniosek o obserwację i, jeśli zostanie zatwierdzony przez Komitet Koordynacji Badań, otrzymać czas na pracę przy teleskopie. Dzięki temu naukowcy z mniej zamożnych instytucji mogą korzystać z najnowocześniejszego sprzętu.
Obserwacje nieba południowego. Większa część południowego nieba nie jest widoczna z większości obserwatoriów w Europie i Stanach Zjednoczonych, chociaż niebo południowe jest uważane za szczególnie cenne dla astronomii, ponieważ zawiera centrum Drogi Mlecznej i wiele ważnych galaktyk, w tym Obłoki Magellana, dwie małe galaktyki sąsiadujący z naszym. Pierwsze mapy południowego nieba sporządził angielski astronom E. Halley, który pracował w latach 1676–1678 na wyspie św. Heleny, oraz francuski astronom N. Lacaille, który pracował w latach 1751–1753 w południowej Afryce. W 1820 roku Brytyjskie Biuro Długości Geograficznych założyło Przylądek Dobra Nadzieja Królewskie Obserwatorium, początkowo wyposażone jedynie w teleskop do pomiarów astrometrycznych, a następnie w pełen zestaw przyrządów do różnorodnych programów. W 1869 roku w Melbourne (Australia) zainstalowano reflektor o średnicy 122 cm; Później przeniesiono je na górę Stromlo, gdzie po 1905 roku zaczęto rozwijać obserwatorium astrofizyczne. Pod koniec XX wieku, kiedy warunki prowadzenia obserwacji w starych obserwatoriach na półkuli północnej zaczęły się pogarszać na skutek intensywnej urbanizacji, kraje europejskie zaczęły aktywnie budować obserwatoria z dużymi teleskopami w Chile, Australii, Azji Środkowej, na Wyspach Kanaryjskich i Hawaje.
Obserwatoria nad Ziemią. Astronomowie zaczęli używać balonów znajdujących się na dużych wysokościach jako platform obserwacyjnych już w latach trzydziestych XX wieku i kontynuują takie badania do dziś. W latach pięćdziesiątych instrumenty montowano na samolotach latających na dużych wysokościach, które stały się latającymi obserwatoriami. Obserwacje poza atmosferą rozpoczęły się w 1946 r., kiedy amerykańscy naukowcy, korzystając z przechwyconych niemieckich rakiet V-2, wynieśli detektory do stratosfery, aby obserwować promieniowanie ultrafioletowe Słońca. Pierwszy sztuczny satelita został wystrzelony w ZSRR 4 października 1957 r., a już w 1958 r. radziecka stacja Łuna-3 sfotografowała niewidoczną stronę Księżyca. Następnie rozpoczęły się loty na planety i pojawiły się wyspecjalizowane satelity astronomiczne obserwujące Słońce i gwiazdy. W ostatnich latach kilka satelitów astronomicznych stale działało na orbitach bliskich Ziemi i innych, badając niebo we wszystkich zakresach widmowych.
Praca w obserwatorium. Dawniej życie i praca astronoma zależała całkowicie od możliwości jego obserwatorium, ponieważ komunikacja i podróże były powolne i trudne. Na początku XX wieku. Hale stworzył Obserwatorium Mount Wilson jako ośrodek astrofizyki Słońca i gwiazd, zdolny do prowadzenia nie tylko obserwacji teleskopowych i spektralnych, ale także niezbędnych badań laboratoryjnych. Dążył do tego, aby Mount Wilson miał wszystko, co niezbędne do życia i pracy, tak jak Tycho miał na wyspie Ven. Do dziś niektóre duże obserwatoria na szczytach górskich to zamknięte społeczności naukowców i inżynierów mieszkających w akademikach i pracujących nocami zgodnie ze swoimi programami. Ale stopniowo ten styl się zmienia. W poszukiwaniu najkorzystniejszych miejsc do obserwacji obserwatoria lokuje się w odległych rejonach, gdzie trudno jest zamieszkać na stałe. Przyjezdni naukowcy przebywają w obserwatorium od kilku dni do kilku miesięcy, aby dokonać konkretnych obserwacji. Możliwości współczesnej elektroniki pozwalają na prowadzenie zdalnych obserwacji bez konieczności wizyty w obserwatorium, czy też budowanie w trudno dostępnych miejscach w pełni automatycznych teleskopów, które samodzielnie działają zgodnie z zamierzonym programem. Obserwacje za pomocą teleskopów kosmicznych mają pewną specyfikę. Początkowo wielu astronomów, przyzwyczajonych do samodzielnej pracy z instrumentem, czuło się nieswojo w granicach astronomii kosmicznej, oddzielonych od teleskopu nie tylko przestrzenią, ale także wieloma inżynierami i skomplikowanymi instrukcjami. Jednak w latach 80. wiele obserwatoriów naziemnych przeniosło sterowanie teleskopem z prostych konsol umieszczonych bezpośrednio przy teleskopie do specjalnego pomieszczenia wypełnionego komputerami i czasami zlokalizowanego w oddzielnym budynku. Zamiast kierować główny teleskop na obiekt, patrząc przez zamontowany na nim mały szukacz i naciskając przyciski na małym ręcznym pilocie, astronom siedzi teraz przed ekranem przewodnika telewizyjnego i manipuluje joystickiem. Często astronom po prostu wysyła przez Internet do obserwatorium szczegółowy program obserwacje i po ich przeprowadzeniu otrzymuje wyniki bezpośrednio do komputera. Dlatego styl pracy z teleskopami naziemnymi i kosmicznymi staje się coraz bardziej podobny.
NOWOCZESNE OBSERWATORIA NAZIEMNE
Obserwatoria optyczne. Miejsce budowy obserwatorium optycznego jest zwykle wybierane z dala od miast z ich jasnym nocnym oświetleniem i smogiem. Zwykle jest to szczyt góry, gdzie znajduje się cieńsza warstwa atmosfery, przez którą należy prowadzić obserwacje. Pożądane jest, aby powietrze było suche i czyste, a wiatr nie był szczególnie silny. Idealnie byłoby, gdyby obserwatoria były równomiernie rozmieszczone na powierzchni Ziemi, tak aby w dowolnym momencie można było obserwować obiekty na północnym i południowym niebie. Jednak historycznie rzecz biorąc, większość obserwatoriów znajduje się w Europie i Ameryce Północnej, więc niebo półkuli północnej jest lepiej badane. W ostatnich dziesięcioleciach na półkuli południowej i w pobliżu równika zaczęto budować duże obserwatoria, skąd można obserwować zarówno niebo północne, jak i południowe. Starożytny wulkan Mauna Kea na wyspie. Uwzględnia się Hawaje o wysokości większej niż 4 km Najlepsze miejsce na świecie w obserwacjach astronomicznych. W latach 90. osiedliło się tam dziesiątki teleskopów z różnych krajów.
Wieża. Teleskopy to bardzo czułe instrumenty. Aby chronić je przed złymi warunkami pogodowymi i zmianami temperatury, umieszcza się je w specjalnych budynkach - wieżach astronomicznych. Małe wieże mają kształt prostokąta z płaskim, rozsuwanym dachem. Wieże dużych teleskopów są zwykle okrągłe z półkulistą obrotową kopułą, w której otwiera się wąska szczelina do obserwacji. Kopułka ta dobrze chroni teleskop przed wiatrem podczas pracy. Jest to ważne, ponieważ wiatr wstrząsa teleskopem i powoduje drgania obrazu. Wibracje gruntu i budynku wieży również negatywnie wpływają na jakość zdjęć. Dlatego też teleskop osadzony jest na osobnym fundamencie, nie połączonym z fundamentem wieży. Wewnątrz wieży lub w jej pobliżu zainstalowano system wentylacji przestrzeni pod kopułą oraz instalację do próżniowego osadzania na zwierciadle teleskopu odblaskowej warstwy aluminium, która z czasem blaknie.
Uchwyt. Aby wskazać gwiazdę, teleskop musi obracać się wokół jednej lub dwóch osi. Do pierwszego typu zalicza się przyrząd do okręgu i przejścia południka – małe teleskopy obracające się wokół osi poziomej w płaszczyźnie południka niebieskiego. Poruszając się ze wschodu na zachód, każde światło przecina tę płaszczyznę dwa razy dziennie. Za pomocą instrumentu przelotowego określa się momenty przejścia gwiazd przez południk, a tym samym wyjaśnia się prędkość obrotu Ziemi; jest to konieczne do dokładnej obsługi czasu. Koło południka pozwala zmierzyć nie tylko momenty, ale także miejsce, w którym gwiazda przecina się z południkiem; jest to konieczne do tworzenia dokładnych map gwiazd. We współczesnych teleskopach bezpośrednia obserwacja wzrokowa praktycznie nie jest stosowana. Stosowane są głównie do fotografowania ciał niebieskich lub do wykrywania ich światła za pomocą detektorów elektronicznych; w tym przypadku ekspozycja czasami sięga kilku godzin. Przez cały ten czas luneta musi być precyzyjnie wycelowana w obiekt. Dlatego za pomocą mechanizmu zegarowego obraca się ze stałą prędkością wokół osi godzinnej (równoległej do osi obrotu Ziemi) ze wschodu na zachód, podążając za gwiazdą, kompensując w ten sposób obrót Ziemi z zachodu na zachód wschód. Druga oś, prostopadła do osi zegara, nazywana jest osią deklinacji; służy do skierowania teleskopu w kierunku północ-południe. Konstrukcja ta nazywa się montażem paralaktycznym i jest stosowana w prawie wszystkich teleskopach, z wyjątkiem największego, dla którego montaż azymutalny okazał się bardziej kompaktowy i tańszy. Na nim teleskop monitoruje gwiazdę, obracając się jednocześnie ze zmienną prędkością wokół dwóch osi - pionowej i poziomej. To znacznie komplikuje działanie mechanizmu zegarka, wymagając sterowania komputerowego.

Teleskop refraktorowy posiada soczewkę obiektywu. Ponieważ promienie o różnych kolorach są inaczej załamywane w szkle, soczewka jest zaprojektowana w taki sposób, że daje ostry obraz skupiony w promieniach jednego koloru. Starsze refraktory zostały zaprojektowane do obserwacji wizualnych i dlatego dawały wyraźne obrazy w świetle żółtym. Wraz z pojawieniem się fotografii zaczęto budować teleskopy fotograficzne - astrografy, które dają wyraźny obraz w promieniach niebieskich, na które wrażliwa jest emulsja fotograficzna. Później pojawiły się emulsje wrażliwe na światło żółte, czerwone, a nawet podczerwone. Można ich używać do fotografowania za pomocą refraktorów wizualnych. Rozmiar obrazu zależy od ogniskowej obiektywu. 102-centymetrowy refraktor Yerkesa ma ogniskową 19 m, więc średnica dysku księżycowego w jego ognisku wynosi około 17 cm. Rozmiar płytek fotograficznych tego teleskopu wynosi 20-25 cm; Pełnia księżyca z łatwością się na nich mieści. Astronomowie używają szklanych klisz fotograficznych ze względu na ich dużą sztywność: nawet po 100 latach przechowywania nie odkształcają się i pozwalają na pomiar względnego położenia obrazów gwiazd z dokładnością do 3 mikronów, co w przypadku dużych refraktorów, takich jak Yerkes, odpowiada łuk 0,03 "na niebie.
Teleskop odbijający Ma wklęsłe lustro jako soczewkę. Jego przewaga nad refraktorem polega na tym, że promienie dowolnego koloru odbijają się jednakowo od lustra, zapewniając wyraźny obraz. Ponadto soczewka lustrzana może być znacznie większa niż soczewka, ponieważ szklany półfabrykat lustra może nie być przezroczysty w środku; Można je zabezpieczyć przed odkształceniem pod własnym ciężarem, umieszczając je w specjalnej ramie podtrzymującej lustro od dołu. Im większa średnica obiektywu, tym więcej światła zbiera teleskop i tym słabsze i bardziej odległe obiekty może „widzieć”. Przez wiele lat największymi na świecie były 6. reflektor BTA (Rosja) i 5. reflektor Obserwatorium Palomar (USA). Ale teraz w Obserwatorium Mauna Kea na Hawajach budowane są dwa teleskopy z 10-metrowymi zwierciadłami kompozytowymi i kilka teleskopów z zwierciadłami monolitycznymi o średnicy 8-9 m. Tabela 1.
NAJWIĘKSZE TELESKOPY NA ŚWIECIE
___
__Średnica ______Obserwatorium ______Miejsce i rok obiektu (m) ________________budowa/demontaż

ODBŁYŚNIKI

10,0 Mauna Kea Hawaje (USA) 1996 10,0 Mauna Kea Hawaje (USA) 1993 9,2 McDonald Texas (USA) 1997 8,3 Obywatel Japonii Hawaje (USA) 1999 8,2 Południowa Europa Sierra Paranal (Chile) 1998 8,2 Południowa Europa Sierra Paranal (Chile) 1999 8,2 Południowa Europa Sierra Paranal (Chile) 2000 8,1 Gemini North Hawaii (USA) 1999 6,5 Uniwersytet Arizony Mount Hopkins (Arizona) 1999 6.0 Specjalna Astrofizyczna Akademia Nauk Rosji ul. Zelenchukskaya (Rosja) 1976 5,0 Palomar Mount Palomar (Kalifornia) 1949 1,8*6=4,5 University of Arizona Mount Hopkins (Arizona) 1979/1998 4,2 Roca de los Muchachos Wyspy Kanaryjskie (Hiszpania) 1986 4,0 Międzyamerykańskie Sierra Tololo (Chile) 1975 3,9 Anglo-Australijska Siding Spring (Australia) 1975 3,8 Kitt Peak National Tucson (Arizona) 1974 3,8 Mauna Kea (IR) Hawaje (USA) 1979 3,6 Południowa europejska La Silla (Chile) 1976 3,6 Mauna Kea Hawaje (USA) 1979 3,5 Roca de los Muchachos Wyspy Kanaryjskie (Hiszpania) 1989 3,5 Międzyuczelniany Szczyt Sacramento (szt. Nowy Meksyk) 1991 3,5 Niemiecko-hiszpański Calar Alto (Hiszpania) 1983

REFRAKTORY

1,02 Yerkes Williams Bay (Wisconsin) 1897 0,91 Lick Mount Hamilton (Kalifornia) 1888 0,83 Paris Meudon (Francja) 1893 0,81 Poczdam Poczdam (Niemcy) 1899 0,76 Francuska Południowa Nicea (Francja) 1880 0,76 Allegheny Pittsburgh (Pensylwania) 1917 0,76 Pułkowo Petersburg 1885/1941

KOMORY SCHMIDTA*

1,3-2,0 K. Schwarzschild Tautenburg (Niemcy) 1960 1,2-1,8 Palomar Mountain Palomar (Kalifornia) 1948 1,2-1,8 Anglo-Australijska Siding Spring (Australia) 1973 1, 1-1,5 Astronomical Tokyo (Japonia) 1975 1,0-1,6 Europejskie południowe Chile 1972

SŁONECZNY

1,60 Kitt Peak National Tucson (Arizona) 1962 1,50 Sacramento Peak (B)* Sunspot (Nowy Meksyk) 1969 1,00 Astrofizyczny Krym (Ukraina) 1975 0,90 Kitt Peak (2 dodatkowe)* Tucson (Arizona) 1962 0,70 Kitt Peak (E)* Tucson (Arizona) 1975 0,70 Instytut Fizyki Słońca w Niemczech o. Teneryfa (Hiszpania) 1988 0,66 Mitaka Tokio (Japonia) 1920 0,64 Cambridge Cambridge (Anglia) 1820

Notatka: W przypadku aparatów Schmidta wskazana jest średnica płytki korekcyjnej i lustra; dla teleskopów słonecznych: (B) - próżnia; 2 dodatkowe - dwa dodatkowe teleskopy we wspólnej obudowie z teleskopem 1,6 m.
Aparaty z lustrzanką. Wadą reflektorów jest to, że zapewniają wyraźny obraz tylko w pobliżu środka pola widzenia. Nie przeszkadza to, jeśli badany jest jeden obiekt. Jednak praca patrolowa, na przykład poszukiwanie nowych asteroid czy komet, wymaga jednoczesnego fotografowania dużych obszarów nieba. Zwykły reflektor nie nadaje się do tego. Niemiecki optyk B. Schmidt w 1932 roku stworzył teleskop kombinowany, w którym wady zwierciadła głównego koryguje się za pomocą umieszczonej przed nim cienkiej soczewki o złożonym kształcie - płytki korekcyjnej. Kamera Schmidta z Obserwatorium w Palomar otrzymuje obraz obszaru nieba 6-6° na kliszy fotograficznej o średnicy 35-35 cm. Inny projekt aparatu szerokokątnego stworzył D.D. Maksutow w 1941 roku w Rosji. Jest prostszy niż aparat Schmidta, ponieważ rolę płytki korekcyjnej pełni w nim prosty gruby obiektyw - menisk.
Działanie obserwatoriów optycznych. Obecnie istnieje ponad 100 dużych obserwatoriów działających w ponad 30 krajach na całym świecie. Zazwyczaj każdy z nich samodzielnie lub we współpracy z innymi realizuje kilka wieloletnich programów obserwacyjnych. Pomiary astrometryczne. Duże obserwatoria krajowe – Obserwatorium Marynarki Wojennej Stanów Zjednoczonych, Royal Greenwich w Wielkiej Brytanii (zamknięte w 1998 r.), Pułkowo w Rosji itp. – regularnie mierzą pozycje gwiazd i planet na niebie. To bardzo delikatna praca; To w nim osiąga się najwyższą „astronomiczną” dokładność pomiarów, na podstawie której tworzone są katalogi położenia i ruchu opraw, niezbędne do nawigacji naziemnej i kosmicznej, w celu określenia przestrzennego położenia gwiazd, wyjaśnienia prawa ruchu planet. Przykładowo, mierząc współrzędne gwiazd w odstępie sześciu miesięcy, można zauważyć, że u niektórych z nich występują wahania związane z ruchem Ziemi po orbicie (efekt paralaksy). Odległość do gwiazd zależy od wielkości tego przemieszczenia: im mniejsze przemieszczenie, tym większa odległość. Z Ziemi astronomowie mogą zmierzyć przemieszczenie o wartości 0,01 cala (grubość zapałki oddalonej o 40 km!), co odpowiada odległości 100 parseków.
Patrol Meteorowy. Wiele szerokokątnych kamer, rozmieszczonych w dużych odstępach, w sposób ciągły fotografuje nocne niebo, aby określić trajektorie meteorytów i możliwe miejsca uderzenia meteorytów. Po raz pierwszy obserwacje z dwóch stacji rozpoczęto w Obserwatorium Harvarda (USA) w 1936 roku i pod kierownictwem F. Whipple'a prowadzono regularnie aż do 1951 roku. W latach 1951-1977 te same prace prowadzono w Obserwatorium Harvarda (USA). Obserwatorium Ondrejowa (Czechy). Od 1938 roku w ZSRR prowadzono fotograficzne obserwacje meteorów w Duszanbe i Odessie. Obserwacje meteorów pozwalają poznać nie tylko skład ziaren pyłu kosmicznego, ale także strukturę atmosfery ziemskiej na wysokościach 50-100 km, do których trudno dotrzeć bezpośrednim sondowaniem. Patrol meteorytowy osiągnął największy rozwój w postaci trzech „sieci kul ognia” - w USA, Kanadzie i Europie. Na przykład sieć Prairie Network of the Smithsonian Observatory (USA) wykorzystała 2,5-centymetrowe automatyczne kamery na 16 stacjach znajdujących się w odległości 260 km od Lincoln (Nebraska) do fotografowania jasnych meteorów – kul ognia. Od 1963 roku rozwinęła się czeska sieć fireball, która później przekształciła się w europejską sieć 43 stacji na terenie Czech, Słowacji, Niemiec, Belgii, Holandii, Austrii i Szwajcarii. Obecnie jest to jedyna działająca sieć typu Fireball. Jej stacje wyposażone są w kamery typu rybie oko, które umożliwiają jednoczesne fotografowanie całej półkuli nieba. Za pomocą sieci kul ognia kilkakrotnie udało się znaleźć meteoryty, które spadły na ziemię i przywrócić ich orbitę przed zderzeniem z Ziemią.
Obserwacje Słońca. Wiele obserwatoriów regularnie fotografuje Słońce. Wskaźnikiem aktywności jest liczba ciemnych plam na jego powierzchni, która okresowo wzrasta średnio co 11 lat, powodując zakłócenia komunikacji radiowej, nasilenie zórz i innych zmian w atmosferze ziemskiej. Najważniejszym instrumentem do badania Słońca jest spektrograf. Przepuszczając światło słoneczne przez wąską szczelinę w ognisku teleskopu, a następnie rozkładając je na widmo za pomocą pryzmatu lub siatki dyfrakcyjnej, można określić skład chemiczny atmosfery słonecznej, prędkość ruchu gazu w niej, jej temperaturę i pole magnetyczne. pole. Za pomocą spektroheliografu można wykonać zdjęcia Słońca w linii emisyjnej jednego pierwiastka, na przykład wodoru lub wapnia. Wyraźnie pokazują protuberancje – ogromne obłoki gazu wznoszące się nad powierzchnią Słońca. Bardzo interesujący jest gorący, rozrzedzony obszar atmosfery słonecznej – korona, która zwykle jest widoczna tylko podczas całkowitych zaćmień Słońca. Jednak w niektórych obserwatoriach położonych na dużych wysokościach stworzono specjalne teleskopy - koronografy niezaćmieniowe, w których mała przesłona („sztuczny Księżyc”) zakrywa jasny dysk Słońca, umożliwiając obserwację jego korony w dowolnym momencie. Takie obserwacje prowadzone są na wyspie Capri (Włochy), w Obserwatorium Sacramento Peak (Nowy Meksyk, USA), Pic du Midi (Pireneje Francuskie) i innych.

Obserwacje Księżyca i planet. Powierzchnię planet, satelitów, asteroid i komet bada się za pomocą spektrografów i polarymetrów, określając skład chemiczny atmosfery i cechy powierzchni stałej. Bardzo aktywne w tych obserwacjach są Obserwatorium Lovell (Arizona), Meudon i Pic du Midi (Francja) oraz Obserwatorium Krymskie (Ukraina). Choć w ostatnich latach za pomocą statków kosmicznych uzyskano wiele niezwykłych wyników, obserwacje naziemne nie straciły na aktualności i co roku przynoszą nowe odkrycia.
Obserwacje gwiazd. Mierząc intensywność linii w widmie gwiazdy, astronomowie określają liczebność pierwiastków chemicznych i temperaturę gazu w jej atmosferze. Na podstawie położenia linii prędkość ruchu gwiazdy jako całości określa się na podstawie efektu Dopplera, a kształt profilu linii określa prędkość przepływu gazu w atmosferze gwiazdy i prędkość jej obrotu wokół jego oś. Często w widmach gwiazd widoczne są linie rozrzedzonej materii międzygwiazdowej znajdujące się pomiędzy gwiazdą a ziemskim obserwatorem. Systematycznie obserwując widmo jednej gwiazdy, można zbadać drgania jej powierzchni, ustalić obecność satelitów i przepływów materii, czasami przepływających od jednej gwiazdy do drugiej. Używając spektrografu umieszczonego w ognisku teleskopu, w ciągu kilkudziesięciu minut ekspozycji można uzyskać szczegółowe widmo tylko jednej gwiazdy. Aby zbadać widma gwiazd na dużą skalę, przed obiektywem kamery szerokokątnej (Schmidta lub Maksutowa) umieszcza się duży pryzmat. W tym przypadku na kliszy fotograficznej uzyskuje się wycinek nieba, na którym każdy obraz gwiazdy jest reprezentowany przez jej widmo, którego jakość jest niska, ale wystarczająca do masowego badania gwiazd. Takie obserwacje prowadzone są od wielu lat w Obserwatorium Uniwersytetu Michigan (USA) oraz w Obserwatorium Abastumani (Gruzja). Niedawno powstały spektrografy światłowodowe: w ognisku teleskopu umieszczane są światłowody; każdy z nich umieszcza się jednym końcem na obrazie gwiazdy, a drugim na szczelinie spektrografu. Zatem podczas jednej ekspozycji można uzyskać szczegółowe widma setek gwiazd. Przepuszczając światło gwiazdy przez różne filtry i mierząc jej jasność, można określić barwę gwiazdy, która wskazuje na temperaturę jej powierzchni (im bardziej niebieska, tym jest cieplejsza) oraz ilość pyłu międzygwiazdowego znajdującego się pomiędzy gwiazdą a obserwatorem (tzw. więcej pyłu, tym bardziej czerwona gwiazda). Wiele gwiazd okresowo lub chaotycznie zmienia swoją jasność - nazywa się je zmiennymi. Zmiany jasności związane z wahaniami powierzchni gwiazdy lub wzajemnymi zaćmieniami składników układów podwójnych ujawniają wiele na temat wewnętrznej struktury gwiazd. Podczas badania gwiazd zmiennych ważne jest, aby mieć długie i gęste serie obserwacji. Dlatego astronomowie często angażują w tę pracę amatorów: nawet wizualne szacunki jasności gwiazd przez lornetkę lub mały teleskop mają wartość naukową. Entuzjaści astronomii często tworzą kluby w celu wspólnych obserwacji. Oprócz badania gwiazd zmiennych często odkrywają komety i wybuchy nowych, które również wnoszą znaczący wkład do astronomii. Słabe gwiazdy bada się wyłącznie za pomocą dużych teleskopów z fotometrami. Przykładowo teleskop o średnicy 1 m zbiera 25 000 razy więcej światła niż źrenica ludzkiego oka. Zastosowanie kliszy fotograficznej przy długim czasie naświetlania zwiększa czułość systemu kolejny tysiąc razy. Nowoczesne fotometry wyposażone w elektroniczne odbiorniki światła, takie jak fotopowielacz, przetwornik elektronowo-optyczny czy półprzewodnikową matrycę CCD, są kilkadziesiąt razy bardziej czułe niż klisze fotograficzne i umożliwiają bezpośredni zapis wyników pomiarów w pamięci komputera.
Obserwacje słabych obiektów. Obserwacje odległych gwiazd i galaktyk prowadzone są przy użyciu największych teleskopów o średnicy od 4 do 10 m. Wiodącą rolę w tym mają Mauna Kea (Hawaje), Palomar (Kalifornia), La Silla i Sierra Tololo (Chile). Specjalne Obserwatoria Astrofizyczne (Rosja)). Do badań na dużą skalę słabych obiektów duże kamery Schmidta są używane w obserwatoriach w Tonantzintla (Meksyk), Mount Stromlo (Australia), Bloemfontein (RPA) i Byurakan (Armenia). Obserwacje te pozwalają nam najgłębiej wniknąć w Wszechświat i zbadać jego strukturę i pochodzenie.
Programy obserwacji uczestniczącej. Wiele programów obserwacyjnych prowadzonych jest wspólnie przez kilka obserwatoriów, których współpracę wspiera Międzynarodowa Unia Astronomiczna (IAU). Zrzesza około 8 tysięcy astronomów z całego świata, posiada 50 komisji z różnych dziedzin nauki, co trzy lata zbiera duże Zgromadzenia i co roku organizuje kilka dużych sympozjów i kolokwiów. Każda komisja IAU koordynuje obserwacje obiektów określonej klasy: planet, komet, gwiazd zmiennych itp. IAU koordynuje pracę wielu obserwatoriów w celu opracowania map gwiazd, atlasów i katalogów. Smithsonian Astrophysical Observatory (USA) posiada Centralne Biuro Telegramów Astronomicznych, które szybko powiadamia wszystkich astronomów o nieoczekiwanych zdarzeniach - wybuchach nowych i supernowych, odkryciu nowych komet itp.
OBSERWATORIA RADIOWE
Rozwój technologii radiokomunikacyjnej w latach 30.-40. XX wieku umożliwił rozpoczęcie radiowych obserwacji ciał kosmicznych. To nowe „okno” na Wszechświat przyniosło wiele niesamowitych odkryć. Z całego spektrum promieniowania elektromagnetycznego tylko fale optyczne i radiowe przedostają się przez atmosferę na powierzchnię Ziemi. Jednocześnie „okno radiowe” jest znacznie szersze niż optyczne: rozciąga się od fal o długości milimetra do dziesiątek metrów. Oprócz obiektów znanych w astronomii optycznej – Słońca, planet i gorących mgławic – źródłem fal radiowych okazały się nieznane wcześniej obiekty: zimne obłoki gazu międzygwiazdowego, jądra galaktyczne i eksplodujące gwiazdy.
Rodzaje radioteleskopów. Emisja radiowa z obiektów kosmicznych jest bardzo słaba. Aby to dostrzec na tle zakłóceń naturalnych i sztucznych, potrzebne są anteny wąsko skierowane, które odbierają sygnał tylko z jednego punktu na niebie. Istnieją dwa rodzaje takich anten. W przypadku promieniowania krótkofalowego są one wykonane z metalu w postaci wklęsłego zwierciadła parabolicznego (jak teleskop optyczny), które skupia w ognisku padające na nie promieniowanie. Reflektory tego typu o średnicy do 100 m są w pełni obrotowe i umożliwiają obserwację dowolnego fragmentu nieba (jak teleskop optyczny). Większe anteny wykonane są w formie cylindra parabolicznego, zdolnego do obracania się jedynie w płaszczyźnie południka (jak optyczny okrąg południka). Obrót wokół drugiej osi zapewnia obrót Ziemi. Największe paraboloidy unieruchomione są za pomocą naturalnych zagłębień w podłożu. Mogą obserwować jedynie ograniczony obszar nieba. Tabela 2.
NAJWIĘKSZY RADIOTELESKOP
________________________________________________
Największe __ Obserwatorium _____Miejsce i rok _rozmiar ____________________budowa/demontaż
anteny (m)
________________________________________________
1000 1 Instytut Fizyczny Lebiediewa, RAS Serpukhov (Rosja) 1963 600 1 Specjalna Astrofizyczna Akademia Nauk Rosji Północny Kaukaz (Rosja) 1975 305 2 Jonosferyczny Arecibo Arecibo (Puerto Rico) 1963 305 1 Meudon Meudon (Francja) 1964 183 Uniwersytet Illinois w Danville (IL) 1962 122 Uniwersytet Kalifornijski Hat Creek (Kalifornia) 1960 110 1 Ohio University Delaware (Ohio) 1962 107 Stanford Radio Laboratory Stanford (Kalifornia) 1959 100 Instytut. Max Planck Bonn (Niemcy) 1971 76 Jodrell Bank Macclesfield (Anglia) 1957 ________________________________________________
Uwagi:
1 antena z niewypełnioną aperturą;
2 antena stała. ________________________________________________
Anteny na promieniowanie długofalowe zbudowane są z dużej liczby prostych metalowych dipoli rozmieszczonych na powierzchni kilku kilometrów kwadratowych i połączone ze sobą w taki sposób, że odbierane przez nie sygnały wzmacniają się tylko wtedy, gdy przychodzą z określonego kierunku. Im większa antena, tym węższy obszar nieba bada, dając wyraźniejszy obraz obiektu. Przykładem takiego instrumentu jest UTR-2 (ukraiński radioteleskop w kształcie litery T) Charkowskiego Instytutu Radiofizyki i Elektroniki Akademii Nauk Ukrainy. Długość jego dwóch ramion wynosi 1860 i 900 m; jest to najnowocześniejszy na świecie przyrząd do badania promieniowania dekametrowego w zakresie 12-30 m. Zasada łączenia kilku anten w system stosowana jest także w radioteleskopach parabolicznych: poprzez łączenie sygnałów odbieranych z jednego obiektu przez kilka anten, odbierają niejako jeden sygnał z gigantycznej anteny o równoważnej wielkości. Poprawia to znacząco jakość odbieranych obrazów radiowych. Takie systemy nazywane są interferometrami radiowymi, ponieważ sygnały z różnych anten po dodaniu zakłócają się nawzajem. Obrazy z interferometrów radiowych nie są gorszej jakości od optycznych: najmniejsze szczegóły mają wielkość około 1 cala, a jeśli połączyć sygnały z anten znajdujących się na różne kontynenty, wówczas rozmiar najmniejszych szczegółów obrazu obiektu można zmniejszyć kolejny tysiąc razy. Sygnał zbierany przez antenę jest wykrywany i wzmacniany przez specjalny odbiornik – radiometr, który zazwyczaj dostraja się do jednej stałej częstotliwości lub zmienia ustawienie w wąskim paśmie częstotliwości. Aby zredukować szum wewnętrzny, radiometry często schładza się do bardzo niskich temperatur. Wzmocniony sygnał jest nagrywany na magnetofonie lub komputerze. Moc odbieranego sygnału wyrażana jest zazwyczaj w kategoriach „temperatury anteny”, tak jakby zamiast anteny znajdowało się ciało czarne o danej temperaturze wytwarzające tę samą moc. Mierząc moc sygnału na różnych częstotliwościach, konstruuje się widmo radiowe, którego kształt pozwala ocenić mechanizm promieniowania i fizyczną naturę obiektu. Obserwacje radioastronomiczne można prowadzić w nocy i w dzień, jeśli nie zakłócają ich zakłócenia pochodzące z obiektów przemysłowych: iskrzących silników elektrycznych, nadawczych stacji radiowych, radarów. Z tego powodu obserwatoria radiowe są zwykle zlokalizowane daleko od miast. Radioastronomowie nie mają specjalnych wymagań co do jakości atmosfery, jednak podczas obserwacji na falach krótszych niż 3 cm atmosfera staje się źródłem zakłóceń, dlatego wolą instalować anteny krótkofalowe wysoko w górach. Niektóre radioteleskopy służą jako radary, wysyłając silny sygnał i odbierając impuls odbity od obiektu. Pozwala to dokładnie określić odległość do planet i asteroid, zmierzyć ich prędkość, a nawet zbudować mapę powierzchni. W ten sposób uzyskano mapy powierzchni Wenus, która nie jest widoczna w optyce poprzez jej gęstą atmosferę.
Zobacz też
RADIOASTRONOMIA;
Astronomia radarowa.
Obserwacje radioastronomiczne. W zależności od parametrów anteny i dostępnego sprzętu każde obserwatorium radiowe specjalizuje się w określonej klasie obiektów obserwacyjnych. Słońce, ze względu na bliskość Ziemi, jest potężnym źródłem fal radiowych. Emisja radiowa pochodząca z jego atmosfery jest stale rejestrowana, co pozwala przewidzieć aktywność Słońca. Aktywne procesy zachodzą w magnetosferze Jowisza i Saturna, z których impulsy radiowe są regularnie obserwowane w obserwatoriach na Florydzie, w Santiago i na Uniwersytecie Yale. Największe anteny w Anglii, USA i Rosji są wykorzystywane w radarach planetarnych. Niezwykłym odkryciem była emisja międzygwiazdowego wodoru odkryta w Obserwatorium w Leiden (Holandia) przy długości fali 21 cm. Następnie za pomocą łączy radiowych w ośrodku międzygwiazdowym odkryto dziesiątki innych atomów i złożonych cząsteczek, w tym organicznych. Cząsteczki emitują szczególnie intensywnie na falach milimetrowych, dla których tworzone są specjalne anteny paraboliczne o bardzo precyzyjnej powierzchni. Najpierw w Obserwatorium Radiowym w Cambridge (Anglia), a następnie w innych od początku lat pięćdziesiątych XX wieku prowadzono systematyczne badania całego nieba w celu identyfikacji źródeł radiowych. Niektóre z nich pokrywają się ze znanymi obiektami optycznymi, ale wiele z nich nie ma odpowiedników w innych zakresach promieniowania i najwyraźniej są to obiekty bardzo odległe. Na początku lat sześćdziesiątych XX wieku, po odkryciu słabych obiektów w kształcie gwiazd pasujących do źródeł radiowych, astronomowie odkryli kwazary – bardzo odległe galaktyki z niezwykle aktywnymi jądrami. Od czasu do czasu niektóre radioteleskopy próbują szukać sygnałów od cywilizacji pozaziemskich. Pierwszym tego typu projektem był projekt amerykańskiego National Radio Astronomy Observatory z 1960 roku, mający na celu poszukiwanie sygnałów z planet pobliskich gwiazd. Jak wszystkie kolejne wyszukiwania, i to przyniosło wynik negatywny.
Astronomia poza atmosferą
Ponieważ atmosfera ziemska nie pozwala promieniom rentgenowskim, podczerwonym, ultrafioletowym i niektórym rodzajom promieniowania radiowego dotrzeć do powierzchni planety, instrumenty do ich badania są instalowane na sztucznych satelitach Ziemi, stacjach kosmicznych lub pojazdach międzyplanetarnych. Urządzenia te wymagają niewielkiej masy i dużej niezawodności. Zwykle wysyłane są wyspecjalizowane satelity astronomiczne w celu obserwacji w określonym zakresie widma. Nawet obserwacje optyczne najlepiej przeprowadzać poza atmosferą, co znacznie zniekształca obrazy obiektów. Niestety technologia kosmiczna jest bardzo droga, dlatego obserwatoria pozaatmosferyczne tworzone są albo przez najbogatsze kraje, albo przez kilka krajów we współpracy. Początkowo pewne grupy naukowców zajmowały się opracowywaniem instrumentów dla satelitów astronomicznych i analizą uzyskanych danych. Jednak wraz ze wzrostem wydajności teleskopów kosmicznych rozwinął się system współpracy podobny do tego, który przyjęto w krajowych obserwatoriach. Przykładowo Kosmiczny Teleskop Hubble'a (USA) jest dostępny dla każdego astronoma na świecie: wnioski o obserwacje są akceptowane i oceniane, te najbardziej wartościowe są realizowane, a wyniki przekazywane naukowcowi do analizy. Organizatorem tego wydarzenia jest Instytut Naukowy Teleskopów Kosmicznych.
- (nowe obserwatorium łacińskie, od obserwatora do obserwatora). Budynek do obserwacji fizycznych i astronomicznych. Słownik słów obcych zawartych w języku rosyjskim. Chudinov A.N., 1910. Budynek OBSERWATORIUM służący do celów astronomicznych,... ... Słownik obcych słów języka rosyjskiego

Obserwatoria astronomiczne (w astronomii). Opis obserwatoriów w starożytności i we współczesnym świecie.

Obserwatorium Astronomiczne- instytucja naukowa przeznaczona do obserwacji ciał niebieskich. Jest zbudowany wysokie miejsce, z którego możesz zajrzeć gdziekolwiek. Wszystkie obserwatoria są koniecznie wyposażone w teleskopy i podobny sprzęt do obserwacji astronomicznych i geofizycznych.

1. „Obserwatoria” astronomiczne w starożytności.
Od czasów starożytnych ludzie lokalizowali się na wzgórzach lub wzniesieniach w celu prowadzenia obserwacji astronomicznych. Piramidy służyły także jako miejsca obserwacyjne.

Niedaleko twierdzy Karnak, która znajduje się w Luksorze, znajduje się sanktuarium Ra - Gorakhte. W dniu przesilenia zimowego wzeszło stamtąd słońce.
Najstarszym prototypem obserwatorium astronomicznego jest słynne Stonehenge. Zakłada się, że pod wieloma parametrami odpowiadał wschodom słońca w dniach przesilenia letniego.
2. Pierwsze obserwatoria astronomiczne.
Już w 1425 roku ukończono budowę jednego z pierwszych obserwatoriów w pobliżu Samarkandy. Było to coś wyjątkowego, bo takiego nie było nigdzie indziej.
Później król duński przeznaczył wyspę w pobliżu Szwecji na utworzenie obserwatorium astronomicznego. Zbudowano dwa obserwatoria. I przez 21 lat na wyspie kontynuowano działalność króla, podczas której ludzie dowiadywali się coraz więcej o tym, czym jest Wszechświat.
3. Obserwatoria Europy i Rosji.
Wkrótce w Europie zaczęto szybko tworzyć obserwatoria. Jednym z pierwszych było obserwatorium w Kopenhadze.
W Paryżu zbudowano jedno z najwspanialszych obserwatoriów tamtych czasów. Pracują tam najlepsi naukowcy.
Królewskie Obserwatorium w Greenwich swoją popularność zawdzięcza faktowi, że „południk Greenwich” przechodzi przez oś instrumentu przejścia. Powstało z rozkazu władcy Karola II. Konstrukcję uzasadniano koniecznością pomiaru długości geograficznej danego miejsca podczas nawigacji.
Po wybudowaniu obserwatoriów w Paryżu i Greenwich zaczęto tworzyć obserwatoria państwowe w wielu innych krajach Europy. Rozpoczyna działalność ponad 100 obserwatoriów. Działają niemal w każdej placówce oświatowej, a liczba obserwatoriów prywatnych stale rośnie.
Jednym z pierwszych, które zbudowano, było obserwatorium Akademii Nauk w Petersburgu. W 1690 roku na Północnej Dźwinie, niedaleko Archangielska, powstało podstawowe obserwatorium astronomiczne w Rosji. W 1839 r. Otwarto kolejne obserwatorium - Pułkowo. Obserwatorium Pułkowo było i jest najważniejszym na tle innych. Obserwatorium astronomiczne Akademii Nauk w Petersburgu zostało zamknięte, a jego liczne instrumenty i instrumenty przewieziono do Pułkowa.
Początek nowego etapu w rozwoju nauk astronomicznych datuje się na moment powstania Akademii Nauk.
Wraz z upadkiem ZSRR koszty rozwoju badań spadają. Dzięki temu w kraju zaczynają pojawiać się niezwiązane z państwem obserwatoria, wyposażone w sprzęt na profesjonalnym poziomie.

OBSERWATORIUM, instytucja zajmująca się sporządzaniem obserwacji astronomicznych lub geofizycznych (magnetometrycznych, meteorologicznych i sejsmicznych); stąd podział obserwatoriów na astronomiczne, magnetometryczne, meteorologiczne i sejsmiczne.

Obserwatorium Astronomiczne

Ze względu na cel obserwatoria astronomiczne można podzielić na dwa główne typy: obserwatoria astrometryczne i astrofizyczne. Obserwatoria astrometryczne zajmują się określaniem dokładnych pozycji gwiazd i innych źródeł światła w różnych celach i w zależności od tego przy użyciu różnych narzędzi i metod. Obserwatoria astrofizyczne uczyć się różnych właściwości fizyczne ciała niebieskie, na przykład temperatura, jasność, gęstość, a także inne właściwości wymagające fizycznych metod badania, na przykład ruch gwiazd wzdłuż linii wzroku, średnice gwiazd określone metodą interferencyjną itp. Wiele duże obserwatoria mają mieszane cele, ale istnieją cele obserwacyjne i bardziej szczegółowe, na przykład obserwacja zmienności szerokości geograficznej, poszukiwanie małych planet, obserwacja gwiazd zmiennych itp.

Lokalizacja obserwatorium musi spełniać szereg wymagań, do których zalicza się: 1) całkowity brak drgań spowodowanych bliskością torów kolejowych, ruchu ulicznego czy fabryk, 2) jak największa czystość i przejrzystość powietrza – brak kurzu, dymu, mgły, 3) brak oświetlenia nieba spowodowanego bliskością miasta, fabryk, stacja kolejowa itp., 4) spokojne powietrze w nocy, 5) w miarę otwarty horyzont. Warunki 1, 2, 3 i częściowo 5 wymuszają przeniesienie obserwatoriów poza miasto, często nawet na znaczne wysokości nad poziomem morza, tworząc obserwatoria górskie. Stan 4 zależy od wielu przyczyn, częściowo o charakterze ogólnym klimatycznym (wiatry, wilgotność), częściowo o charakterze lokalnym. W każdym razie zmusza to do unikania miejsc, w których występują silne prądy powietrza, np. powstałe w wyniku silnego nagrzewania gleby przez słońce, gwałtownych wahań temperatury i wilgotności. Najkorzystniejsze są obszary pokryte jednolitą szatą roślinną, o suchym klimacie, wystarczająca wysokość nad poziomem morza. Nowoczesne obserwatoria składają się zazwyczaj z oddzielnych pawilonów umiejscowionych w parku lub rozsianych po łące, w których instalowane są instrumenty (ryc. 1).

Z boku znajdują się laboratoria - pomieszczenia do prac pomiarowych i obliczeniowych, do badania klisz fotograficznych i do przeprowadzania różnych eksperymentów (na przykład do badania promieniowania ciała całkowicie czarnego, jako wzorca do określania temperatury gwiazd), warsztat mechaniczny, biblioteka i pomieszczenia mieszkalne. W jednym z budynków znajduje się piwnica na zegary. Jeśli obserwatorium nie jest podłączone do sieci elektrycznej, instalowana jest własna elektrownia.

Wyposażenie instrumentalne obserwatoriów może być bardzo różnorodny w zależności od przeznaczenia. Aby określić rektascensje i deklinacje opraw, stosuje się okrąg południka, który jednocześnie podaje obie współrzędne. W niektórych obserwatoriach, wzorując się na Obserwatorium Pułkowo, wykorzystuje się do tego celu dwa różne instrumenty: instrument przelotowy i okrąg pionowy, które umożliwiają oddzielne wyznaczenie wspomnianych współrzędnych. Same obserwacje dzielą się na podstawowe i względne. Pierwsza polega na niezależnym wyprowadzeniu niezależnego układu rektascensów i deklinacji z wyznaczeniem położenia równonocy wiosennej i równika. Drugi polega na powiązaniu obserwowanych gwiazd, znajdujących się zwykle w wąskiej strefie deklinacji (stąd określenie: obserwacje strefowe), z gwiazdami odniesienia, których położenie znane jest z obserwacji fundamentalnych. Do obserwacji względnych coraz częściej wykorzystuje się fotografię, a ten obszar nieba fotografuje się specjalnymi tubusami z aparatem (astrografami) o dość dużej ogniskowej (zwykle 2-3,4 m). Względne określanie położenia obiektów blisko siebie, np. gwiazd podwójnych, małych planet i komet, w stosunku do pobliskich gwiazd, satelitów planet względem samej planety, wyznaczanie rocznych paralaks – odbywa się za pomocą równików, zarówno wizualnie - za pomocą mikrometru okularowego i fotograficznie, w którym okular zastępuje się kliszą fotograficzną. W tym celu wykorzystuje się największe instrumenty, z soczewkami od 0 do 1 m. Zmienność szerokości geograficznej bada się głównie za pomocą teleskopów zenitowych.

Główne obserwacje o charakterze astrofizycznym to fotometryczne, w tym kolorymetria, czyli oznaczanie barwy gwiazd, oraz spektroskopowe. Te pierwsze produkowane są przy użyciu fotometrów instalowanych jako samodzielne przyrządy lub częściej mocowanych do refraktora lub reflektora. Do obserwacji spektralnych wykorzystuje się spektrografy szczelinowe, które mocuje się do największych reflektorów (ze zwierciadłem od 0 do 2,5 m) lub w przestarzałych przypadkach do dużych refraktorów. Powstałe w ten sposób zdjęcia widm służą różnym celom, takim jak: wyznaczanie prędkości radialnych, paralaks spektroskopowych i temperatury. Do ogólnej klasyfikacji widm gwiazd można zastosować skromniejsze narzędzia – tzw. kamery pryzmatyczne, składający się z aparatu fotograficznego o dużej aperturze i krótkim ogniskowaniu z pryzmatem przed obiektywem, dającego na jednej płycie widma wielu gwiazd, ale o niskim rozproszeniu. Do badań spektralnych słońca, a także gwiazd, niektóre obserwatoria wykorzystują tzw. teleskopy wieżowe, reprezentujące znane korzyści. Składają się z wieży (o wysokości do 45 m), na szczycie której znajduje się koelostat, kierujący promienie oprawy pionowo w dół; Soczewka jest umieszczona nieco poniżej koelostatu, przez który przechodzą promienie, zbiegając się w ognisku na poziomie gruntu, gdzie wchodzą do spektrografu pionowego lub poziomego utrzymywanego w stałej temperaturze.

Wymienione powyżej instrumenty osadzone są na solidnych kamiennych filarach z głębokimi i dużymi fundamentami, odizolowanymi od reszty budynku tak, aby nie przenosiły wstrząsów. Zamontowano refraktory i reflektory okrągłe wieże(ryc. 2), przykryty półkulistą obrotową kopułą z opuszczanym włazem, przez który odbywa się obserwacja.

W przypadku refraktorów podłoga wieży jest podnoszona, dzięki czemu obserwator może wygodnie dosięgnąć końca okularu teleskopu przy dowolnym nachyleniu teleskopu do horyzontu. W wieżach reflektorowych zamiast podłogi podnoszonej zwykle stosuje się drabiny i małe platformy podnoszące. Duże wieże reflektorowe muszą być zaprojektowane tak, aby zapewniały dobrą izolację termiczną przed gorącem w ciągu dnia i wystarczającą wentylację w nocy, gdy kopuła jest otwarta. Przyrządy przeznaczone do obserwacji w jednym określonym pionie – południk, instrument przelotowy i częściowo w kole pionowym – instalowane są w pawilonach wykonanych z blachy falistej (ryc. 3), ukształtowanych na kształt leżącego półwalca. Otwierając szerokie włazy lub cofając ściany, w płaszczyźnie południka lub pierwszego pionu, w zależności od instalacji instrumentu, powstaje szeroka szczelina, umożliwiająca obserwacje.

Konstrukcja pawilonu musi zapewniać dobrą wentylację, gdyż podczas obserwacji temperatura powietrza wewnątrz pawilonu musi być równa temperaturze zewnętrznej, co eliminuje nieprawidłowe załamanie promienia widzenia, tzw. załamanie pomieszczenia(Rozważanie Saala). Przy instrumentach przejścia i okręgach południków często układane są światy, które są mocnymi znakami instalowanymi w płaszczyźnie południka w pewnej odległości od instrumentu.

Obserwatoria świadczące usługi czasowe, a także dokonujące podstawowych ustaleń dotyczących rektascensji, wymagają dużego ustawienia zegara. Zegar stoi w piwnicy, w stałej temperaturze. W specjalnym pomieszczeniu znajdują się tablice rozdzielcze i chronografy do porównywania zegarków. Zainstalowana jest tu także odbiorcza stacja radiowa. Jeśli samo obserwatorium wysyła sygnały czasu, wymagana jest również instalacja do automatycznego wysyłania sygnałów; transmisja odbywa się za pośrednictwem jednej z potężnych nadawczych stacji radiowych.

Oprócz obserwatoriów stale działających, czasami powstają obserwatoria i stacje tymczasowe, przeznaczone albo do obserwacji zjawisk krótkotrwałych, głównie zaćmień Słońca (dawniej także przejścia Wenus przez tarczę słoneczną), albo do wykonywania określonych prac, po czym takie obserwatorium jest ponownie zamykane. W związku z tym niektóre obserwatoria europejskie, a zwłaszcza północnoamerykańskie, otworzyły tymczasowe – na kilka lat – wydziały na półkuli południowej w celu obserwacji południowego nieba w celu opracowania katalogów pozycyjnych, fotometrycznych lub spektroskopowych gwiazd południowych przy użyciu tych samych metod i instrumentów, które były używane do obserwacji południowego nieba. w tym samym celu w głównym obserwatorium na półkuli północnej. Łączna liczba obecnie działających obserwatoriów astronomicznych sięga 300. Niektóre dane, a mianowicie: lokalizację, główne instrumenty i główne prace dotyczące najważniejszych współczesnych obserwatoriów podano w tabeli.

Obserwatorium Magnetyczne

Obserwatorium magnetyczne to stacja prowadząca regularne obserwacje elementów geomagnetycznych. Stanowi punkt odniesienia dla badań geomagnetycznych otaczającego terenu. Materiał dostarczony przez obserwatorium magnetyczne ma fundamentalne znaczenie w badaniu życia magnetycznego. glob. Pracę obserwatorium magnetycznego można podzielić na następujące cykle: 1) badanie zmian czasowych pierwiastków magnetyzmu ziemskiego, 2) regularne ich pomiary w skali bezwzględnej, 3) badania i badania przyrządów geomagnetycznych stosowanych w badaniach magnetycznych, 4) specjalne prace badawcze w obszarach zjawisk geomagnetycznych.

Do realizacji powyższych prac Obserwatorium Magnetyczne dysponuje zestawem normalnych przyrządów geomagnetycznych do pomiaru pierwiastków magnetyzmu ziemskiego w skali bezwzględnej: teodolit magnetyczny i inklinator, zwykle typu indukcyjnego, jako bardziej zaawansowany. Takie urządzenia powinny być w porównaniu ze standardowymi instrumentami dostępnymi w każdym kraju (w ZSRR są one przechowywane w Słuckim Obserwatorium Magnetycznym), z kolei w porównaniu z międzynarodowym standardem w Waszyngtonie. Do badania zmian czasowych pola magnetycznego Ziemi obserwatorium dysponuje jednym lub dwoma zestawami instrumentów zmienności – wariometrami D, H i Z, które zapewniają ciągły zapis zmian elementów magnetyzmu Ziemi w czasie. Zasada działania powyższych instrumentów - patrz Magnetyzm ziemski. Poniżej opisano projekty najpopularniejszych z nich.

Teodolit magnetyczny do pomiarów bezwzględnego H pokazano na ryc. 4 i 5. Tutaj A jest poziomym okręgiem, wzdłuż którego dokonywane są odczyty za pomocą mikroskopów B; I - tubus do obserwacji metodą autokolimacji; C - obudowa magnesu m, D - urządzenie zatrzymujące zamocowane u podstawy rurki, wewnątrz którego znajduje się magnes podtrzymujący nitkę m. Na górze tej rurki znajduje się główka F, do której przymocowany jest gwint. Magnesy odchylające (pomocnicze) umieszcza się na lagerach M 1 i M 2; orientację magnesu na nich określają specjalne okręgi z odczytami za pomocą mikroskopów a i b. Obserwacje deklinacji przeprowadza się przy użyciu tego samego teodolitu lub instaluje się specjalny deklinator, którego konstrukcja jest zasadniczo taka sama jak opisywane urządzenie, ale bez urządzeń do odchyleń. Aby określić położenie prawdziwej północy na okręgu azymutalnym, stosuje się specjalnie ustawioną miarę, której prawdziwy azymut określa się za pomocą pomiarów astronomicznych lub geodezyjnych.

Cewkę uziemiającą (inklinator) do wyznaczania nachylenia pokazano na ryc. 6 i 7. Cewka podwójna S może obracać się wokół osi leżącej na łożyskach osadzonych w pierścieniu R. Położenie osi obrotu cewki wyznacza się za pomocą pionowego okręgu V za pomocą mikroskopów M, M. H jest okręgiem poziomym służącym do ustawiania oś cewki w południku płaszczyzny magnetycznej, K - przełącznik do przetwarzania prądu przemiennego uzyskanego w wyniku obrotu cewki na prąd stały. Z zacisków tego komutatora prąd doprowadzany jest do czułego galwanometru z nasyconym układem magnetycznym.

Wariometr H pokazano na rys. 8. Wewnątrz małej komory magnes M jest zawieszony na nici kwarcowej lub bifilarnej. Górny punkt mocowania nici znajduje się na górze rurki zawieszenia i jest połączony z głowicą T, która może obracać się wokół pionu. oś.

Z magnesem nierozerwalnie połączone jest lustro S, na które pada wiązka światła z oświetlacza urządzenia rejestrującego. Obok zwierciadła znajduje się zwierciadło stałe B, którego zadaniem jest narysowanie linii bazowej na magnetogramie. L jest soczewką dającą obraz szczeliny oświetlacza na bębnie aparatu rejestrującego. Przed bębnem zainstalowana jest cylindryczna soczewka, redukująca ten obraz do punktu. To. zapis na papierze fotograficznym nawiniętym na bęben następuje poprzez przesuwanie wzdłuż tworzącej bębna plamki świetlnej od promienia światła odbitego od zwierciadła S. Konstrukcja wariometru B jest identyczna w szczegółach jak opisywane urządzenie, przy czym z wyjątkiem orientacji magnesu M względem zwierciadła S.

Wariometr Z (rys. 9) składa się zasadniczo z układu magnetycznego oscylującego wokół osi poziomej. Układ zamknięty jest w komorze 1, która w przedniej części posiada otwór zamykany soczewką 2. Drgania układu magnetycznego rejestrator rejestruje dzięki zwierciadłu przymocowanemu do układu. Do skonstruowania linii bazowej wykorzystuje się lustro stałe umieszczone obok ruchomego. Ogólna lokalizacja wariometry podczas obserwacji przedstawiono na ryc. 10.

Tutaj R jest aparatem rejestrującym, U jest jego mechanizmem zegarowym, który obraca bęben ze światłoczułym papierem, l jest soczewką cylindryczną, S jest oświetlaczem, H, D, Z są wariometrami odpowiednich elementów ziemskiego magnetyzmu. W wariometrze Z litery L, M i t oznaczają odpowiednio soczewkę, zwierciadło połączone z układem magnetycznym i zwierciadło połączone z urządzeniem rejestrującym temperaturę. W zależności od zadań specjalnych, w jakich uczestniczy obserwatorium, jego dalsze wyposażenie ma charakter szczególny. Wymaga niezawodnego działania przyrządów geomagnetycznych specjalne warunki w sensie braku zakłócających pól magnetycznych, stałej temperatury itp.; Dlatego obserwatoria magnetyczne wraz z instalacjami elektrycznymi są wynoszone daleko poza miasto i rozmieszczone w taki sposób, aby zapewnić pożądany stopień stałości temperatury. W tym celu pawilony, w których wykonuje się pomiary magnetyczne, budowane są najczęściej ze ścianami podwójnymi, a instalacja grzewcza zlokalizowana jest wzdłuż korytarza utworzonego przez ściany zewnętrzne i wewnętrzne budynku. Aby wyeliminować wzajemne oddziaływanie urządzeń wariacyjnych na normalne, oba zazwyczaj instaluje się w różnych pawilonach, nieco oddalonych od siebie. Przy budowie takich budynków d.b. Szczególną uwagę zwrócono na to, aby wewnątrz lub w pobliżu nie znajdowały się masy żelaza, zwłaszcza ruchome. Jeśli chodzi o okablowanie elektryczne d.b. spełnione są warunki gwarantujące brak pól magnetycznych prądu elektrycznego (okablowanie bifilarne). Bliskość konstrukcji powodujących wstrząsy mechaniczne jest niedopuszczalna.

Ponieważ obserwatorium magnetyczne jest głównym punktem badań życia magnetycznego: Ziemią, całkowicie naturalne jest wymaganie b. lub m. ich równomierny rozkład na całej powierzchni globu. W chwili obecnej wymóg ten jest spełniony jedynie w przybliżeniu. Poniższa tabela przedstawiająca listę obserwatoriów magnetycznych daje wyobrażenie o stopniu spełnienia tego wymogu. W tabeli kursywą zaznaczono średnią roczną zmianę elementu ziemskiego magnetyzmu ze względu na zmiany świeckie.

Najbogatszy materiał zebrany przez obserwatoria magnetyczne polega na badaniu czasowych zmian elementów geomagnetycznych. Obejmuje to cykl dobowy, roczny i świecki, a także nagłe zmiany w polu magnetycznym Ziemi, zwane burzami magnetycznymi. W wyniku badań zmian dobowych udało się wyizolować w nich wpływ położenia słońca i księżyca względem miejsca obserwacji oraz ustalić rolę tych dwóch ciał kosmicznych w dobowych zmianach elementów geomagnetycznych . Główną przyczyną zmienności jest słońce; wpływ księżyca nie przekracza 1/15 wpływu pierwszego źródła światła. Amplituda dziennych wahań jest średnio rzędu 50 γ (γ = 0,00001 gausa, patrz Magnetyzm ziemski), tj. około 1/1000 całkowitego napięcia; zmienia się w zależności od szerokości geograficznej miejsca obserwacji i jest w dużym stopniu zależny od pory roku. Z reguły amplituda wahań dobowych jest większa latem niż zimą. Badanie rozkładu czasowego burz magnetycznych doprowadziło do ustalenia ich związku z aktywnością słońca. Liczba burz i ich intensywność pokrywają się w czasie z liczbą plam słonecznych. Okoliczność ta pozwoliła Stormerowi stworzyć teorię wyjaśniającą występowanie burz magnetycznych poprzez wnikanie do górnych warstw naszej atmosfery ładunków elektrycznych emitowanych przez Słońce w okresach jego największej aktywności i równoległe tworzenie się pierścienia poruszających się elektronów przy znaczna wysokość, prawie poza atmosferą, w płaszczyźnie ziemskiego równika.

Obserwatorium Meteorologiczne

Obserwatorium Meteorologiczne, wyższa instytucja naukowa zajmująca się badaniem zagadnień związanych z szeroko rozumianym życiem fizycznym Ziemi. Obserwatoria te zajmują się obecnie nie tylko zagadnieniami czysto meteorologicznymi i klimatologicznymi oraz służbami pogodowymi, ale obejmują także w swoim zakresie zadań zagadnienia magnetyzmu ziemskiego, elektryczności atmosferycznej i optyki atmosferycznej; Niektóre obserwatoria prowadzą nawet obserwacje sejsmiczne. Dlatego takie obserwatoria mają szerszą nazwę - obserwatoria lub instytuty geofizyczne.

Obserwacje własne obserwatoriów z zakresu meteorologii mają na celu dostarczenie materiału ściśle naukowego do obserwacji elementów meteorologicznych, niezbędnych dla celów klimatologii, obsługi pogody oraz zaspokojenia szeregu wniosków praktycznych w oparciu o zapisy przyrządów rejestrujących z zapisem ciągłym wszystkich zmian przebiegu elementów meteorologicznych. Bezpośrednim obserwacjom w określonych godzinach pilnych dokonuje się takich elementów jak ciśnienie powietrza (patrz Barometr), jego temperatura i wilgotność (patrz Higrometr), kierunek i prędkość wiatru, nasłonecznienie, opady i parowanie, pokrywa śnieżna, temperatura gleby i inne zjawiska atmosferyczne według program meteorologów zwykłych, stacje II kategorii. Oprócz tych obserwacji programowych w obserwatoriach meteorologicznych prowadzone są obserwacje kontrolne, a także prowadzone są badania o charakterze metodologicznym, wyrażające się w opracowywaniu i testowaniu nowych metod obserwacji zjawisk, które zostały już częściowo zbadane; i w ogóle nie były badane. Obserwacje obserwacyjne muszą mieć charakter długoterminowy, aby móc wyciągnąć z nich szereg wniosków, uzyskać z wystarczającą dokładnością średnie wartości „normalne”, określić wielkość oscylacji nieokresowych charakterystycznych dla to miejsce obserwacje oraz określenie wzorców przebiegu tych zjawisk w czasie.

Oprócz prowadzenia własnych obserwacji meteorologicznych, jednym z głównych zadań obserwatoriów jest badanie całego kraju jako całości lub jego poszczególnych obszarów w powiązaniach fizycznych i rozdziałach. przyr. z klimatycznego punktu widzenia. Materiał obserwacyjny docierający z sieci stacji meteorologicznych do obserwatorium poddawany jest tutaj szczegółowym badaniom, kontroli i dokładnemu sprawdzaniu, aby wyselekcjonować obserwacje jak najwyższej jakości, które można już wykorzystać do dalszych badań. Wstępne wnioski z zweryfikowanego materiału publikowane są w publikacjach obserwatoriów. Takie publikacje w sieci dawnych stacji. Rosja i ZSRR obejmują obserwacje począwszy od 1849 roku. Publikacje te publikują rozdziały. przyr. wnioski z obserwacji i tylko dla niewielkiej liczby stacji obserwacje drukowane są w całości.

Pozostała część przetworzonego i przebadanego materiału przechowywana jest w archiwum obserwatorium. W wyniku głębokich i dokładne studium Co jakiś czas na temat tych materiałów pojawiają się rozmaite monografie, albo charakteryzujące metodologię obróbki, albo odnoszące się do rozwoju poszczególnych elementów meteorologicznych.

Jedną ze specyficznych cech obserwatoriów jest specjalna usługa prognoz i ostrzeżeń o warunkach pogodowych. Obecnie służba ta wydzielona jest z Głównego Obserwatorium Geofizycznego w formie niezależnego instytutu – Centralnego Biura Meteorologicznego. Aby zobrazować rozwój i osiągnięcia naszej służby pogodowej, poniższe dane przedstawiają liczbę telegramów otrzymywanych dziennie przez Biuro Pogodowe od 1917 roku.

Obecnie Centralne Biuro Pogodowe oprócz meldunków otrzymuje do 700 telegramów wewnętrznych. Ponadto prowadzone są tu poważne prace nad udoskonaleniem metod prognozowania pogody. Jeśli chodzi o stopień powodzenia prognoz krótkoterminowych, określa się go na 80-85%. Oprócz prognoz krótkoterminowych opracowano metody i podaje się długoterminowe prognozy ogólnego charakteru pogody na nadchodzący sezon lub na krótkie okresy lub szczegółowe prognozy dotyczące poszczególnych zagadnień (otwieranie i zamarzanie rzek, powodzie , burze, zamiecie śnieżne, grad itp.).

Aby obserwacje prowadzone na stacjach sieci meteorologicznej były ze sobą porównywalne, konieczne jest porównanie przyrządów służących do wykonywania tych obserwacji z „normalnymi” standardami przyjętymi na kongresach międzynarodowych. Zadanie sprawdzania przyrządów rozwiązuje specjalny dział obserwatorium; Na wszystkich stacjach sieci używane są wyłącznie przyrządy, które zostały przetestowane w obserwatorium i posiadają specjalne certyfikaty, które zapewniają poprawki lub stałe dla odpowiednich przyrządów w danych warunkach obserwacji. Ponadto, w tym samym celu, w celu porównywalności wyników bezpośrednich obserwacji meteorologicznych na stacjach i obserwatoriach, obserwacje te muszą być prowadzone w ściśle określonych okresach i według określonego programu. W związku z tym Obserwatorium wydaje specjalne instrukcje prowadzenia obserwacji, korygowane każdorazowo na podstawie doświadczeń, postępu nauki oraz zgodnie z uchwałami międzynarodowych kongresów i konferencji. Obserwatorium wylicza i publikuje specjalne tablice do przetwarzania obserwacji meteorologicznych prowadzonych na stacjach.

Oprócz obserwatoriów meteorologicznych wiele obserwatoriów prowadzi także badania aktynometryczne i systematyczne obserwacje natężenia promieniowania słonecznego, promieniowania rozproszonego i promieniowania własnego Ziemi. Pod tym względem zasłużone jest obserwatorium w Słucku (dawniej Pawłowsku), w którym zaprojektowano sporo przyrządów zarówno do bezpośrednich pomiarów, jak i do ciągłej automatycznej rejestracji zmian różnych elementów promieniowania (aktynografy) i zainstalowano te przyrządy tu do pracy wcześniej niż w obserwatoriach innych krajów. W niektórych przypadkach oprócz emisji całkowej prowadzone są badania mające na celu zbadanie energii w niektórych częściach widma. Zagadnienia związane z polaryzacją światła są także przedmiotem specjalnych badań w obserwatoriach.

Loty naukowe na balonach i balonach swobodnych, przeprowadzane wielokrotnie w celu przeprowadzenia bezpośrednich obserwacji stanu elementów meteorologicznych w swobodnej atmosferze, choć dostarczyły szeregu bardzo cennych danych dla zrozumienia życia atmosfery i praw nim rządzących, to jednak loty te miały bardzo ograniczone zastosowanie w życiu codziennym ze względu na znaczne koszty z nimi związane, a także trudność w osiąganiu dużych wysokości. Sukcesy lotnictwa stawiały ciągłe żądania wyjaśnienia stanu elementów i rozdziałów meteorologicznych. przyr. kierunek i prędkość wiatru na różnych wysokościach w swobodnej atmosferze itp. podkreślił znaczenie badań aerologicznych. Zorganizowano specjalne instytuty i opracowano specjalne metody podnoszenia instrumentów rejestrujących różnej konstrukcji, które unosi się na wysokość na latawcach lub za pomocą specjalnych gumowych balonów wypełnionych wodorem. Zapisy z takich rejestratorów dostarczają informacji o stanie ciśnienia, temperatury i wilgotności, a także prędkości i kierunku powietrza na różnych wysokościach w atmosferze. W przypadkach, gdy wymagana jest jedynie informacja o wietrze w różnych warstwach, obserwacje przeprowadza się nad małymi balonami pilotowymi swobodnie wypuszczanymi z miejsca obserwacji. Mając na uwadze ogromne znaczenie tego typu obserwacji dla celów transportu lotniczego, obserwatorium organizuje całą sieć punktów aerologicznych; W obserwatoriach prowadzone jest przetwarzanie wyników poczynionych obserwacji, a także rozwiązywanie szeregu problemów o znaczeniu teoretycznym i praktycznym, dotyczących ruchu atmosfery. Systematyczne obserwacje w obserwatoriach położonych na dużych wysokościach dostarczają również materiału do zrozumienia praw cyrkulacji atmosferycznej. Ponadto takie obserwatoria wysokogórskie mają znaczenie w sprawach związanych z zasilaniem rzek pochodzących z lodowców i związanymi z tym kwestiami nawadniania, co jest istotne w klimacie półpustynnym, np. w Azji Środkowej.

Przechodząc do obserwacji pierwiastków elektryczności atmosferycznej prowadzonych w obserwatoriach, należy zaznaczyć, że są one bezpośrednio związane z radioaktywnością, a ponadto mają pewne znaczenie w rozwoju rolnictwa. uprawy Celem tych obserwacji jest pomiar promieniotwórczości i stopnia jonizacji powietrza, a także określenie stanu elektrycznego opadów atmosferycznych opadających na ziemię. Wszelkie zakłócenia występujące w ziemskim polu elektrycznym powodują zakłócenia w komunikacji bezprzewodowej, a czasami nawet przewodowej. Obserwatoria zlokalizowane na obszarach nadmorskich włączają do swojego programu pracy i badań badania hydrologii morza, obserwacje i prognozy stanu morza, co ma bezpośrednie znaczenie dla celów transportu morskiego.

Oprócz pozyskania materiału obserwacyjnego, jego przetworzenia i wyciągnięcia ewentualnych wniosków, w wielu przypadkach konieczne wydaje się poddanie zjawisk obserwowanych w przyrodzie badaniom doświadczalnym i teoretycznym. Wiąże się to z zadaniami badań laboratoryjnych i matematycznych prowadzonych przez obserwatoria. W eksperymentach laboratoryjnych czasami można odtworzyć to lub inne zjawisko atmosferyczne i kompleksowo zbadać warunki jego wystąpienia i przyczyny. W tym względzie można wskazać prace prowadzone w Głównym Obserwatorium Geofizycznym m.in. mające na celu badanie zjawiska lodu dennego i określenie środków zwalczania tego zjawiska. W ten sam sposób w laboratorium obserwacyjnym badano kwestię szybkości chłodzenia ogrzanego ciała w strumieniu powietrza, co ma bezpośredni związek z rozwiązaniem problemu wymiany ciepła w atmosferze. Wreszcie analiza matematyczna znajduje szerokie zastosowanie w rozwiązywaniu szeregu zagadnień związanych z procesami i różnymi zjawiskami zachodzącymi w warunkach atmosferycznych, na przykład cyrkulacją, ruchem turbulentnym itp. Podsumowując, podamy listę obserwatoriów znajdujących się w ZSRR . Na pierwszym miejscu należy postawić Główne Obserwatorium Geofizyczne (Leningrad), założone w 1849 r.; obok niego, jako jego oddział krajowy, znajduje się obserwatorium w Słucku. Instytucje te realizują zadania na skalę całej Unii. Oprócz nich zorganizowano szereg obserwatoriów o funkcjach o znaczeniu republikańskim, regionalnym lub regionalnym: Instytut Geofizyczny w Moskwie, Środkowoazjatycki Instytut Meteorologiczny w Taszkencie, Obserwatorium Geofizyczne w Tyflisie, Charkowie, Kijowie, Swierdłowsku, Irkucku i Władywostoku. przez Instytuty Geofizyczne w Saratowie dla obwodu Niżnego Nowogrodu i w Nowosybirsku dla zachodniej Syberii. Na morzach znajduje się szereg obserwatoriów – w Archangielsku i nowo zorganizowane obserwatorium w Aleksandrowsku dla basenu północnego, w Kronsztadzie – dla morze Bałtyckie, w Sewastopolu i Teodozji - dla Czernego i Morza Azowskie, w Baku – dla Morza Kaspijskiego i we Władywostoku – dla Pacyfik. Wiele byłych uniwersytetów ma także obserwatoria, w których prowadzone są główne prace w dziedzinie meteorologii i ogólnie geofizyki - Kazań, Odessa, Kijów, Tomsk. Wszystkie te obserwatoria nie tylko prowadzą obserwacje w jednym punkcie, ale także organizują badania ekspedycyjne, niezależne lub złożone, dotyczące różnych zagadnień i działów geofizyki, co znacząco przyczynia się do badania sił wytwórczych ZSRR.

Obserwatorium sejsmiczne

Obserwatorium sejsmiczne służy do rejestrowania i badania trzęsień ziemi. Głównym instrumentem w praktyce pomiaru trzęsień ziemi jest sejsmograf, który automatycznie rejestruje wszelkie wstrząsy występujące w określonej płaszczyźnie. Dlatego seria trzech urządzeń, z czego dwa to wahadła poziome, które wychwytują i rejestrują te składowe ruchu lub prędkości, które występują w kierunku południka (NS) i równoleżnika (EW), a trzecie to wahadło pionowe do rejestracji przemieszczenia pionowe, jest konieczne i wystarczające do rozwiązania problemu lokalizacji regionu epicentralnego i charakteru trzęsienia ziemi, które miało miejsce. Niestety większość stacji sejsmicznych wyposażona jest w przyrządy służące wyłącznie do pomiaru składowych poziomych. Ogólna struktura organizacyjna służby sejsmicznej w ZSRR jest następująca. Na czele całej sprawy stoi Instytut Sejsmiczny, mieszczący się na terenie Akademii Nauk ZSRR w Leningradzie. Ten ostatni kieruje działalnością naukową i praktyczną punktów obserwacyjnych – obserwatoriów sejsmicznych i różnych stacji zlokalizowanych w określonych regionach kraju i realizujących obserwacje według określonego programu. Centralne Obserwatorium Sejsmiczne w Pułkowie z jednej strony zajmuje się regularnymi i ciągłymi obserwacjami wszystkich trzech składowych ruchu skorupy ziemskiej za pomocą kilku serii przyrządów rejestrujących, z drugiej strony prowadzi badania porównawcze badanie urządzeń i metod przetwarzania sejsmogramów. Ponadto na podstawie własnych badań i doświadczeń przekazuje instrukcje innym stacjom w sieci sejsmicznej. Zgodnie z ważną rolą, jaką to obserwatorium odgrywa w badaniach kraju pod względem sejsmicznym, posiada ono specjalnie skonstruowany podziemny pawilon, tak aby wyeliminować wszelkie efekty zewnętrzne - zmiany temperatury, wibracje budynku na skutek podmuchów wiatru itp. . Jedna z sal tego pawilonu jest odizolowana od ścian i podłogi budynku ogólnego i mieści się w niej najważniejszy szereg bardzo czułych urządzeń. W praktyce współczesnej sejsmometrii ogromne znaczenie mają instrumenty zaprojektowane przez akademika B.B. Golicyna. W urządzeniach tych ruch wahadeł można rejestrować nie mechanicznie, lecz za pomocą tzw rejestracja galwanometryczna, w którym zmiana stanu elektrycznego następuje w cewce poruszającej się wraz z wahadłem sejsmografu w polu magnetycznym silnego magnesu. Drutami każda cewka jest połączona z galwanometrem, którego igła oscyluje wraz z ruchem wahadła. Lustro przymocowane do igły galwanometru pozwala na śledzenie zmian zachodzących w urządzeniu bezpośrednio lub poprzez rejestrację fotograficzną. To. nie ma potrzeby wchodzenia do pomieszczenia z instrumentami i tym samym zakłócania równowagi w instrumentach prądami powietrza. Dzięki tej instalacji urządzenia mogą mieć bardzo wysoką czułość. Oprócz powyższego sejsmografy z rejestracja mechaniczna. Ich konstrukcja jest bardziej prymitywna, czułość jest znacznie niższa, a za pomocą tych urządzeń można kontrolować i, co najważniejsze, odtwarzać zapisy urządzeń o dużej czułości w przypadku różnego rodzaju awarii. Oprócz bieżących prac, centralne obserwatorium prowadzi także liczne badania specjalistyczne o znaczeniu naukowym i stosowanym.

Obserwatoria lub stacje pierwszej kategorii przeznaczone są do rejestrowania odległych trzęsień ziemi. Wyposażone są w przyrządy o odpowiednio dużej czułości, a w większości przypadków wyposażone są w jeden zestaw przyrządów dla trzech składowych ruchu Ziemi. Synchroniczna rejestracja odczytów tych przyrządów pozwala określić kąt wyjścia promieni sejsmicznych, a na podstawie zapisów wahadła pionowego można rozstrzygnąć kwestię natury fali, tj. określić, kiedy kompresja lub rozrzedzenie fala się zbliża. Niektóre z tych stacji posiadają jeszcze przyrządy do rejestracji mechanicznej, czyli mniej czułe. Szereg stacji, oprócz ogólnych, zajmuje się sprawami lokalnymi o istotnym znaczeniu praktycznym, np. w Makiejewce (Donbas) według zapisów przyrządów można znaleźć związek między zjawiskami sejsmicznymi a emisją gazów palnych; instalacje w Baku umożliwiają określenie wpływu zjawisk sejsmicznych na reżim źródeł ropy naftowej itp. Wszystkie te obserwatoria publikują niezależne biuletyny, w których oprócz ogólnych informacji o położeniu stacji i instrumentach podawane są informacje podano informacje o trzęsieniach ziemi, wskazując momenty pojawienia się fal różnych rzędów, kolejne maksima w fazie głównej, maksima wtórne itp. Ponadto podawane są dane dotyczące przemieszczeń własnych gleby podczas trzęsień ziemi.

Wreszcie punkty obserwacji sejsmicznej II kategorii mają na celu rejestrację trzęsień ziemi, które nie są szczególnie odległe ani nawet lokalne. W związku z tym stacje te zlokalizowane są rozdz. przyr. na obszarach sejsmicznych, takich jak nasza Unia, znajdują się Kaukaz, Turkiestan, Ałtaj, Bajkał, Półwysep Kamczatka i wyspa Sachalin. Stacje te wyposażone są w ciężkie wahadła z rejestracją mechaniczną i posiadają specjalne półpodziemne pawilony do instalacji; określają momenty pojawienia się fal pierwotnych, wtórnych i długich, a także odległość do epicentrum. Wszystkie te obserwatoria sejsmiczne pełnią także funkcję usług czasowych, gdyż obserwacje przyrządowe szacowane są z dokładnością do kilku sekund.

Wśród innych zagadnień, którymi zajmują się specjalne obserwatoria, wymieniamy badanie przyciągań księżycowo-słonecznych, czyli ruchów pływowych skorupy ziemskiej, podobnych do zjawisk przypływów i odpływów obserwowanych w morzu. Nawiasem mówiąc, do tych obserwacji zbudowano specjalne obserwatorium wewnątrz wzgórza pod Tomskiem i zainstalowano tu 4 poziome wahadła układu Zellnera w 4 różnych azymutach. Przy pomocy specjalnych instalacji sejsmicznych prowadzono obserwacje drgań ścian budynków pod wpływem silników spalinowych, obserwacje drgań przyczółków mostów, zwłaszcza kolejowych, podczas poruszania się po nich pociągów, obserwacje reżimu źródła mineralne itp. B Ostatnio obserwatoria sejsmiczne podejmują specjalne obserwacje ekspedycyjne w celu poznania położenia i rozmieszczenia warstw podziemnych, co ma ogromne znaczenie przy poszukiwaniach minerałów, zwłaszcza jeśli obserwacjom tym towarzyszą prace grawimetryczne. Wreszcie ważną pracą ekspedycyjną obserwatoriów sejsmicznych jest wykonywanie bardzo precyzyjnych niwelacji w obszarach podlegających znaczącym zjawiskom sejsmicznym, gdyż wielokrotne prace w tych obszarach pozwalają dokładnie określić wielkość przemieszczeń poziomych i pionowych, które nastąpiły w wyniku konkretnego trzęsienia ziemi oraz sporządzić prognozę dalszych przemieszczeń i zjawisk trzęsień ziemi.

Szczegóły Kategoria: Prace astronomów Opublikowano 11.10.2012 17:13 Wyświetleń: 8741

Obserwatorium astronomiczne to instytucja badawcza prowadząca systematyczne obserwacje ciał niebieskich i zjawisk.

Zazwyczaj obserwatorium budowane jest na wzniesieniu, skąd roztacza się dobry widok. Obserwatorium wyposażone jest w przyrządy obserwacyjne: teleskopy optyczne i radiowe, przyrządy do przetwarzania wyników obserwacji: astrografy, spektrografy, astrofotometry i inne urządzenia do charakteryzacji ciał niebieskich.

Z historii obserwatorium

Trudno nawet nazwać czas, w którym pojawiły się pierwsze obserwatoria. Były to oczywiście prymitywne konstrukcje, ale mimo to prowadzono w nich obserwacje ciał niebieskich. Najstarsze obserwatoria znajdują się w Asyrii, Babilonie, Chinach, Egipcie, Persji, Indiach, Meksyku, Peru i innych krajach. Starożytni kapłani byli w zasadzie pierwszymi astronomami, ponieważ obserwowali gwiaździste niebo.
- obserwatorium powstałe jeszcze w epoce kamienia. Znajduje się niedaleko Londynu. Obiekt ten był zarówno świątynią, jak i miejscem obserwacji astronomicznych – interpretacja Stonehenge jako wielkiego obserwatorium epoki kamienia należy do J. Hawkinsa i J. White’a. Spekulacje, że jest to starożytne obserwatorium opierają się na fakcie, że jego kamienne płyty są instalowane w określonej kolejności. Powszechnie wiadomo, że Stonehenge było świętym miejscem Druidów – przedstawicieli kasty kapłańskiej starożytnych Celtów. Druidzi byli bardzo dobrze zorientowani w astronomii, na przykład w budowie i ruchu gwiazd, wielkości Ziemi i planet oraz różnych zjawiskach astronomicznych. Nauka nie wie, skąd wzięła tę wiedzę. Uważa się, że odziedziczyli je od prawdziwych budowniczych Stonehenge i dzięki temu mieli wielką władzę i wpływy.

Kolejne starożytne obserwatorium, zbudowane około 5 tysięcy lat temu, odkryto na terytorium Armenii.
W XV wieku w Samarkandzie był wielkim astronomem Ulugbek zbudował znakomite jak na swoje czasy obserwatorium, w którym głównym instrumentem był ogromny kwadrant do pomiaru odległości kątowych gwiazd i innych ciał świetlnych (przeczytaj o tym na naszej stronie: http://site/index.php/earth/rabota -astrnom/10-etapi-astronimii/12-sredneverovaya-astronomiya).
Pierwszym obserwatorium we współczesnym znaczeniu tego słowa było słynne muzeum w Aleksandrii, zaaranżowany przez Ptolemeusza II Filadelfusa. Aristillus, Timocharis, Hipparch, Aristarchus, Eratostenes, Geminus, Ptolemeusz i inni osiągnęli tutaj niespotykane dotąd wyniki. Tutaj po raz pierwszy zaczęto używać instrumentów z podzielonymi kręgami. Arystarch zainstalował miedziany okrąg w płaszczyźnie równika i za jego pomocą bezpośrednio obserwował czasy przejścia Słońca przez równonoce. Hipparch wynalazł astrolabium (instrument astronomiczny oparty na zasadzie projekcji stereograficznej) z dwoma wzajemnie prostopadłymi okręgami i dioptriami do obserwacji. Ptolemeusz wprowadził ćwiartki i ustalił je za pomocą pionu. Przejście od pełnych kół do ćwiartek było w istocie krokiem wstecz, ale autorytet Ptolemeusza utrzymywał ćwiartki w obserwatoriach aż do czasów Roemera, który udowodnił, że obserwacji dokonuje się dokładniej na pełnych kołach; jednak ćwiartki zostały całkowicie opuszczone dopiero na początku XIX wieku.

Pierwsze obserwatoria współczesnego typu zaczęto budować w Europie po wynalezieniu teleskopu - w XVII wieku. Pierwsze duże państwowe obserwatorium – paryski. Został zbudowany w 1667 roku. Oprócz kwadrantów i innych instrumentów starożytnej astronomii używano tu już dużych teleskopów refrakcyjnych. Otwarty w 1675 r Królewskie Obserwatorium w Greenwich w Anglii, na obrzeżach Londynu.
Na świecie istnieje ponad 500 obserwatoriów.

Obserwatoria rosyjskie

Pierwszym obserwatorium w Rosji było prywatne obserwatorium A.A. Ljubimowa w Chołmogorach w obwodzie archangielskim otwarto w 1692 r. W 1701 r. dekretem Piotra I utworzono obserwatorium przy Szkole Nawigacji w Moskwie. W 1839 roku pod Petersburgiem założono Obserwatorium Pułkowo, wyposażone w najnowocześniejsze instrumenty, które umożliwiły uzyskanie bardzo dokładnych wyników. Z tego powodu Obserwatorium Pułkowo nazwano astronomiczną stolicą świata. Obecnie w Rosji istnieje ponad 20 obserwatoriów astronomicznych, wśród nich wiodącym jest Główne (Pułkowo) Obserwatorium Astronomiczne Akademii Nauk.

Obserwatoria świata

Wśród obserwatoriów zagranicznych największe to Obserwatoria w Greenwich (Wielka Brytania), Harvard i Mount Palomar (USA), Poczdam (Niemcy), Kraków (Polska), Byurakan (Armenia), Wiedeń (Austria), Krym (Ukraina) i inne różnych krajów wymieniają się wynikami obserwacji i badań, często pracując nad tym samym programem w celu opracowania jak najdokładniejszych danych.

Budowa obserwatoriów

Typowym budynkiem dla nowoczesnych obserwatoriów jest budynek cylindryczny lub wielopłaszczyznowy. Są to wieże, w których zainstalowane są teleskopy. Nowoczesne obserwatoria wyposażone są w teleskopy optyczne umieszczone w zamkniętych budynkach kopułowych lub radioteleskopy. Światło zbierane przez teleskopy jest rejestrowane metodami fotograficznymi lub fotoelektrycznymi i analizowane w celu uzyskania informacji o odległych obiektach astronomicznych. Obserwatoria są zwykle zlokalizowane z dala od miast, w strefach klimatycznych o niewielkim zachmurzeniu i, jeśli to możliwe, na wysokich płaskowyżach, gdzie turbulencje atmosferyczne są niskie i można badać promieniowanie podczerwone absorbowane przez dolne warstwy atmosfery.

Rodzaje obserwatoriów

Istnieją wyspecjalizowane obserwatoria, które działają według wąskiego programu naukowego: radioastronomia, górskie stacje obserwacji Słońca; niektóre obserwatoria są powiązane z obserwacjami dokonywanymi przez astronautów ze statków kosmicznych i stacji orbitalnych.
Większość zakresu podczerwieni i ultrafioletu, a także promieni rentgenowskich i gamma pochodzenia kosmicznego jest niedostępna dla obserwacji z powierzchni Ziemi. Aby zbadać Wszechświat w tych promieniach, konieczne jest wyniesienie w przestrzeń instrumentów obserwacyjnych. Do niedawna astronomia pozaatmosferyczna była niedostępna. Obecnie stała się szybko rozwijającą się dziedziną nauki. Bez najmniejszej przesady wyniki uzyskane za pomocą teleskopów kosmicznych zrewolucjonizowały wiele naszych wyobrażeń o Wszechświecie.
Nowoczesny teleskop kosmiczny to unikalny zestaw instrumentów, rozwijany i obsługiwany przez kilka krajów przez wiele lat. Tysiące astronomów z całego świata bierze udział w obserwacjach w nowoczesnych obserwatoriach orbitalnych.

Na zdjęciu projekt największego teleskopu optycznego na podczerwień w Europejskim Obserwatorium Południowym, o wysokości 40 m.

Skuteczne działanie obserwatorium kosmicznego wymaga wspólnych wysiłków różnych specjalistów. Inżynierowie kosmiczni przygotowują teleskop do startu, umieszczają go na orbicie i upewniają się, że wszystkie instrumenty są zasilane energią i działają prawidłowo. Każdy obiekt można obserwować przez kilka godzin, dlatego szczególnie ważne jest, aby zachować orientację satelity krążącego wokół Ziemi w tym samym kierunku, tak aby oś teleskopu pozostawała skierowana bezpośrednio na obiekt.

Obserwatoria na podczerwień

Aby prowadzić obserwacje w podczerwieni, trzeba wysłać w przestrzeń dość duży ładunek: sam teleskop, urządzenia do przetwarzania i przesyłania informacji, chłodnicę, która powinna chronić odbiornik podczerwieni przed promieniowaniem tła - kwantami podczerwieni emitowanymi przez sam teleskop. Dlatego w całej historii lotów kosmicznych w kosmosie działało bardzo niewiele teleskopów na podczerwień. Pierwsze obserwatorium podczerwieni uruchomiono w styczniu 1983 roku w ramach wspólnego amerykańsko-europejskiego projektu IRAS. W listopadzie 1995 roku Europejska Agencja Kosmiczna wystrzeliła obserwatorium podczerwieni ISO na niską orbitę okołoziemską. Posiada teleskop o tej samej średnicy zwierciadła co IRAS, ale do rejestracji promieniowania wykorzystywane są bardziej czułe detektory. Obserwacje ISO mają dostęp do szerszego zakresu widma w podczerwieni. Obecnie opracowywanych jest kilka kolejnych projektów kosmicznych teleskopów na podczerwień, które zostaną uruchomione w nadchodzących latach.
Stacje międzyplanetarne nie mogą obejść się bez sprzętu IR.

Obserwatoria ultrafioletowe

Promieniowanie ultrafioletowe Słońca i gwiazd jest prawie całkowicie pochłaniane przez warstwę ozonową naszej atmosfery, dlatego kwanty UV można wykryć tylko w górnych warstwach atmosfery i poza nią.
Po raz pierwszy na wspólnym amerykańsko-europejskim satelicie Copernicus wystrzelonym w sierpniu 1972 roku w przestrzeń kosmiczną wystrzelono teleskop odbijający ultrafiolet o średnicy lustra (SO cm) i specjalny spektrometr ultrafioletowy. Obserwacje na nim prowadzono do 1981 roku.
Obecnie w Rosji trwają prace przygotowujące do uruchomienia nowego teleskopu ultrafioletowego „Spectrum-UV” o średnicy zwierciadła 170 cm w ramach dużego międzynarodowego projektu „Spectrum-UV” – „Światowe Obserwatorium Kosmiczne” (WKO-UV). ma na celu badanie Wszechświata w obszarach niedostępnych dla obserwacji instrumentami naziemnymi w zakresie ultrafioletu (UV) widma elektromagnetycznego: 100-320 nm.
Projektem kierowanym przez Rosję jest objęty Federalny Program Kosmiczny na lata 2006-2015. Obecnie w projekcie uczestniczą Rosja, Hiszpania, Niemcy i Ukraina. Zainteresowanie udziałem w projekcie wykazują także Kazachstan i Indie. Instytut Astronomii Rosyjskiej Akademii Nauk jest wiodącą organizacją naukową projektu. Wiodącą organizacją zajmującą się kompleksem rakietowo-kosmicznym jest organizacja non-profit, której nazwa pochodzi od. SA Ławoczkina.
Główny instrument obserwatorium powstaje w Rosji - teleskop kosmiczny ze zwierciadłem głównym o średnicy 170 cm Teleskop będzie wyposażony w spektrografy wysokiej i niskiej rozdzielczości, spektrograf z długą szczeliną, a także kamery do konstruowania wysokich. -jakość obrazów w zakresie UV i optycznej części widma.
Pod względem możliwości projekt VKO-UV jest porównywalny z amerykańskim Kosmicznym Teleskopem Hubble'a (HST), a nawet przewyższa go w spektroskopii.
EKO-UV otworzy nowe możliwości w badaniach planet, astrofizyki gwiazdowej, pozagalaktycznej i kosmologii. Uruchomienie obserwatorium zaplanowano na rok 2016.

Obserwatoria rentgenowskie

Promienie rentgenowskie dostarczają nam informacji o potężnych procesach kosmicznych związanych z ekstremalnymi warunkami fizycznymi. Wysoka energia promieni rentgenowskich i gamma pozwala na ich rejestrację „kawałek po kawałku” z dokładnym wskazaniem czasu rejestracji. Detektory rentgenowskie są stosunkowo łatwe w produkcji i lekkie. Dlatego wykorzystywano je do obserwacji w górnych warstwach atmosfery i poza nimi za pomocą rakiet wysokogórskich jeszcze przed wystrzeleniem pierwszych sztucznych satelitów Ziemi. Teleskopy rentgenowskie zostały zainstalowane na wielu stacjach orbitalnych i statkach międzyplanetarnych. W sumie około stu takich teleskopów odwiedziło przestrzeń bliską Ziemi.

Obserwatoria promieniowania gamma

Promieniowanie gamma jest blisko spokrewnione z promieniowaniem rentgenowskim, dlatego do jego rejestracji stosuje się podobne metody. Bardzo często teleskopy wystrzeliwane na orbity bliskie Ziemi jednocześnie badają źródła promieniowania rentgenowskiego i gamma. Promienie gamma niosą nam informacje o procesach zachodzących wewnątrz jąder atomowych oraz o przemianach cząstek elementarnych w przestrzeni.
Sklasyfikowano pierwsze obserwacje kosmicznych źródeł gamma. Pod koniec lat 60-tych - na początku 70-tych. Stany Zjednoczone wystrzeliły cztery satelity wojskowe serii Vela. Wyposażenie tych satelitów zostało opracowane w celu wykrywania rozbłysków twardego promieniowania rentgenowskiego i gamma, które powstają podczas wybuchów jądrowych. Okazało się jednak, że większość zarejestrowanych wybuchów nie jest związana z testami wojskowymi, a ich źródła zlokalizowane są nie na Ziemi, a w kosmosie. W ten sposób odkryto jedno z najbardziej tajemniczych zjawisk we Wszechświecie - rozbłyski gamma, które są pojedynczymi potężnymi błyskami twardego promieniowania. Chociaż pierwsze kosmiczne rozbłyski gamma zarejestrowano już w 1969 roku, informacja o nich została opublikowana dopiero cztery lata później.

Obserwatorium to instytucja naukowa, w której prowadzą obserwację pracownicy – ​​naukowcy różnych specjalności Zjawiska naturalne, analizuj obserwacje i na ich podstawie kontynuuj badanie tego, co dzieje się w przyrodzie.


Obserwatoria astronomiczne są szczególnie powszechne: zwykle wyobrażamy sobie je, gdy słyszymy to słowo. Badają gwiazdy, planety, duże gromady gwiazd i inne obiekty kosmiczne.

Ale istnieją inne typy tych instytucji:

— geofizyczne – do badania atmosfery, zorzy polarnej, magnetosfery Ziemi, właściwości skał, stanu skorupy ziemskiej w obszarach aktywnych sejsmicznie oraz innych podobnych zagadnień i obiektów;

- zorza polarna - do badania zorzy polarnej;

— sejsmiczne - do ciągłego i szczegółowego rejestrowania wszystkich drgań skorupy ziemskiej i ich badania;

— meteorologiczne — do badań warunki pogodowe i identyfikowanie wzorców pogodowych;

— obserwatoria promieni kosmicznych i szereg innych.

Gdzie buduje się obserwatoria?

Obserwatoria budowane są na terenach, które dostarczają naukowcom maksimum materiału do badań.


Meteorologiczne - we wszystkich zakątkach Ziemi; astronomiczne – w górach (powietrze jest tam czyste, suche, nie „oślepione” miejskim oświetleniem), obserwatoria radiowe – na dnie głębokich dolin, niedostępne dla sztucznych zakłóceń radiowych.

Obserwatoria astronomiczne

Astronomiczne - najstarszy typ obserwatoriów. W starożytności astronomowie byli kapłanami; prowadzili kalendarz, badali ruch Słońca po niebie i przewidywali wydarzenia oraz losy ludzi w zależności od położenia ciał niebieskich. Byli to astrolodzy – ludzie, których bali się nawet najbardziej okrutni władcy.

Starożytne obserwatoria znajdowały się zwykle w górnych pomieszczeniach wież. Narzędziami był prosty drążek wyposażony w celownik przesuwny.

Wielkim astronomem starożytności był Ptolemeusz, który zebrał ogromną liczbę dowodów i zapisów astronomicznych w Bibliotece Aleksandryjskiej oraz stworzył katalog pozycji i jasności 1022 gwiazd; wynalazł matematyczną teorię ruchu planet i opracował tablice ruchu - naukowcy korzystali z tych tablic przez ponad 1000 lat!

W średniowieczu obserwatoria były szczególnie aktywnie budowane na Wschodzie. Znane jest gigantyczne obserwatorium Samarkandy, w którym Ulugbek – potomek legendarnego Timura-Tamerlana – dokonywał obserwacji ruchu Słońca, opisując go z niespotykaną dotąd dokładnością. Obserwatorium o promieniu 40 m miało formę sekstantu-rowu zorientowanego na południe i ozdobionego marmurem.

Największym astronomem europejskiego średniowiecza, który niemal dosłownie zmienił świat, był Mikołaj Kopernik, który zamiast Ziemi „przesunął” Słońce do centrum wszechświata i zaproponował uznanie Ziemi za kolejną planetę.

A jednym z najbardziej zaawansowanych obserwatoriów był Uraniborg, czyli Zamek na Niebie, będący własnością Tycho Brahe, duńskiego nadwornego astronoma. Obserwatorium było wyposażone w najlepsze, najdokładniejsze wówczas przyrządy, posiadało własne warsztaty wykonywania przyrządów, laboratorium chemiczne, magazyn książek i dokumentów, a nawet prasę drukarską na własne potrzeby i papiernię do produkcji. papier - królewski luksus w tamtych czasach!

W 1609 roku pojawił się pierwszy teleskop - główny instrument każdego obserwatorium astronomicznego. Jej twórcą był Galileusz. Był to teleskop zwierciadlany: promienie w nim załamywane przechodziły przez szereg szklanych soczewek.

Teleskop Keplera poprawił się: w jego instrumencie obraz był odwrócony, ale wyższej jakości. Ta funkcja ostatecznie stała się standardem w urządzeniach teleskopowych.

W XVII wieku wraz z rozwojem nawigacji zaczęły pojawiać się obserwatoria państwowe – Królewskie Paryskie, Królewskie Greenwich, obserwatoria w Polsce, Danii, Szwecji. Rewolucyjną konsekwencją ich budowy i działania było wprowadzenie wzorca czasu: obecnie regulowany był on sygnałami świetlnymi, później telegrafem i radiem.

W 1839 r. Otwarto Obserwatorium Pułkowo (Sankt Petersburg), które stało się jednym z najsłynniejszych na świecie. Obecnie w Rosji istnieje ponad 60 obserwatoriów. Jednym z największych na skalę międzynarodową jest Obserwatorium Radioastronomiczne Pushchino, utworzone w 1956 roku.

Obserwatorium Zvenigorod (12 km od Zvenigorodu) posiada jedyną na świecie kamerę VAU zdolną do prowadzenia masowych obserwacji satelitów geostacjonarnych. W 2014 roku Moskiewski Uniwersytet Państwowy otworzył obserwatorium na górze Shadzhatmaz (Karaczajo-Czerkiesja), gdzie zainstalował największy nowoczesny teleskop w Rosji o średnicy 2,5 m.

Najlepsze nowoczesne obserwatoria zagraniczne

Mauna Kea- znajduje się na Bolszoj Wyspa Hawajska, posiada największy arsenał precyzyjnego sprzętu na Ziemi.

Kompleks VLT(„ogromny teleskop”) - położony w Chile, na „pustyni teleskopowej” Atacama.


Obserwatorium Yerkesa w Stanach Zjednoczonych - „miejsce narodzin astrofizyki”.

Obserwatorium ORM (Wyspy Kanaryjskie) - posiada teleskop optyczny o największej aperturze (zdolność zbierania światła).

Arecibo- znajduje się w Puerto Rico i posiada radioteleskop (305 m) z jedną z największych apertur na świecie.

Obserwatorium Uniwersytetu Tokijskiego(Atakama) – najwyższa na Ziemi, położona na szczycie góry Cerro Chainantor.