Sekcje astronomii. Czym jest astronomia i czego się uczy? Informacje ogólne i obiekty astronomii

1. Dokumentacja to zdolność do rejestrowania zachodzących zjawisk i procesów oraz zatrzymywania otrzymanych informacji przez długi czas.
2. Natychmiastowość to zdolność do rejestrowania zdarzeń krótkotrwałych.
3. Panoramiczny - możliwość uchwycenia kilku obiektów jednocześnie.
4. Integralność to zdolność do akumulacji światła ze słabych źródeł.
5. Szczegół - możliwość zobaczenia szczegółów obiektu na obrazie.

• Przez teleskop widzimy jak najwięcej: ( rezolucja) α= 14"/D Lub α= 206265·λ/D[Gdzie λ jest długością fali światła, oraz D- średnica obiektywu teleskopu] .
• Nazywa się ilość światła zbieranego przez soczewkę współczynnik przysłony. Otwór mi=~S (lub D 2) soczewki. E=(D/d xp ) 2 , Gdzie D xp – średnica źrenicy człowieka w normalnych warunkach wynosi 5mm (maksymalnie w ciemności 8mm).
• Zwiększyć teleskop = Ogniskowa soczewki/Ogniskowa okularu. W=F/f=β/α.

Ciała niebieskie wytwarzają promieniowanie: światło, podczerwień, ultrafiolet, fale radiowe, promieniowanie rentgenowskie, promieniowanie gamma. Ponieważ atmosfera zakłóca przenikanie promieni do ziemi z λ< λ света (ультрафиолетовые, рентгеновские, γ - излучения), то последнее время на орбиту Земли выводятся телескопы и целые орбитальные обсерватории : (т.е развиваются внеатмосферные наблюдения).

l. Mocowanie materiału .
Pytania:

1. Jakie informacje astronomiczne zdobywałeś na kursach z innych przedmiotów? (historia naturalna, fizyka, historia itp.)
2. Jaka jest specyfika astronomii na tle innych nauk przyrodniczych?
3. Jakie znasz rodzaje ciał niebieskich?
4. Planety. Ile, jak mówią, kolejność ułożenia, największa itp.
5. Jakie znaczenie ma dziś astronomia w gospodarce narodowej?

Wartości w gospodarce narodowej:
- Orientacja według gwiazd w celu określenia boków horyzontu
- Nawigacja (nawigacja, lotnictwo, astronautyka) - sztuka odnajdywania drogi przez gwiazdy
- Eksploracja Wszechświata w celu zrozumienia przeszłości i przewidywania przyszłości
- Kosmonautyka:
- Eksploracja Ziemi w celu zachowania jej wyjątkowej przyrody
- Pozyskiwanie materiałów niemożliwych do uzyskania w warunkach lądowych
- Prognoza pogody i przewidywanie katastrof
- Ratowanie statków znajdujących się w niebezpieczeństwie
- Badania innych planet w celu przewidywania rozwoju Ziemi
Wynik:

1. Czego nowego się nauczyłeś? Czym jest astronomia, przeznaczenie teleskopu i jego rodzaje. Cechy astronomii itp.
2. Konieczne jest pokazanie użycia płyty CD „Red Shift 5.1”, Kalendarza Observera, przykładowego czasopisma astronomicznego (elektronicznego, np. Nebosvod). Pokaż w Internecie, Astrotop, portal: Astronomia V Wikipedia, - za pomocą którego możesz uzyskać informacje na interesujący Cię temat lub je znaleźć.
3. Oceny.

Praca domowa: Wprowadzenie, §1; pytania i zadania do samokontroli (str. 11), nr 6 i 7 sporządź diagramy, najlepiej na zajęciach; s. 29-30 (s. 1-6) - myśli główne.
Studiując szczegółowo materiał na temat instrumentów astronomicznych, możesz zadawać uczniom pytania i zadania:
1. Określ główne cechy teleskopu G. Galileusza.
2. Jakie są zalety i wady konstrukcji optycznej refraktora Galileusza w porównaniu z konstrukcją optyczną refraktora Keplera?
3. Określ główne cechy BTA. Ile razy mocniejsze jest BTA niż MSR?
4. Jakie zalety mają teleskopy instalowane na pokładzie statku kosmicznego?
5. Jakie warunki musi spełniać teren pod budowę obserwatorium astronomicznego?

Lekcję przygotowali członkowie koła „Technologie internetowe” w 2002 roku: Prytkov Denis (10. klasa) I Disenova Anna (9. klasa). Zmieniono 01.09.2007

1. Konieczność śledzenia czasu (kalendarz). (Starożytny Egipt - zauważono związek ze zjawiskami astronomicznymi)
2. Odnalezienie drogi przez gwiazdy, zwłaszcza dla żeglarzy (pierwsze żaglowce pojawiły się 3 tysiące lat p.n.e.)
3. Ciekawostką jest zrozumienie bieżących zjawisk i oddanie ich na swoje usługi.
4. Dbanie o swój los, który dał początek astrologii.

Etymologia

Struktura astronomii jako dyscypliny naukowej

Astronomia pozagalaktyczna: soczewkowanie grawitacyjne. Widocznych jest kilka niebieskich obiektów w kształcie pętli, które są wielokrotnymi obrazami pojedynczej galaktyki, zwielokrotnionymi w wyniku efektu soczewkowania grawitacyjnego gromady żółtych galaktyk w pobliżu środka zdjęcia. Soczewka tworzona jest przez pole grawitacyjne gromady, które załamuje promienie świetlne, co prowadzi do zwiększenia i zniekształcenia obrazu bardziej odległego obiektu.

Współczesna astronomia dzieli się na szereg działów, które są ze sobą ściśle powiązane, zatem podział astronomii jest w pewnym stopniu arbitralny. Główne gałęzie astronomii to:

• Astrometria - bada pozorne pozycje i ruchy opraw. Wcześniej rola astrometrii polegała także na bardzo dokładnym wyznaczaniu współrzędnych geograficznych i czasu poprzez badanie ruchu ciał niebieskich (obecnie wykorzystuje się do tego inne metody). Współczesna astrometria składa się z:
  • astrometria podstawowa, której zadaniem jest wyznaczanie współrzędnych ciał niebieskich na podstawie obserwacji, sporządzanie katalogów położeń gwiazd oraz wyznaczanie wartości liczbowych parametrów astronomicznych – wielkości pozwalających uwzględnić regularne zmiany współrzędnych opraw;
  • astronomia sferyczna, która rozwija matematyczne metody wyznaczania pozornych położeń i ruchów ciał niebieskich przy użyciu różnych układów współrzędnych, a także teorię regularnych zmian współrzędnych ciał niebieskich w czasie;
• Astronomia teoretyczna dostarcza metod wyznaczania orbit ciał niebieskich na podstawie ich położeń pozornych oraz metod obliczania efemeryd (położeń pozornych) ciał niebieskich na podstawie znanych elementów ich orbit (zadanie odwrotne).
• Mechanika nieba bada prawa ruchu ciał niebieskich pod wpływem sił powszechnej grawitacji, określa masy i kształt ciał niebieskich oraz stabilność ich układów.

Te trzy sekcje rozwiązują głównie pierwszy problem astronomii (badania ruchu ciał niebieskich) i często nazywane są astronomia klasyczna.

• Astrofizyka bada strukturę, właściwości fizyczne i skład chemiczny ciał niebieskich. Dzieli się na: a) astrofizykę praktyczną (obserwacyjną), w której opracowywane i stosowane są praktyczne metody badań astrofizycznych oraz odpowiadające im instrumenty i instrumenty; b) astrofizyka teoretyczna, w której w oparciu o prawa fizyki udziela się wyjaśnień obserwowanych zjawisk fizycznych.

Szereg dziedzin astrofizyki wyróżnia się specyficznymi metodami badawczymi.

• Astronomia gwiazd bada wzorce rozmieszczenia przestrzennego i ruchu gwiazd, układów gwiazdowych i materii międzygwiazdowej, biorąc pod uwagę ich cechy fizyczne.

Te dwie części dotyczą głównie drugiego problemu astronomii (budowa ciał niebieskich).

• Kosmogonia bada kwestie pochodzenia i ewolucji ciał niebieskich, w tym naszej Ziemi.
• Kosmologia bada ogólne prawa budowy i rozwoju Wszechświata.

Opierając się na całej wiedzy zdobytej o ciałach niebieskich, dwie ostatnie części astronomii rozwiązują trzeci problem (pochodzenie i ewolucja ciał niebieskich).

Kurs astronomii ogólnej zawiera systematyczne przedstawienie wiadomości o podstawowych metodach i najważniejszych wynikach uzyskiwanych przez różne gałęzie astronomii.

Jednym z nowych kierunków, który ukształtował się dopiero w drugiej połowie XX wieku, jest archeoastronomia, która bada wiedzę astronomiczną starożytnych ludzi i pomaga datować starożytne budowle w oparciu o zjawisko precesji Ziemi.

Astronomia gwiazd

Mgławica Planetarna Mrówka - Mz3. Wyrzut gazu z umierającej gwiazdy centralnej wykazuje symetryczny wzór, w przeciwieństwie do chaotycznych wzorców konwencjonalnych eksplozji.

Prawie wszystkie pierwiastki cięższe od wodoru i helu powstają w gwiazdach.

Przedmioty astronomiczne

Problemy astronomii

Główne zadania astronomia Czy:

1. Badanie widzialnego, a następnie rzeczywistego położenia i ruchu ciał niebieskich w przestrzeni, określenie ich rozmiarów i kształtów.
2. Badanie struktury ciał niebieskich, badanie składu chemicznego i właściwości fizycznych (gęstość, temperatura itp.) znajdujących się w nich substancji.
3. Rozwiązywanie problemów pochodzenia i rozwoju poszczególnych ciał niebieskich oraz tworzących je układów.
4. Badanie najogólniejszych właściwości Wszechświata, konstruowanie teorii obserwowalnej części Wszechświata – Metagalaktyki.

Rozwiązanie tych problemów wymaga stworzenia skutecznych metod badawczych – zarówno teoretycznych, jak i praktycznych. Pierwszy problem rozwiązuje się poprzez wieloletnie obserwacje zapoczątkowane w starożytności, a także w oparciu o prawa mechaniki znane od około 300 lat. Dlatego w tej dziedzinie astronomii mamy najbogatsze informacje, zwłaszcza o ciałach niebieskich stosunkowo blisko Ziemi: Księżycu, Słońcu, planetach, asteroidach itp.

Rozwiązanie drugiego problemu stało się możliwe w związku z pojawieniem się analizy widmowej i fotografii. Badania właściwości fizycznych ciał niebieskich rozpoczęły się w drugiej połowie XIX wieku, a główne problemy - dopiero w ostatnich latach.

Trzecie zadanie wymaga gromadzenia obserwowalnego materiału. Obecnie takie dane nie są jeszcze wystarczające, aby dokładnie opisać proces powstawania i rozwoju ciał niebieskich i ich układów. Dlatego wiedza w tym zakresie ogranicza się jedynie do ogólnych rozważań i szeregu mniej lub bardziej prawdopodobnych hipotez.

Czwarte zadanie jest największe i najtrudniejsze. Praktyka pokazuje, że istniejące teorie fizyczne nie są już wystarczające do rozwiązania tego problemu. Konieczne jest stworzenie bardziej ogólnej teorii fizycznej, zdolnej opisać stan materii i procesy fizyczne przy granicznych wartościach gęstości, temperatury, ciśnienia. Aby rozwiązać ten problem, potrzebne są dane obserwacyjne w obszarach Wszechświata oddalonych o kilka miliardów lat świetlnych. Nowoczesne możliwości techniczne nie pozwalają na szczegółowe badanie tych obszarów. Jednak problem ten jest obecnie najbardziej palący i jest skutecznie rozwiązywany przez astronomów w wielu krajach, w tym w Rosji.

Historia astronomii

Już w czasach starożytnych ludzie zauważali związek pomiędzy ruchem ciał niebieskich po niebie a okresowymi zmianami pogody. Astronomia została wówczas dokładnie wymieszana z astrologią. Ostateczna identyfikacja astronomii naukowej nastąpiła w okresie renesansu i zajęła dużo czasu.

Astronomia jest jedną z najstarszych nauk, która powstała z praktycznych potrzeb ludzkości. Prymitywni rolnicy określali początek pór roku na podstawie położenia gwiazd i konstelacji. Plemiona koczownicze kierowały się Słońcem i gwiazdami. Potrzeba chronologii doprowadziła do stworzenia kalendarza. Istnieją dowody na to, że już ludzie prehistoryczni znali podstawowe zjawiska związane ze wschodem i zachodem Słońca, Księżyca i niektórych gwiazd. Okresowe występowanie zaćmień Słońca i Księżyca jest znane od bardzo dawna. Do najstarszych źródeł pisanych należą opisy zjawisk astronomicznych, a także prymitywne schematy obliczeniowe służące do przewidywania czasu wschodu i zachodu słońca jasnych ciał niebieskich oraz metody liczenia czasu i prowadzenia kalendarza. Astronomia rozwijała się pomyślnie w starożytnym Babilonie, Egipcie, Chinach i Indiach. Chińska kronika opisuje zaćmienie Słońca, które miało miejsce w III tysiącleciu p.n.e. e. Teorie, które w oparciu o rozwiniętą arytmetykę i geometrię wyjaśniały i przewidywały ruchy Słońca, Księżyca i jasnych planet, powstały w krajach śródziemnomorskich w ostatnich wiekach ery przedchrześcijańskiej i wraz z prostymi ale skuteczne instrumenty, służyły celom praktycznym aż do renesansu.

Astronomia osiągnęła szczególnie duży rozwój w starożytnej Grecji. Pitagoras jako pierwszy doszedł do wniosku, że Ziemia jest kulista, a Arystarch z Samos zasugerował, że Ziemia kręci się wokół Słońca. Hipparch w II w. pne e. opracował jeden z pierwszych katalogów gwiazd. W dziele Ptolemeusza „Almagest”, napisanym w Art. 2. N. e., określone przez tzw. geocentryczny układ świata, który jest powszechnie akceptowany od prawie półtora tysiąca lat. W średniowieczu astronomia osiągnęła znaczący rozwój w krajach Wschodu. W XV wieku Ulugbek zbudował obserwatorium w pobliżu Samarkandy, wyposażone w dokładne jak na tamte czasy instrumenty. Tutaj powstał pierwszy katalog gwiazd po Hipparchu. Od XVI wieku Rozpoczyna się rozwój astronomii w Europie. W związku z rozwojem handlu i żeglugi oraz pojawieniem się przemysłu wysunięto nowe żądania, które przyczyniły się do wyzwolenia nauki spod wpływu religii i doprowadziły do ​​szeregu ważnych odkryć.

Narodziny współczesnej astronomii wiążą się z odrzuceniem systemu geocentrycznego świata Ptolemeusza (II w.) i zastąpieniem go systemem heliocentrycznym Mikołaja Kopernika (poł. XVI w.), wraz z rozpoczęciem badań ciał niebieskich z wykorzystaniem teleskop (Galileusz, początek XVII w.) i odkrycie prawa powszechnego ciążenia (Izaak Newton, koniec XVII w.). Wiek XVIII-XIX był dla astronomii okresem gromadzenia informacji i wiedzy o Układzie Słonecznym, naszej Galaktyce oraz fizycznej naturze gwiazd, Słońca, planet i innych ciał kosmicznych. Pojawienie się dużych teleskopów i systematyczne obserwacje doprowadziły do ​​odkrycia, że ​​Słońce jest częścią ogromnego układu w kształcie dysku, składającego się z wielu miliardów gwiazd – galaktyki. Na początku XX wieku astronomowie odkryli, że układ ten jest jedną z milionów podobnych galaktyk. Odkrycie innych galaktyk stało się impulsem do rozwoju astronomii pozagalaktycznej. Badanie widm galaktyk pozwoliło Edwinowi Hubble'owi w 1929 roku zidentyfikować zjawisko „recesji galaktyk”, które następnie wyjaśniono na podstawie ogólnej ekspansji Wszechświata.

W XX wieku astronomia dzieliła się na dwie główne gałęzie: obserwacyjną i teoretyczną. Astronomia obserwacyjna skupia się na obserwacjach ciał niebieskich, które następnie analizuje się z wykorzystaniem podstawowych praw fizyki. Astronomia teoretyczna koncentruje się na opracowywaniu modeli (analitycznych lub komputerowych) opisujących obiekty i zjawiska astronomiczne. Te dwie gałęzie uzupełniają się: astronomia teoretyczna szuka wyjaśnień wyników obserwacji, a astronomia obserwacyjna służy potwierdzaniu teoretycznych wniosków i hipotez.

Rewolucja naukowo-technologiczna XX wieku wywarła niezwykle duży wpływ na rozwój astronomii w ogóle, a zwłaszcza astrofizyki. Stworzenie wysokiej rozdzielczości teleskopów optycznych i radiowych, wykorzystanie rakiet i sztucznych satelitów Ziemi do pozaatmosferycznych obserwacji astronomicznych doprowadziło do odkrycia nowych typów ciał kosmicznych: radiogalaktyk, kwazarów, pulsarów, źródeł promieniowania rentgenowskiego itp. Opracowano podstawy teorii ewolucji gwiazd i kosmogonii słonecznej. Osiągnięciem astrofizyki XX wieku była kosmologia relatywistyczna - teoria ewolucji Wszechświata jako całości.

Rok 2009 został ogłoszony przez ONZ Międzynarodowym Rokiem Astronomii (IYA2009). Główny nacisk położony jest na zwiększenie zainteresowania opinii publicznej i zrozumienia astronomii. Jest to jedna z niewielu nauk, w których świeccy mogą nadal odgrywać aktywną rolę. Astronomia amatorska przyczyniła się do wielu ważnych odkryć astronomicznych.

Obserwacje astronomiczne

W astronomii informacje uzyskuje się przede wszystkim poprzez identyfikację i analizę światła widzialnego oraz innych widm promieniowania elektromagnetycznego w przestrzeni. Obserwacje astronomiczne można podzielić ze względu na obszar widma elektromagnetycznego, w którym dokonywane są pomiary. Niektóre fragmenty widma można obserwować z Ziemi (czyli jej powierzchni), inne obserwacje prowadzimy jedynie na dużych wysokościach lub w przestrzeni kosmicznej (w statku kosmicznym krążącym wokół Ziemi). Szczegóły dotyczące tych grup badawczych podano poniżej.

Astronomia optyczna

Historycznie rzecz biorąc, astronomia optyczna (zwana także astronomią światła widzialnego) jest najstarszą formą eksploracji kosmosu – astronomią. Obrazy optyczne były najpierw rysowane ręcznie. Pod koniec XIX i przez większą część XX wieku badania opierały się na obrazach uzyskanych za pomocą zdjęć wykonanych sprzętem fotograficznym. Nowoczesne obrazy uzyskuje się za pomocą detektorów cyfrowych, w szczególności detektorów ze sprzężeniem ładunkowym (CCD). Chociaż światło widzialne obejmuje zakres od około 4000 Ǻ do 7000 Ǻ (400–700 nanometrów), sprzęt używany w tym zakresie może być również używany do badania podobnych zakresów ultrafioletu i podczerwieni.

Astronomia w podczerwieni

Astronomia w podczerwieni zajmuje się badaniem, wykrywaniem i analizą promieniowania podczerwonego w przestrzeni kosmicznej. Chociaż jego długość fali jest zbliżona do światła widzialnego, promieniowanie podczerwone jest silnie pochłaniane przez atmosferę, a atmosfera ziemska charakteryzuje się znacznym promieniowaniem podczerwonym. Dlatego obserwatoria do badania promieniowania podczerwonego muszą być zlokalizowane w wysokich i suchych miejscach lub w przestrzeni kosmicznej. Widmo podczerwone jest przydatne do badania obiektów, które są zbyt chłodne, aby emitować światło widzialne, takich jak planety i otaczające je dyski gwiazdowe. Promienie podczerwone mogą przechodzić przez obłoki pyłu pochłaniające światło widzialne, umożliwiając obserwacje młodych gwiazd w obłokach molekularnych i jądrach galaktycznych. Niektóre cząsteczki emitują silne promieniowanie podczerwone, które można wykorzystać do badania procesów chemicznych w przestrzeni kosmicznej (na przykład do wykrywania wody w kometach).

Astronomia ultrafioletowa

Astronomia ultrafioletowa jest wykorzystywana głównie do szczegółowych obserwacji w zakresie długości fal ultrafioletowych od około 100 do 3200 Ǻ (10 do 320 nanometrów). Światło o tych długościach fal jest pochłaniane przez atmosferę ziemską, dlatego badania tego zakresu przeprowadza się z górnych warstw atmosfery lub z kosmosu. Astronomia ultrafioletowa lepiej nadaje się do badania gorących gwiazd (gwiazd UV), ponieważ większość promieniowania występuje w tym zakresie. Obejmuje to badania niebieskich gwiazd w innych galaktykach i mgławicach planetarnych, pozostałości supernowych i aktywnych jąder galaktycznych. Promieniowanie ultrafioletowe jest jednak łatwo absorbowane przez pył międzygwiazdowy, dlatego podczas pomiarów należy uwzględnić obecność tego ostatniego w środowisku kosmicznym.

Radioastronomia

Bardzo duża sieć radioteleskopów w Sirocco, Nowy Meksyk, USA

Radioastronomia zajmuje się badaniem promieniowania o długości fali większej niż jeden milimetr (w przybliżeniu). Radioastronomia różni się od większości innych typów obserwacji astronomicznych tym, że badane fale radiowe można postrzegać jako fale, a nie jako pojedyncze fotony. Można zatem zmierzyć zarówno amplitudę, jak i fazę fali radiowej, co nie jest łatwe w przypadku fal krótkich.

Chociaż niektóre fale radiowe są emitowane przez obiekty astronomiczne w postaci promieniowania cieplnego, większość emisji radiowych obserwowanych z Ziemi ma swoje źródło w promieniowaniu synchrotronowym, które występuje, gdy elektrony poruszają się w polu magnetycznym. Ponadto gaz międzygwiazdowy wytwarza niektóre linie widmowe, zwłaszcza linię widmową neutralnego wodoru o długości 21 cm.

W zakresie radiowym obserwuje się szeroką gamę obiektów kosmicznych, w szczególności supernowe, gaz międzygwiazdowy, pulsary i aktywne jądra galaktyczne.

Astronomia rentgenowska

Astronomia rentgenowska bada obiekty astronomiczne w zakresie promieniowania rentgenowskiego. Obiekty zazwyczaj emitują promieniowanie rentgenowskie z powodu:

Ponieważ promieniowanie rentgenowskie jest pochłaniane przez atmosferę ziemską, obserwacje rentgenowskie prowadzone są głównie ze stacji orbitalnych, rakiet lub statków kosmicznych. Znane źródła promieniowania rentgenowskiego w kosmosie obejmują układy podwójne rentgenowskie, pulsary, pozostałości supernowych, galaktyki eliptyczne, gromady galaktyk i aktywne jądra galaktyczne.

Astronomia promieniowania gamma

Astronomiczne promienie gamma pojawiają się w badaniach obiektów astronomicznych o krótkich długościach fal w widmie elektromagnetycznym. Promienie gamma można obserwować bezpośrednio przez satelity takie jak Teleskop Comptona lub specjalistyczne teleskopy zwane atmosferycznymi teleskopami Czerenkowa. Teleskopy te w rzeczywistości nie mierzą bezpośrednio promieni gamma, ale rejestrują błyski światła widzialnego powstające, gdy promienie gamma są pochłaniane przez atmosferę ziemską w wyniku różnych procesów fizycznych zachodzących z naładowanymi cząstkami zachodzącymi podczas absorpcji, takich jak efekt Comptona lub Promieniowanie Czerenkowa.

Większość źródeł promieniowania gamma to w rzeczywistości źródła błysków gamma, które emitują jedynie promienie gamma przez krótki okres czasu, od kilku milisekund do tysiąca sekund, zanim rozproszą się w przestrzeni kosmicznej. Tylko 10% źródeł promieniowania gamma nie jest źródłami przejściowymi. Stacjonarne źródła promieniowania gamma obejmują pulsary, gwiazdy neutronowe i kandydatki na czarne dziury w aktywnych jądrach galaktycznych.

Astronomia pól, które nie opierają się na widmie elektromagnetycznym

Bazując na bardzo dużych odległościach, do Ziemi dociera nie tylko promieniowanie elektromagnetyczne, ale także inne rodzaje cząstek elementarnych.

Nowym kierunkiem w różnorodności metod astronomicznych może być astronomia fal grawitacyjnych, która stara się wykorzystywać detektory fal grawitacyjnych do gromadzenia danych obserwacyjnych o obiektach zwartych. Zbudowano już kilka obserwatoriów, takich jak Laser Interferometer Gravitational Observatory LIGO, ale fale grawitacyjne są bardzo trudne do wykrycia i pozostają nieuchwytne.

Astronomia planetarna wykorzystuje również badania bezpośrednie przy użyciu statków kosmicznych i misji Sample Return. Należą do nich misje latające z wykorzystaniem czujników; lądowniki, które mogą przeprowadzać eksperymenty na powierzchni obiektów, a także pozwalają na teledetekcję materiałów lub obiektów oraz misje dostarczania na Ziemię próbek do bezpośrednich badań laboratoryjnych.

Astrometria i mechanika nieba

Jedna z najstarszych dziedzin astronomii, zajmująca się pomiarami położenia ciał niebieskich. Ta gałąź astronomii nazywa się astrometrią. Historycznie dokładna wiedza o pozycjach Słońca, Księżyca, planet i gwiazd odgrywa niezwykle ważną rolę w nawigacji. Dokładne pomiary pozycji planet pozwoliły na głębokie zrozumienie zaburzeń grawitacyjnych, umożliwiając ich dokładne określenie w przeszłości i przewidywanie przyszłości. Ta gałąź znana jest jako mechanika niebiańska. Teraz śledzenie obiektów bliskich Ziemi pozwala przewidzieć podejście do nich, a także możliwe kolizje różnych obiektów z Ziemią.

Pomiar paralaks pobliskich gwiazd ma fundamentalne znaczenie dla określania odległości w głębokiej przestrzeni kosmicznej, która służy do pomiaru skali Wszechświata. Pomiary te dały podstawę do określenia właściwości odległych gwiazd; właściwości można porównać z sąsiednimi gwiazdami. Pomiary prędkości radialnych i ruchów właściwych ciał niebieskich umożliwiają badanie kinematyki tych układów w naszej galaktyce. Wyniki astrometrii można wykorzystać do pomiaru rozmieszczenia ciemnej materii w galaktyce.

W latach 90. XX wieku do wykrywania dużych planet pozasłonecznych (planet krążących wokół pobliskich gwiazd) stosowano astrometryczne metody pomiaru drgań gwiazd.

Astronomia pozaatmosferyczna

Badania z wykorzystaniem technologii kosmicznej zajmują szczególne miejsce wśród metod badania ciał niebieskich i środowiska kosmicznego. Początek nastąpił wraz z wystrzeleniem pierwszego na świecie sztucznego satelity Ziemi w ZSRR w 1957 roku. Statki kosmiczne umożliwiły prowadzenie badań we wszystkich zakresach długości fal promieniowania elektromagnetycznego. Dlatego współczesną astronomię często nazywa się astronomią wszechfalową. Obserwacje pozaatmosferyczne umożliwiają odbiór promieniowania w przestrzeni kosmicznej, które jest pochłaniane lub w znacznym stopniu zmieniane przez atmosferę ziemską: emisje radiowe o określonych długościach fal, które nie docierają do Ziemi, a także promieniowanie korpuskularne Słońca i innych ciał. Badanie tych wcześniej niedostępnych rodzajów promieniowania gwiazd i mgławic, ośrodka międzyplanetarnego i międzygwiazdowego znacznie wzbogaciło naszą wiedzę o procesach fizycznych zachodzących we Wszechświecie. W szczególności odkryto nieznane wcześniej źródła promieniowania rentgenowskiego - pulsary rentgenowskie. Wiele informacji o naturze ciał i ich układów odległych od nas uzyskano także dzięki badaniom prowadzonym przy użyciu spektrografów zainstalowanych na różnych statkach kosmicznych.

Astronomia teoretyczna

Główny artykuł: Astronomia teoretyczna

Astronomowie teoretyczni korzystają z szerokiej gamy narzędzi, które obejmują modele analityczne (na przykład politropy przewidujące przybliżone zachowanie gwiazd) i numeryczne obliczenia symulacyjne. Każda metoda ma swoje zalety. Analityczny model procesu zwykle zapewnia lepsze zrozumienie, dlaczego coś się dzieje. Modele numeryczne mogą wskazywać obecność zjawisk i efektów, które w innym przypadku prawdopodobnie nie byłyby widoczne.

Teoretycy astronomii starają się tworzyć modele teoretyczne i badać konsekwencje tych symulacji poprzez badania. Pozwala to obserwatorom szukać danych, które mogą obalić model lub pomóc w wyborze pomiędzy kilkoma alternatywnymi lub sprzecznymi modelami. Teoretycy eksperymentują także z tworzeniem lub modyfikowaniem modelu w celu uwzględnienia nowych danych. W przypadku rozbieżności ogólną tendencją jest próba wprowadzenia minimalnych zmian w modelu i skorygowania wyniku. W niektórych przypadkach duża ilość sprzecznych danych z biegiem czasu może doprowadzić do całkowitego niepowodzenia modelu.

Zagadnienia zajmowane przez astronomów teoretycznych: dynamika gwiazd i ewolucja galaktyk; wielkoskalowa struktura Wszechświata; pochodzenie promieni kosmicznych, ogólna teoria względności i kosmologia fizyczna, w szczególności kosmologia gwiazd i astrofizyka. Teorie względności astrofizycznej służą jako narzędzie do oceny właściwości wielkoskalowych struktur, dla których grawitacja odgrywa znaczącą rolę w zjawiskach fizycznych, a także jako podstawa do badań czarnych dziur, astrofizyki i badania fal grawitacyjnych. Niektóre powszechnie akceptowane i badane teorie i modele astronomiczne są obecnie uwzględnione w modelach Lambda-CDM, Wielkim Wybuchu, ekspansji kosmicznej, ciemnej materii i podstawowych teoriach fizycznych.

Amatorska astronomia

Astronomia jest jedną z nauk, w której wkład amatorów może być znaczący. Generalnie wszyscy astronomowie-amatorzy w większym stopniu niż naukowcy obserwują różne ciała i zjawiska niebieskie, choć ich zaplecze techniczne jest znacznie mniejsze niż instytucji państwowych, czasem sami budują sprzęt (jak to miało miejsce 2 wieki temu). Wreszcie większość naukowców pochodziła z tego środowiska. Głównymi obiektami obserwacji astronomów-amatorów są Księżyc, planety, gwiazdy, komety, roje meteorów oraz różne obiekty głębokiego nieba, czyli gromady gwiazd, galaktyki i mgławice. Jedna z gałęzi astronomii amatorskiej, astrofotografia amatorska, polega na fotograficznej rejestracji obszarów nocnego nieba. Wielu amatorów chciałoby specjalizować się w obserwacji konkretnych obiektów, typów obiektów lub typów zdarzeń, które ich interesują.

Astronomowie amatorzy nadal wnoszą wkład w astronomię. Rzeczywiście jest to jedna z niewielu dyscyplin, w których wkład amatora może być znaczący. Dość często wykonują pomiary punktowe, które służą do rozjaśnienia orbit małych planet, częściowo wykrywają także komety i prowadzą regularne obserwacje gwiazd zmiennych. A postęp w technologii cyfrowej umożliwił amatorom dokonanie imponującego postępu w dziedzinie astrofotografii.

Zobacz też

Kody w systemach klasyfikacji wiedzy

• Państwowy rubrykator informacji naukowo-technicznej (GRNTI) (stan na 2001 r.): 41 ASTRONOMIA

Notatki

1. , Z. 5
2. Marochnik L.S. Fizyka przestrzeni. - 1986.
3. Widmo elektromagnetyczne. NASA. Zarchiwizowane od oryginału w dniu 5 września 2006 r. Źródło 8 września 2006 r.
4. Moore, p. Atlas Wszechświata Philipa – Wielka Brytania: George Philis Limited, 1997. – ISBN 0-540-07465-9
5. Personel. Dlaczego astronomia w podczerwieni jest gorącym tematem, ESA(11 września 2003). Zarchiwizowane od oryginału w dniu 30 lipca 2012 r. Źródło 11 sierpnia 2008 r.
6. Spektroskopia w podczerwieni – przegląd, NASA/IPAC. Zarchiwizowane od oryginału w dniu 5 sierpnia 2012 r. Źródło 11 sierpnia 2008 r.
7. Allen's Astrophysical Quantities / Cox, A. N.. - Nowy Jork: Springer-Verlag, 2000. - s. 124. - ISBN 0-387-98746-0
8. Penstona, Margaret J. Widmo elektromagnetyczne. Rada ds. Fizyki Cząstek i Badań Astronomicznych (14 sierpnia 2002). Zarchiwizowane od oryginału w dniu 8 września 2012 r. Źródło 17 sierpnia 2006 r.
9. Gaisser Thomas K. Promienie kosmiczne i fizyka cząstek. - Cambridge University Press, 1990. - s. 1–2. - ISBN 0-521-33931-6
10. Tammann, GA; Thielemann, F. K.; Trautmann, D. Otwieranie nowych okien w obserwacji Wszechświata. Wiadomości eurofizyczne (2003). Zarchiwizowane od oryginału w dniu 6 września 2012 r. Źródło 3 lutego 2010 r.
11. Calvert, James B. Niebiańska mechanika. Uniwersytet w Denver (28 marca 2003). Zarchiwizowane od oryginału w dniu 7 września 2006 r. Źródło 21 sierpnia 2006 r.
12. Sala Astrometrii Precyzyjnej. Wydział Astronomii Uniwersytetu Wirginii. Zarchiwizowane od oryginału w dniu 26 sierpnia 2006 r. Źródło 10 sierpnia 2006 r.
13. Wolszczan, A.; Słaby, DA (1992). „Układ planetarny wokół pulsara milisekundowego PSR1257+12”. Natura 355 (6356): 145–147. DOI:10.1038/355145a0. Bibcode: 1992Natur.355..145W.
14. Roth, H. (1932). „Powoli kurcząca się lub rozszerzająca płynna kula i jej stabilność”. Przegląd fizyczny 39 (3): 525–529. DOI:10.1103/PhysRev.39.525. Kod Bib: 1932PhRv...39..525R.
15. Eddington AS Wewnętrzna Konstytucja Gwiazd. – Cambridge University Press, 1926. – ISBN 978-0-521-33708-3
16. Mims III, Forrest M. (1999). „Nauka amatorska – silna tradycja, świetlana przyszłość”. Nauka 284 (5411): 55–56. DOI:10.1126/science.284.5411.55. Kod Biblijny: 1999Sci...284...55M. „Astronomia tradycyjnie należała do najbardziej żyznych dziedzin dla poważnych amatorów [...]”
17. Amerykańskie Towarzystwo Meteorytowe. Zarchiwizowane od oryginału w dniu 22 sierpnia 2006 r. Źródło 24 sierpnia 2006 r.
18. Lodriguss, JerryŁapanie światła: astrofotografia. Zarchiwizowane od oryginału w dniu 1 września 2006 r. Źródło 24 sierpnia 2006 r.
19. Ghigo, F. Karl Jansky i odkrycie kosmicznych fal radiowych. Narodowe Obserwatorium Radioastronomiczne (7 lutego 2006). Zarchiwizowane od oryginału w dniu 31 sierpnia 2006 r. Źródło 24 sierpnia 2006 r.
20. Astronomowie radioamatorzy z Cambridge. Zarchiwizowane od oryginału w dniu 24 maja 2012 r. Źródło 24 sierpnia 2006 r.
21. Międzynarodowe Stowarzyszenie Timingu Okultyzmu. Zarchiwizowane od oryginału w dniu 21 sierpnia 2006 r. Źródło 24 sierpnia 2006 r.
22. Nagroda Edgara Wilsona. Centralne Biuro IAU ds. Telegramów Astronomicznych. Zarchiwizowane od oryginału w dniu 24 października 2010 r. Źródło 24 października 2010 r.

Astronomia to jedna z najstarszych nauk, której początki sięgają epoki kamienia (VI-III tysiąclecie p.n.e.). Astronomia bada ruch, strukturę, pochodzenie i rozwój ciał niebieskich i ich układów. Człowieka od zawsze interesowało pytanie, jak działa otaczający nas świat i jakie miejsce w nim zajmuje. Większość narodów u zarania cywilizacji miała specjalne mity kosmologiczne, które opowiadają, jak z pierwotnego chaosu stopniowo wyłania się przestrzeń (porządek), pojawia się wszystko, co otacza człowieka: niebo i ziemia, góry, morza i rzeki, rośliny i zwierzęta, jak jak i sam człowiek.

Na przestrzeni tysięcy lat następowało stopniowe gromadzenie informacji o zjawiskach zachodzących na niebie. Okazało się, że okresowym zmianom w naturze ziemskiej towarzyszą zmiany w wyglądzie gwiaździstego nieba i pozornym ruchu Słońca. Konieczne było obliczenie początku określonej pory roku, aby na czas wykonać określone prace rolnicze: siew, podlewanie, zbiór.

Można tego było jednak dokonać jedynie za pomocą kalendarza sporządzonego na podstawie wieloletnich obserwacji pozycji i ruchu Słońca i Księżyca. O konieczności regularnych obserwacji ciał niebieskich decydowały zatem praktyczne potrzeby liczenia czasu. Ścisła okresowość związana z ruchem ciał niebieskich leży u podstaw podstawowych jednostek czasu, które są nadal używane dzisiaj - dzień, miesiąc, rok. Prostą kontemplację zachodzących zjawisk i ich naiwną interpretację stopniowo zastępowano próbami naukowego wyjaśnienia przyczyn obserwowanych zjawisk. Kiedy w starożytnej Grecji (VI wiek p.n.e.) rozpoczął się szybki rozwój filozofii jako nauki o przyrodzie, wiedza astronomiczna stała się integralną częścią kultury ludzkiej.

Astronomia to jedyna nauka, która otrzymała swoją patronkę – Uranię. Od czasów starożytnych rozwój astronomii i matematyki był ze sobą ściśle powiązany. Wiesz, że przetłumaczona z języka greckiego nazwa jednej z gałęzi matematyki - geometria - oznacza „geodezja”. Pierwsze pomiary promienia globu przeprowadzono w III wieku. pne mi. na podstawie obserwacji astronomicznych wysokości Słońca w południe. Niezwykły, ale obecnie powszechny podział koła na 360° ma korzenie astronomiczne: powstał, gdy wierzono, że rok trwa 360 dni, a Słońce w swoim ruchu wokół Ziemi robi krok po kroku dzień - stopień.

Obserwacje astronomiczne od dawna pozwalają ludziom poruszać się po nieznanym terenie i morzu. Rozwój astronomicznych metod wyznaczania współrzędnych w XV-XVII wieku. w dużej mierze wynikał z rozwoju żeglugi i poszukiwania nowych szlaków handlowych. Sporządzanie map geograficznych oraz wyjaśnianie kształtu i wielkości Ziemi przez długi czas stało się jednym z głównych problemów rozwiązywanych przez astronomię praktyczną. Sztuka znajdowania drogi poprzez obserwację ciał niebieskich, zwana nawigacją, jest obecnie wykorzystywana nie tylko w nawigacji i lotnictwie, ale także w astronautyce. Astronomiczne obserwacje ruchu ciał niebieskich i konieczność wcześniejszego obliczenia ich położenia odegrały ważną rolę w rozwoju nie tylko matematyki, ale także bardzo ważnej dla praktycznej działalności człowieka gałęzi fizyki – mechaniki. Wyrosnąwszy z niegdyś jednej nauki przyrodniczej – filozofii – astronomia, matematyka i fizyka nigdy nie utraciły ze sobą ścisłego związku.

Wzajemne powiązanie tych nauk znajduje bezpośrednie odzwierciedlenie w działalności wielu naukowców. To nie przypadek, że Galileo Galilei i Izaak Newton zasłynęli ze swoich prac zarówno w fizyce, jak i astronomii. Ponadto Newton jest jednym z twórców rachunku różniczkowego i całkowego. Sformułowany przez niego pod koniec XVII wieku. prawo powszechnego ciążenia otworzyło możliwość wykorzystania tych metod matematycznych do badania ruchu planet i innych ciał Układu Słonecznego. Ciągłe doskonalenie metod obliczeniowych przez cały XVIII wiek. wyprowadził tę część astronomii – mechanikę nieba – na czoło wśród innych nauk tamtej epoki. Pytanie o położenie Ziemi we Wszechświecie, niezależnie od tego, czy jest ona nieruchoma, czy porusza się wokół Słońca, w XVI-XVII wieku. stała się ważna zarówno dla astronomii, jak i dla zrozumienia świata.

Heliocentryczne nauczanie Mikołaja Kopernika było nie tylko ważnym krokiem w rozwiązaniu tego problemu naukowego, ale także przyczyniło się do zmiany stylu myślenia naukowego, otwierając nową drogę do zrozumienia zachodzących zjawisk. Wielokrotnie w historii rozwoju nauki indywidualni myśliciele próbowali ograniczyć możliwości poznania Wszechświata. Być może ostatnia taka próba miała miejsce na krótko przed odkryciem analizy spektralnej. „Zdanie” było ostre: „Wyobrażamy sobie możliwość określenia ich (ciał niebieskich) kształtów, odległości, rozmiarów i ruchów, ale w żadnym wypadku nie będziemy w stanie zbadać ich składu chemicznego…” (O. Comte’a). Odkrycie analizy widmowej i jej zastosowanie w astronomii zapoczątkowało powszechne wykorzystanie fizyki w badaniu natury ciał niebieskich i doprowadziło do powstania nowej gałęzi nauki o Wszechświecie - astrofizyki.

Z kolei niezwykłość z „ziemskiego” punktu widzenia warunków panujących na Słońcu, gwiazdach i w przestrzeni kosmicznej przyczyniła się do rozwoju teorii fizycznych opisujących stan materii w warunkach trudnych do stworzenia na Ziemi. Co więcej, w XX wieku, zwłaszcza w jego drugiej połowie, osiągnięcia astronomii ponownie, podobnie jak za czasów Kopernika, doprowadziły do ​​​​poważnych zmian w naukowym obrazie świata, do ukształtowania się poglądów na temat ewolucji Wszechświata. Okazało się, że Wszechświat, w którym dziś żyjemy, kilka miliardów lat temu był zupełnie inny – nie było w nim galaktyk, gwiazd, planet.

Aby wyjaśnić procesy zachodzące na początkowym etapie jej rozwoju, potrzebny był cały arsenał współczesnej fizyki teoretycznej, w tym teoria względności, fizyka atomowa, fizyka kwantowa i fizyka cząstek elementarnych. Rozwój technologii rakietowej umożliwił ludzkości przedostanie się w przestrzeń kosmiczną. Z jednej strony znacznie rozszerzyło to możliwości badania wszystkich obiektów znajdujących się poza Ziemią i doprowadziło do nowego wzrostu w rozwoju mechaniki niebieskiej, która z powodzeniem oblicza orbity automatycznych i załogowych statków kosmicznych do różnych celów.

Z drugiej strony metody teledetekcji, wywodzące się z astrofizyki, są obecnie szeroko stosowane w badaniu naszej planety ze sztucznych satelitów i stacji orbitalnych. Wyniki badań ciał Układu Słonecznego pozwalają lepiej zrozumieć globalne, w tym ewolucyjne, procesy zachodzące na Ziemi. Wkraczając w kosmiczną erę swojego istnienia i przygotowując się do lotów na inne planety, ludzkość nie ma prawa zapomnieć o Ziemi i musi w pełni zdać sobie sprawę z konieczności zachowania jej wyjątkowej natury.

Część 1
Rozdział 1

PRZEDMIOT MATEMATYCZNEGO PRZETWARZANIA OBSERWACJI
1.1. Obserwacje astronomiczne

Według podręczników astronomia jest nauką o Wszechświecie, badającą pochodzenie, strukturę i rozwój ciał niebieskich i ich układów. W ostatnich latach zaczęto stawiać nacisk na badania kosmiczne, czyli badanie przestrzeni kosmicznej otaczającej Ziemię i inne ciała Układu Słonecznego. Wynika to z rozwoju technicznych środków badań naukowych, a przede wszystkim z powstawania sztucznych ciał niebieskich – satelitów, statków kosmicznych, sond sięgających daleko w przestrzeń kosmiczną, wykonanych rękami ludzkimi.

Głównym źródłem informacji w astronomii są obserwacje. Obserwacji astronomicznych nie należy mylić z obserwowaniem gwiazd! Bardzo często zawodowy astronom-obserwator nie wie, gdzie i jakie konstelacje znajdują się na niebie. Może go w ogóle nie interesować, do jakiej konstelacji należy obserwowana gwiazda lub inny obiekt podobny do gwiazdy. Obrazy mitologicznych bohaterów i zwierząt na niebie - dla miłośników astronomii.

Astronom-obserwator to nie mędrzec stojący na balkonie z długim teleskopem. Chociaż M.V. Łomonosow odkrył atmosferę Wenus przez teleskop, obserwując rozbłysk halo wokół planety. Zjawisko takie, jak zakrywanie gwiazd przez satelity i planety, obserwowano zarówno w starożytności, jak i obecnie. To prawda, że ​​​​ludzkie oko zastępuje się wrażliwymi na światło elementami elektronicznymi, a momenty pokrycia mierzą ultraprecyzyjne generatory o standardowej częstotliwości. Obserwacje astronomiczne stały się najnowocześniejszym eksperymentem fizycznym. Jednak obserwacje astronomiczne mają również poważne różnice w stosunku do eksperymentów fizycznych. Przede wszystkim polega to na tym, że obserwator (eksperymentator) nie może zmieniać warunków obserwacji i nie może wpływać na obiekty obserwacji. Źródłem informacji jest z reguły promieniowanie elektromagnetyczne badanego obiektu, którego obserwator nie może zmienić. Może jednak zastąpić odbiornik tego promieniowania i uzyskać nowe właściwości badanego obiektu. Współczesne obserwacje astronomiczne prowadzone są w bardzo szerokim zakresie częstotliwości: od promieni rentgenowskich po fale radiowe. W zależności od zakresu obserwowanych częstotliwości wprowadzana jest różna „astronomia” - radioastronomia, podczerwień, optyka, promieniowanie rentgenowskie itp.

Czym zatem są obserwacje astronomiczne? Na jakim etapie należy uciekać się do matematycznego przetwarzania tej obserwacji? Jakie zadania stawia przetwarzanie matematyczne? Postaramy się odpowiedzieć na te pytania.

Załóżmy, że obserwator musi określić moment przejścia określonej w katalogu gwiazdy przez południk. Astronom przed rozpoczęciem obserwacji musi ustawić teleskop tak, aby gwiazda znalazła się w polu widzenia w odpowiednim momencie. Dlatego korzystając ze wzorów, obserwator musi najpierw wstępnie obliczyć położenie tubusu teleskopu i moment przejścia gwiazdy. Dane te są przygotowywane z wyprzedzeniem. Teraz na tym przykładzie prześledzimy ewolucję technologii obserwacyjnej. Przede wszystkim obserwacji tych dokonuje się na instrumencie stacjonarnym (instrumencie przelotowym, kombi itp.), w polu widzenia którego w wyniku codziennego obrotu porusza się obraz gwiazdy. Aby określić moment przejścia przez południk, obserwator 50 lat temu zabrał ze sobą zegarek z chronometrem, który wyraźnie wybijał sekundy. Na kilka sekund przed przejściem gwiazdy przez pionową linię w polu widzenia okularu, utożsamianą z położeniem południka, obserwator „odlicza sekundy” i uważnie monitoruje ruch gwiazdy. Na przykład gwiazda przekroczyła „południk” w przedziale, w którym chronometr wybił 19. i 20. sekundę. Te ułamki sekundy wyznacza się bez odrywania wzroku od okularu, oceniając na oko względną odległość gwiazdy od linii pionowej w chwili 19 s na całej drodze gwiazdy przez całą sekundę. Metoda ta, znana w starożytnej astronomii jako metoda Bradleya, wymagała od obserwatora ogromnego wysiłku. W tym przypadku nieuniknione były błędy obserwacji rzędu 0,1-0,2 s. Metoda ta była od dawna stosowana przez geodetów do wyznaczania współrzędnych astronomicznych w terenie i wyznaczania astropunktów. Wynalezienie „bezosobowego mikrometru” znacznie uprościło zadanie obserwacji. Teraz obserwator musi trzymać poruszającą się gwiazdę jedynie pomiędzy dwiema bliskimi sobie pionowymi liniami – dwusieczną. A styki elektryczne mikrometru i chronometru umożliwiły zarejestrowanie całego procesu ruchu gwiazdy na taśmie papierowej, co można zmierzyć w cichym otoczeniu, w ciągu dnia w laboratorium. Zastąpienie rejestratora taśmowego chronografem całkowicie wyeliminowało konieczność odmierzania taśmy. Jednak ta metoda wymaga również umiejętności od obserwatora. Musi bardzo dokładnie, równomiernie przesunąć dwusieczną, tak aby gwiazda znalazła się dokładnie pośrodku pomiędzy dwiema pionowymi liniami. Wynalezienie różnych światłoczułych urządzeń elektronicznych umożliwiło odciążenie obserwatora od tej operacji. Teraz w polu widzenia rury umieszczono fotokomórki. Przejście obrazu gwiazdy z jednej fotokomórki na drugą spowoduje skok napięcia elektrycznego, którego moment można określić za pomocą specjalnego generatora częstotliwości wzorcowej. Pozostaje tylko wysłać te sygnały do ​​odpowiednich bloków podłączonych do komputera, który z dużą dokładnością obliczy moment przejścia gwiazdy przez południk. Rolą obserwatora jest w tym przypadku prawidłowa, ostrożna obsługa całego sprzętu, w tym instrumentu astronomicznego.

Trzeba powiedzieć, że na tym nie zakończyła się ewolucja technologii obserwacyjnej. Obserwacje momentów przejścia gwiazd przez południk prowadzone są w szczególności podczas astrometrycznych badań ruchu planety Ziemia (geodynamika) – stanowiących podstawę do zbudowania podstawowego układu współrzędnych niezbędnego do badania Wszechświata. Obecnie wykorzystuje się w tym celu metody znacząco odbiegające od klasycznych. Nawet tak czysto astrometryczny instrument jak teleskop odchodzi do historii ze względu na pewne zadania astronomiczne. W szczególności do badania ruchu bieguna i nierównomierności obrotu Ziemi wykorzystuje się w szczególności interferometrię radiową o ultradługiej linii bazowej (VLBI), satelitarny pomiar odległości laserem i satelitarny system „globalnego pozycjonowania”. Wszystkie te metody pojawiły się całkiem niedawno, kiedy badania kosmiczne stały się jedną z najważniejszych nauk o Ziemi i Wszechświecie.

Astrofotografia jest szeroko stosowana w obserwacjach astrometrycznych i astrofizycznych. Na płytach fotograficznych o niezbędnych właściwościach światłoczułych uzyskuje się zdjęcia obszarów nieba, planet i ich satelitów, widma gwiazd i innych ciał niebieskich. Teraz możliwe jest (aczkolwiek bardzo drogie!) umieszczanie kamer astronomicznych – astrografów – na statkach kosmicznych, gdzie nie ma atmosfery utrudniającej obserwacje astronomiczne na Ziemi. Imponujące zdjęcia powierzchni Marsa, jego księżyców, pierścieni Saturna, a nawet Jowisza, o których wcześniej nic nie było wiadomo, uzyskano ze statku kosmicznego. Obraz badanego obiektu uzyskuje się obecnie nie tylko na kliszach fotograficznych, ale także na ekranach komputerów osobistych, a nawet w kolorze (aczkolwiek sztucznym). Płytę fotograficzną we współczesnej astronomii zastępują matryce CCD – rodzaj oczu złożonych, w które natura zaopatrzyła owady. Jest to zestaw mikrofotokomórek (pikseli) gęsto upakowanych na małym obszarze, z których każda zmienia swój ładunek elektryczny pod wpływem zmiany oświetlenia. Obraz obiektu na matrycy CCD jest tłumaczony na język liczb i wprowadzany do komputera. Ten z kolei na żądanie operatora wyświetla obraz na wyświetlaczu w całości lub w wydzielonych fragmentach w różnej skali. Dokładnie w ten sposób niedawno badano kometę Halleya, która przeszła blisko Słońca (1986). Aby móc na nią patrzeć, statki kosmiczne lecące w pobliżu komety zostały wyposażone w te „elektroniczne” oczy.

Jaki jest zatem cel obserwacji astronomicznych? Nie chodzi bynajmniej tylko o uzyskanie obrazów ciała kosmicznego, chociaż jest to interesujące. Głównym zadaniem obserwacji astronomicznych jest uzyskiwanie dane obserwacyjne(informacje) o badanym obiekcie: współrzędne na sferze niebieskiej, na kliszy fotograficznej, rozkład gęstości zaczernienia na obrazie widmowym itp. Wszystkie te dane wyrażone są w liczbach, tabelach, wykresach. Efektem obserwacji asteroidy są dwie współrzędne na sferze niebieskiej i moment obserwacji. Obserwacje widm gwiazd można zapisać w postaci krzywych uzyskanych po automatycznym „odczycie” gęstości obrazu fotograficznego na kliszy fotograficznej za pomocą mikrodensytometru. W każdym przypadku wynikiem obserwacji są dane, które poddawane są matematycznemu przetwarzaniu w celu ustalenia niezbędnych opcje badanego obiektu, zinterpretować dane i zbudować model tego obiektu.
1.2. Błędy obserwacyjne

Liczby i wykresy uzyskane w procesie obserwacji nie są w pełni dokładne. Wynika to z faktu, że dane liczbowe uzyskujemy z pomiarów na granicy możliwości przyrządów pomiarowych. Zatem w przykładzie obserwacji momentu przejścia gwiazdy przez południk, urządzeniem pomiarowym jest sam teleskop, a zadaniem obserwatora jest dokonywanie odczytów ze skali czasu, którą podaje nam chronometr. W przypadku wszelkich eksperymentów fizycznych często konieczne jest użycie skal pomiarowych. W przypadku, gdy odczyt mieści się w przedziale pomiędzy podziałkami skali, oszacowania (interpolacji) dokonuje się naocznie z dokładnością do jednej dziesiątej tego podziału. W astronomii trzeba to zrobić na przykład przy użyciu przyrządów goniometrycznych.

Oceny na podstawie wzroku nie można dokonać dokładnie. Błędy w liczeniu są nieuniknione. Wymiana oka na elementy światłoczułe zmniejsza, ale nie eliminuje całkowicie problemu błędów pomiarowych. Sama gwiazda, ze względu na niedoskonałą optykę, nie jest obrazem punktowym. Ponadto wahania gęstości atmosfery powodują, że gwiazda „migocze”. Nie stoi w miejscu, lecz chaotycznie porusza się wokół swojej „prawdziwej” pozycji. Wszystko to prowadzi do rozmycia obrazu, a co za tym idzie – „rozmycia” odniesienia.

Zamiast terminu „błąd” często używa się terminu „błąd”, szczególnie w starszych pracach matematycznych. Teraz oba te terminy mają takie samo prawo do użycia. Chociaż błąd nazywany jest również pojęciem, które nie ma nic wspólnego z matematycznym przetwarzaniem obserwacji. W języku angielskim błąd jest błędem matematycznym, błąd jest błędem, nieporozumieniem. Na przykład, przez pomyłkę możesz pomylić znak liczby, przez pomyłkę użyć niewłaściwej formuły itp. Błędy tego rodzaju nazywane są błędami.

Błędy dzielą się na systematyczny I losowy.

Główna nieruchomość losowy błędy to jego nieprzewidywalność. Ponadto zakłada się, że błąd losowy może albo zawyżyć wynik, albo go zaniżyć. Wyobraźmy sobie w myślach możliwość powtarzania obserwacji nieograniczoną liczbę razy, co często jest niewykonalne w praktyce. Przez południk można dokonać tylko jednej obserwacji konkretnej gwiazdy. Nie da się tego powtórzyć, czas minął. Warunki obserwacji następnej nocy są, ściśle rzecz biorąc, inne. Nie będzie to powtórzenie pierwszej obserwacji. W przypadku, gdy numeryczne dane obserwacyjne uzyskuje się w warunkach laboratoryjnych, np. poprzez pomiar współrzędnych obrazu gwiazdy na kliszy fotograficznej, procedurę pomiaru można powtarzać dowolną ilość razy, o ile starczy nam cierpliwości. W takim przypadku za każdym razem będziesz otrzymywać różne wyniki. Które z nich jest prawdziwe?

Niech obserwowany parametr będzie
, a pomiary dają
. Wtedy będzie błąd pomiaru

.

Błąd
nazywa się losowym, jeśli oprócz nieprzewidywalności ma następujące właściwości:

1) równość jego wartości średniej do zera
,

2) niezależność jednego wymiaru od drugiego. Kryterium niezależności polega na tym, że średnia wartość iloczynu wszystkich różnych błędów jest równa zeru. Pozwalać
I
- błędy odpowiednio i-tej i j-tej obserwacji (
), I j-i=m. Komponujmy dzieła
.Liczba takich prac będzie n-m, Gdzie N- całkowita liczba pomiarów. Oczywiście równość wartości średniej do zera można zapisać jako
.

W przypadku pomiarów niezależnych ta równość musi obowiązywać dla dowolnego przesunięcia M 0 .

Pierwsza właściwość jest intuicyjnie łatwa do zrozumienia. Suma
zawiera zarówno elementy dodatnie, jak i ujemne, które zarówno zwiększają, jak i zmniejszają kwotę. W rezultacie suma rośnie wolniej wraz ze wzrostem liczby wyrazów niż samo n. Zatem stosunek sumy do liczby wymiarów dąży do zera.

Nie będzie to jednak zero, jeżeli np. liczba wyrazów dodatnich będzie na ogół większa od ujemnych. Średnia w tym przypadku nie będzie wynosić zero, a błędu, ściśle rzecz biorąc, nie można nazwać przypadkowym, choć nadal jest nieprzewidywalny.

Druga właściwość jest trudniejsza do zrozumienia, chociaż można ją ponownie uzasadnić tym samym argumentem: suma zawiera wyrazy o różnych znakach, które się znoszą. Opcje

Koncepcję niezależności pomiarów można rozszerzyć na pomiary dwóch parametrów. Wyznaczmy X i Y, w wyniku pomiarów będziemy mieli jednocześnie parę I (i=1,2,..n). Błędy pomiaru to różnice

,

.

Błędy będą niezależne, jeśli średnia wartość sumy produktów
równa się zeru:

Wyobraźmy sobie, że zawyżenie wartości X pociąga za sobą zawyżenie wartości Y i odwrotnie - zmniejszenie X pociąga za sobą zmniejszenie Y. Wtedy iloczyny
będzie miał tendencję do zachowywania znaku, a wspomniana powyżej równość do zera nie zachodzi. W tym przypadku tak zależność statystyczna
I
od siebie nawzajem. Pomiarów nie można uważać za niezależne.

Nazywa się więc błędy pomiaru (obserwacji). losowy, jeżeli oprócz nieprzewidywalności (losowości) spełniają one warunek, aby ich średnia była równa zeru oraz warunek niezależności. Jednak w niektórych przypadkach ostatni wymóg może nie zostać spełniony. Zajmiemy się szczególnie tymi przypadkami.

Główną właściwością błędów systematycznych jest niemożność zmniejszenia ich wpływu na wynik poprzez wielokrotne powtórzenia. Wróćmy jeszcze raz do naszego przykładu obserwacji przejścia gwiazdy przez południk. Instrument, za pomocą którego obserwujemy, musi być zainstalowany w południku. Załóżmy, że jest lekko zwrócony na wschód. Wtedy gwiazdy w górnej kulminacji dojdą do instrumentalnego „południka” nieco wcześniej niż prawdziwy. Co więcej, wszystkie gwiazdy, które obserwujemy! Błąd ma wszędzie ten sam znak, chociaż będzie zależał od wysokości gwiazdy. Żadna ilość powtarzanych pomiarów nie jest w stanie tego wyeliminować. W praktyce wprowadza się korektę na azymut instrumentu, który jest określany konkretnie w drodze dodatkowych badań.

Błędy systematyczne powstają także wtedy, gdy teoria nie jest wystarczająco rygorystyczna, nie uwzględnia żadnych istotnych czynników lub pracuje z nieodpowiednim modelem. Na przykład, określając odległość do sztucznego satelity Ziemi za pomocą pomiaru laserowego, trzeba znać prędkość propagacji światła w atmosferze ziemskiej. W tym celu należy przyjąć model atmosfery za prawdziwy i w odniesieniu do niego uzyskać niezbędne wzory do obliczenia poprawek. Jeżeli model jest błędny, we wszystkich obserwacjach wystąpią jednakowe błędy.

Gałęzie astronomii takie jak astrometria, grawimetria, fotometria i inne to gałęzie nauki badające możliwości eliminacji błędów systematycznych. Dlatego w każdym konkretnym przypadku metoda eliminacji błędu systematycznego jest badana w odpowiedniej sekcji astronomii i wykracza poza zakres naszego kursu.

Błędy systematyczne mogą być również śmiertelne. Przykładem tego jest konstrukcja katalogu gwiazd. Aby wyznaczyć współrzędne gwiazd metodą względną, należy wybrać gwiazdy odniesienia i zmierzyć przyrost współrzędnych w rektascencji i deklinacji,
I
(widzieć zdjęcie). Jeśli współrzędne gwiazdy odniesienia
, to wiedząc
I
, otrzymujemy zmierzone współrzędne:

Takich gwiazd może być dowolna liczba, których współrzędne wyznaczane są względem gwiazdy odniesienia. Ale ich współrzędne będą zawierać, oprócz błędów pomiarowych,
I
oraz błędy zawierające współrzędne gwiazd odniesienia. Te ostatnie mają charakter systematyczny. Są nieznane i nie da się ich wyeliminować. W tym przypadku możemy powiedzieć, że współrzędne gwiazd są określone w systemie tej gwiazdy odniesienia. W praktyce biorą nie jedną, ale wiele gwiazd referencyjnych należących do jednego katalogu. Mówią wtedy, że współrzędne są określone w układzie gwiazd odniesienia tego katalogu.

Jak wynika z powyższego, obróbce matematycznej nie podlegają obserwacje, lecz wyniki tych obserwacji, podane w postaci liczb, tabel czy wykresów. Wzory, według których dokonuje się obliczeń w ramach przygotowań do obserwacji i po ich wdrożeniu, wyprowadzono z teorii odpowiedniej sekcji astronomii. Nasz kurs obejmuje pewne ogólne cechy procesu obliczeniowego, które mają zastosowanie do wszelkich problemów astronomicznych i fizycznych.

Jednym z głównych zadań jest kompilacja algorytmów obliczeniowych, diagramów, formularzy obliczeniowych itp., Które z obliczeniowego punktu widzenia kompetentnie organizują proces obliczeniowy. Przede wszystkim konieczne jest prawidłowe zastosowanie techniki obliczeń przybliżonych.

Podajmy prosty przykład. Załóżmy, że musisz obliczyć różnicę
bez komputera i zapomniałeś zasad wyciągania pierwiastków kwadratowych! Następująca „mała sztuczka” bardzo szybko doprowadzi do rezultatów:

Za pomocą kalkulatora musiałbyś używać liczb wielocyfrowych:

Drugi przykład. Musisz obliczyć różnicę na kalkulatorze
Na
. Jeśli użyjemy tej formuły „z głową”, otrzymamy,
. Jeśli przekształcimy tę formułę: , otrzymamy wynik znacznie dokładniejszy.

Trzeci przykład. Podawana jest liczba 2,378.... Pozostałe liczby po przecinku dziesiętnym nie są Ci znane. Załóżmy, że musisz podzielić tę liczbę przez 17. Weź kalkulator i oblicz:

2,378:17=0.13988235

Najpierw zapiszmy wszystkie liczby, które wyświetlają się na wyświetlaczu kalkulatora. Ale, jak powiedziałem, liczby po…8 nie są nam znane. A może powinno być 2,3789?! W tym przypadku iloraz dzielenia przez 17 będzie równy 0,139 93529 . Można zauważyć, że w zależności od tego, która cyfra następuje po...8, ostatnie 5 cyfr wyniku ulegnie zmianie. Dlatego należy je uważać za nieznane, mimo że są widoczne na tablicy wyników. Wykorzystanie uzyskanego wyniku w dalszych obliczeniach to mierne przeciążenie zarówno maszyny, jak i własnego czasu. Przykładów tego rodzaju można podać wiele.

Więc, pierwsze zadanie przetwarzanie matematyczne jest organizacja obliczeń.

Jak już powiedzieliśmy, dane źródłowe zawierają błędy. Od razu pojawia się pytanie – jak duże są? Nie można powiedzieć, że błąd jest równy pewnej liczbie, nie wiemy tego. Musimy jednak wiedzieć, z jaką dokładnością uzyskano te dane. Na przykład, czy możemy zmierzyć pozorną średnicę Księżyca z dokładnością do 1 minuty łukowej, 1 sekundy łukowej, a może z dokładnością do ułamka sekundy. Powtarzając pomiary wiele razy, możemy zorientować się w ich dokładności. Pełną odpowiedź na to pytanie daje charakterystyka błędu, której definicja leży w kręgu zainteresowań naszego tematu.

Stąd, drugie zadanie będzie matematyczne przetwarzanie obserwacji astronomicznych definicja cechy dokładności obserwacji, pomiaru lub, jak mówią częściej, ocena trafności obserwacji.

W badaniach astronomicznych często konieczne jest odwoływanie się do konstrukcji wzorów empirycznych. Niech jakiś parametr zależny od czasu będzie y, to w wyniku powtarzania obserwacji w momentach będziemy mieli różne znaczenia . Można wykreślić zależność y od t, ale obserwowane punkty (
) ze względu na błędy obserwacje nie są ułożone „w łańcuchu”. Nie da się przez nie narysować gładkiej krzywej. Następnie postępuj w następujący sposób. Narysuj gładką krzywą bez załamań tak, aby obserwowane punkty leżały po obu stronach krzywej, przy czym im wyższa krzywa, tym niżej. Z reguły intuicja podpowiada nam, jak narysować tę krzywą i tak będzie krzywa empiryczna. Nie można go jednak wykorzystać do dalszych obliczeń matematycznych. Potrzebować wzór empiryczny. Zwykle jest to suma sinusoid o różnych amplitudach, okresach i fazach. Mogą to być krzywe wykładnicze lub logarytmiczne. Często stosuje się wielomiany potęgowe. Trzeba tylko tak określić parametry tej funkcji, żeby była jak najlepiej przybliżona, czyli obrazowało zmianę obserwowanego parametru w czasie.

Powyższe można przełożyć na język formuł. Niech funkcja aproksymująca obserwacje zawiera m nieznanych parametrów i z góry wybraliśmy postać analityczną samej funkcji. Po wyznaczeniu wymaganych parametrów za pomocą
, i funkcja poprzez
,będzie miał

Gdzie - „reszty” (różnice resztowe, reszty).

Reszty pokazują, jak bardzo wartości zaobserwowane (O) różnią się od wartości obliczonych (C). Innymi słowy nasze „reszty” to nic innego jak O-C – tak tradycyjnie określa się te różnice w astronomii (Observatio-Calculatio).

Powyższy wzór można uznać za układ N równania z M nieznany. Na
układ jest nadokreślony (liczba równań jest większa od liczby niewiadomych). Możesz oczywiście wybrać z obserwacji dokładnie tyle, ile potrzebujesz, a resztę odrzucić. Wtedy otrzymamy jedno rozwiązanie. Jeśli wybierzemy inne obserwacje, otrzymamy inne rozwiązanie. Można to zrobić wielokrotnie (dokładniej, n-m razy), uzyskując coraz więcej nowych rozwiązań. Jakie parametry należy uznać za najlepsze? Odpowiedź na to pytanie daje matematyczne przetwarzanie obserwacji.

Więc, trzecie zadanie nasz temat polega na wyznaczeniu punktowych estymatorów parametrów- tak nazywa się ten zabieg. Oszacowania punktowe to określone przybliżone wartości parametrów, których całość daje punkt w przestrzeni m-wymiarowej.

Pozostałości mogą być znikome lub odwrotnie, bardzo duże. Oczywiste jest, że stopień pewności wyznaczania parametrów będzie różny. Dlatego ważną cechą estymacji parametrów jest jej wiarygodność – całkowicie matematyczna cecha estymacji. Ściśle rzecz biorąc, możemy określić jedynie zakres wartości parametrów. Im większy jest ten przedział, tym większa wiarygodność stwierdzenia, że ​​pożądana wartość parametru (lub parametrów) mieści się w tym przedziale; Im krótszy odstęp, tym mniejsza niezawodność. Nazywa się problem wyznaczania przedziału dla danej niezawodności estymacja parametrów przedziałowych, do którego będziemy się odnosić czwarte zadanie matematyczne przetwarzanie obserwacji.

Nasz kurs należałoby nazwać wprowadzeniem do przetwarzania matematycznego. Głębsze poznanie tematu opiera się na odpowiednich gałęziach matematyki, w szczególności metodach numerycznych, teorii prawdopodobieństwa i statystyce matematycznej. Wszystkie te przedmioty będziesz studiować na różnych kursach uniwersyteckich. Teorię i praktykę z tego przedmiotu trzeba jednak doskonalić przez całe życie wraz z rozwojem narzędzi obliczeniowych i praktycznych algorytmów przetwarzania obserwacji. Tymczasem możemy polecić następującą literaturę:

1)Demidovich B.P., Maron I.A. „Podstawy matematyki obliczeniowej”, 1970.

2) Taylor J. „Wprowadzenie do teorii błędów”, 1985

3) Shchigolev B.M. „Matematyczne przetwarzanie obserwacji”, 1969

Astronomia

Astronomia (pochodzi od starożytnych greckich słów „aster, astron” - „gwiazda” i „nomos” - „zwyczaj, instytucja, prawo”) to nauka badająca lokalizację, ruch, strukturę, pochodzenie i rozwój ciał niebieskich. Innymi słowy, astronomia jest nauką o.

Już w czasach starożytnych ludzie zwracali uwagę na niebo, monitorowali ciała niebieskie i zwracali uwagę na związek między ruchem ciał niebieskich a okresowymi zmianami pogody. Według lokalizacji ludzie określali początek nowych pór roku, a plemiona koczownicze kierowały nimi w swoich podróżach. W wyniku stałej chronologii starożytni ludzie byli zmuszeni stworzyć kalendarz. Istnieją dowody na to, że już ludzie prehistoryczni znali podstawowe zjawiska związane ze wschodem i zachodem Słońca, Księżyca i niektórych gwiazd. Okresowe występowanie zaćmień Słońca i Księżyca jest znane od bardzo dawna. Do najstarszych źródeł pisanych należą opisy zjawisk astronomicznych, a także prymitywne schematy obliczeniowe służące do przewidywania czasów wschodu i zachodu jasnych ciał niebieskich. Astronomię z powodzeniem rozwijały takie cywilizacje jak Chińczycy, Grecy, Majowie, Babilończycy i Hindusi. Szczególnie duży sukces odniosła astronomia starożytnej Grecji. Pitagoras jako pierwszy zasugerował, że Ziemia jest kulista. Arystarch z Samos zasugerował, że Ziemia kręci się wokół Słońca. Hipparch w II w. pne mi. opracował jeden z pierwszych katalogów gwiazd. Dzieło Ptolemeusza „Almagest” przedstawia teorie dotyczące geocentrycznego układu świata, które są powszechnie akceptowane od prawie półtora tysiąca lat.

W średniowieczu astronomia osiągnęła swój rozwój w krajach Wschodu. W XV wieku Ulugbek zbudował obserwatorium w pobliżu Samarkandy (miasta we współczesnym Uzbekistanie) za pomocą dokładnych jak na tamte czasy instrumentów. Tutaj powstał pierwszy katalog gwiazd po Hipparchu. Od XVI wieku Rozpoczyna się rozwój astronomii w Europie.

Narodziny współczesnej astronomii wiążą się z odrzuceniem systemu geocentrycznego świata Ptolemeusza i zastąpieniem go stworzonym w XVI wieku systemem heliocentrycznym Mikołaja Kopernika, a także z wynalezieniem pierwszego na świecie teleskopu Galeleana. Wiek XVIII-XIX był dla astronomii okresem gromadzenia informacji i wiedzy o naszej i fizycznej naturze gwiazd, Słońca, planet i innych ciał kosmicznych. Pojawienie się dużych teleskopów i systematyczne obserwacje doprowadziły do ​​odkrycia, że ​​Słońce jest częścią ogromnego układu w kształcie dysku, składającego się z wielu miliardów gwiazd – galaktyki. Na początku XX wieku astronomowie odkryli, że układ ten jest jedną z milionów podobnych galaktyk. Odkrycie innych galaktyk stało się impulsem do rozwoju astronomii pozagalaktycznej.

W XX wieku astronomia podzieliła się na dwie główne gałęzie: astronomię obserwacyjną i astronomię teoretyczną. Astronomia obserwacyjna to zbiór danych obserwacyjnych na temat ciał niebieskich, które są następnie analizowane. Astronomia teoretyczna koncentruje się na opracowywaniu modeli komputerowych, matematycznych lub analitycznych do opisu obiektów i zjawisk astronomicznych. skupia się na obserwacjach ciał niebieskich, które następnie są analizowane z wykorzystaniem podstawowych praw fizyki. Gałęzie te są ze sobą powiązane: teoria sugeruje, obserwacja potwierdza. Rewolucja naukowo-technologiczna XX wieku wywarła niezwykle duży wpływ na rozwój astronomii w ogóle, a zwłaszcza astrofizyki. Stworzenie wysokiej rozdzielczości teleskopów optycznych i radiowych, wykorzystanie rakiet i sztucznych satelitów Ziemi do pozaatmosferycznych obserwacji astronomicznych doprowadziło do odkrycia nowych typów ciał kosmicznych: radiogalaktyk, kwazarów, pulsarów, źródeł promieniowania rentgenowskiego itp. Opracowano podstawy teorii ewolucji gwiazd i kosmogonii słonecznej. Osiągnięciem astrofizyki XX wieku była kosmologia relatywistyczna - teoria ewolucji Wszechświata jako całości.

Informacje o obiektach kosmicznych uzyskuje się poprzez detekcję i analizę światła widzialnego, a także innych widm badań elektromagnetycznych w przestrzeni. W związku z tym obserwacje astronomiczne można podzielić ze względu na obszary widma elektromagnetycznego, w których dokonywane są pomiary. Niektóre obiekty możemy obserwować z Ziemi, ale są rzeczy, których nie widać ze względu na naszą atmosferę. Dlatego, aby zajrzeć znacznie dalej, w przestrzeń, na orbitę naszej planety, działają specjalne teleskopy kosmiczne.

I tak rodzaje obserwacji astronomicznych są następujące:

Astronomia optyczna.

Jest historycznie pierwszy. Teleskopy zdolne do odbioru światła widzialnego są instrumentami dla tego typu astronomii. Badania nad badanymi obiektami opierają się na badaniu szkiców tych obiektów (w czasach starożytnych) lub wykorzystaniu fotografii.

Astronomia w podczerwieni.

Bada obiekty kosmiczne zdolne do emitowania promieniowania podczerwonego. Promieniowanie podczerwone odnosi się do fal elektromagnetycznych o długości fali od 0,74 do 2000 mikronów. Chociaż długość fali promieniowania podczerwonego jest zbliżona do światła widzialnego, promieniowanie podczerwone jest silnie absorbowane przez atmosferę, a atmosfera ziemska charakteryzuje się znacznym promieniowaniem podczerwonym. Dlatego obserwatoria do badania promieniowania podczerwonego muszą być zlokalizowane w wysokich i suchych miejscach lub w przestrzeni kosmicznej. Widmo podczerwone jest przydatne do badania obiektów, które są zbyt chłodne, aby emitować światło widzialne, takich jak planety i otaczające je dyski gwiazdowe. Promienie podczerwone mogą przechodzić przez obłoki pyłu pochłaniające światło widzialne, umożliwiając obserwacje młodych gwiazd w obłokach molekularnych i jądrach galaktycznych. Niektóre cząsteczki emitują silne promieniowanie podczerwone, które można wykorzystać do badania procesów chemicznych w kosmosie.

Astronomia ultrafioletowa.

Nadaje się do szczegółowych obserwacji w zakresie długości fal ultrafioletowych od 10 do 320 nanometrów . Światło o tych długościach fal jest pochłaniane przez atmosferę ziemską, dlatego badania tego zakresu przeprowadza się z górnych warstw atmosfery lub z kosmosu. Astronomia ultrafioletowa lepiej nadaje się do badania gorących gwiazd (gwiazd UV), ponieważ większość promieniowania występuje w tym zakresie. Obejmuje to badania niebieskich gwiazd w innych galaktykach i mgławicach planetarnych, pozostałości supernowych i aktywnych jąder galaktycznych. Promieniowanie ultrafioletowe jest jednak łatwo absorbowane przez pył międzygwiazdowy, dlatego podczas pomiarów należy dokonać korekt na obecność pyłu w środowisku kosmicznym.

Radioastronomia.
Radioastronomia zajmuje się badaniem promieniowania o długości fali większej niż jeden milimetr. Radioastronomia różni się od większości innych typów obserwacji astronomicznych tym, że badane fale radiowe można postrzegać jako fale, a nie jako pojedyncze fotony. Można zatem zmierzyć zarówno amplitudę, jak i fazę fali radiowej, co nie jest łatwe w przypadku fal krótkich. Chociaż niektóre fale radiowe są emitowane przez obiekty astronomiczne w postaci promieniowania cieplnego, większość emisji radiowych obserwowanych z Ziemi ma swoje źródło w promieniowaniu synchrotronowym, które występuje, gdy elektrony poruszają się w polu magnetycznym. W zakresie radiowym można obserwować szeroką gamę obiektów kosmicznych, w szczególności supernowe, gaz międzygwiazdowy, pulsary i aktywne jądra galaktyczne.

Astronomia rentgenowska.

Astronomia rentgenowska bada obiekty astronomiczne w zakresie promieniowania rentgenowskiego. Obiekty zazwyczaj emitują promieniowanie rentgenowskie z powodu:
1. mechanizm synchrotronowy;
2. promieniowanie cieplne cienkich warstw gazu ogrzanego powyżej 10 7 K (kelwinów);
3. promieniowanie cieplne masywnych ciał gazowych ogrzanych powyżej 10 7 K.

Obserwacje rentgenowskie prowadzone są głównie ze stacji orbitalnych, rakiet lub statków kosmicznych. Znane źródła promieniowania rentgenowskiego w kosmosie obejmują układy podwójne rentgenowskie, pulsary, pozostałości supernowych, galaktyki eliptyczne, gromady galaktyk i aktywne jądra galaktyczne.

Astronomia promieniowania gamma.

Astronomiczne promienie gamma pojawiają się w badaniach obiektów astronomicznych o krótkich długościach fal w widmie elektromagnetycznym. Większość źródeł promieniowania gamma to w rzeczywistości źródła błysków gamma, które emitują jedynie promienie gamma przez krótki okres czasu, od kilku milisekund do tysiąca sekund, zanim rozproszą się w przestrzeni kosmicznej. Tylko 10% źródeł promieniowania gamma nie jest źródłami przejściowymi. Stacjonarne źródła promieniowania gamma obejmują pulsary, gwiazdy neutronowe i kandydatki na czarne dziury w aktywnych jądrach galaktycznych.

Astrometria. Niebiańska mechanika.

Jedna z najstarszych dziedzin astronomii, zajmująca się pomiarami położenia ciał niebieskich. Ta gałąź astronomii nazywa się astrometrią. Historycznie dokładna wiedza o pozycjach Słońca, Księżyca, planet i gwiazd odgrywa niezwykle ważną rolę w nawigacji. Dokładne pomiary pozycji planet pozwoliły na głębokie zrozumienie zaburzeń grawitacyjnych, umożliwiając ich dokładne określenie w przeszłości i przewidywanie przyszłości. Ta gałąź znana jest jako mechanika niebiańska. Teraz śledzenie obiektów bliskich Ziemi pozwala przewidzieć podejście do nich, a także możliwe kolizje różnych obiektów z Ziemią.

Jest też coś takiego jak astronomia amatorska.

Jest to ten rodzaj astronomii, w którym wkład amatorów może być znaczący. Generalnie wszyscy astronomowie-amatorzy w większym stopniu niż naukowcy obserwują różne ciała i zjawiska niebieskie, choć ich zaplecze techniczne jest znacznie mniejsze niż instytucji państwowych, czasem sami budują sprzęt. Wreszcie większość naukowców pochodziła z tego środowiska. Głównymi obiektami obserwacji astronomów-amatorów są Księżyc, planety, gwiazdy, komety, roje meteorów oraz różne obiekty głębokiego nieba, czyli gromady gwiazd, galaktyki i mgławice.

Jedna z gałęzi astronomii amatorskiej, astrofotografia amatorska, polega na fotograficznej rejestracji obszarów nocnego nieba. Wielu amatorów chciałoby specjalizować się w obserwacji konkretnych obiektów, typów obiektów lub typów zdarzeń, które ich interesują. Większość hobbystów pracuje w widmie widzialnym, ale niewielka liczba eksperymentuje z długościami fal spoza widma widzialnego. Obejmuje to użycie filtrów podczerwieni w konwencjonalnych teleskopach, a także wykorzystanie radioteleskopów. Pionierem amatorskiej radioastronomii jest Karl Jansky, który w 1930 roku obserwował niebo w zakresie radiowym. Niektórzy astronomowie-amatorzy korzystają zarówno z teleskopów domowych, jak i radioteleskopów, które pierwotnie zbudowano dla instytucji astronomicznych, ale obecnie są dostępne dla hobbystów.

Astronomowie amatorzy nadal wnoszą wkład w astronomię. Rzeczywiście jest to jedna z niewielu dyscyplin, w których wkład amatora może być znaczący. Dość często wykonują pomiary punktowe, które służą do rozjaśnienia orbit małych planet, częściowo wykrywają także komety i prowadzą regularne obserwacje gwiazd zmiennych. A postęp w technologii cyfrowej umożliwił amatorom dokonanie imponującego postępu w dziedzinie astrofotografii.