1. Обсерватории. Астрономические исследования проводят в научных институтах, университетах и обсерваториях. Пулковская обсерватория под Ленинградом рис. 36 іСнує с 1839 г. и прославилась складыванием самых точных звездных каталогов, ее в прошлом веке называли астрономической столицей мира. В процессе бурного развития науки в нашей стране было построено много других обсерваторий, в том числе в союзных республиках. К наибольшим следует отнести Специальную астрофизическую обсерваторию на Северном Кавказе. Крымскую вблизи Симферополя, Бюраканську поблизости Єревана, Абастуманську вблизи Боржомі, Голосеевскую в Киеве, Шемахінську вблизи Баку обсерватории. Из институтов наибольшим является Астрономический институт имени П. К. Штернберга при МДУ и Институт теоретической астрономии Академии наук Российской Федерации в Санкт-Петербурге.

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

Часто для изучения небесных объектов их фотографируют с помощью специальных телескопов. Положение зрение на полученных негативах измеряют соответствующими приборами в лаборатории. Негативы, которые хранятся в обсерватории, образуют "стеклянную фототеку". Исследуя астрономические фотографии, можно измерять медленные перемещения сравнительно близких зрение на фоне более отдаленных, увидеть на негативе изображение очень слабых объектов. Измерять величину потоков излучения от зрение, планет и других космических объектов. Для высокоточных измерений энергии РВІТЛОВИХ потоков используют фотоэлектрические фотометры. У них светло от зари, собранное объективом телескопа, направляется на светочувствительный слой электронного вакуумного прибора - фотоумножителя, в котором возникает слабый ток, что его усиливают и регистрируют специальные электронные приборы. Пропуская свет через специально подобранные цветные светофильтры, рстрономи количественно с большой точностью оценивают цвет объекта.

Рис. Главный дом Пулковской обсерватории.

2. Радиотелескопы. После того как было выявлено космическое радиоизлучение, для его принятия создали радиотелескопы разных систем. Антенны некоторых радиотелескопов похожи на обычные рефлекторы. Они собирают радиоволны в фокусе металлического вгибающего зеркала, которое можно сделать решетчатым и огромных размеров, - діаметром в десятки метров.

Другие радиотелескопы - это огромные подвижные рамы, на которых параллельно друг другу закреплены металлические стержни или спирали. Радиоволны, которые поступают, возбуждают у них электромагнитные колебания, которые после усиления попадают на очень чувствительную приемную радиоаппаратуру для регистрации радиоизлучения объекта. Есть радиотелескопы, которые состоят из системы отдельных антенн, отдаленных одна от другой иногда на много сотен километров, с помощью которых проводят одновременные наблюдения космического ра-діоджерела. Такой способ дает возможность узнать о структуре радиоисточники и измерять его угловой размер, даже когда он во много раз меньше угловой секунды.

Наши представления о небесных телах и их системах чрезвычайно обогатились после того, как начали изучать их радиоизлучение.

3. Применение спектрального анализа. Важнейшим источником информации о большинстве небесных объектов является их излучение.

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

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

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

Как известно, свет распространяется в виде электромагнитных волн.

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

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

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

Существуют такие виды спектров земных источников и небесных тел.

Сплошной, или непрерывный, спектр в виде радужной полоски дают непрозрачные накаленные тела угля, нить электролампы и достаточно протяжные густые массы газа.

Лінійчастий спектр излучения дают разреженные газы и пара при сильном нагревании. Каждый газ излучает светло строго определенных длин волн и дает характерный для данного химического элемента лінійчастий спектр. Значительные изменения состояния газа или условий его свечения, например нагревание или ионизация, влекут определенные изменения в спектре этого газа.

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

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

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

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

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

Рис. 40. Спектры: 1 - Солнца. 2 - Водороду, 3 - гелию, 4 - Сириуса белая заря, 5 - а Ориона красная заря.

Моего анализа на основе эффекта допплера : если источник света и наблюдатель сближаются, то длины волн, которые определяют положение спектральных линий, укорачиваются, а при их взаимном отдалении длины волн увеличиваются. Эта зависимость выражается формулой

Где V - лучевая скорость относительно движения с учетом ее знака минус при сближении, l0 - длина волны при неподвижном источнике, l, - длина волны во время движения источника и с - скорость светлая. Иначе говоря, с сближением наблюдателя и источника света линии спектра смешиваются к его фиолетовому концу, а с отдалением -- к красному.

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

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

4. Позаатмосферна астрономия. Исследования с помощью космической техники занимают особенное место среди методов изучения небесных тел и космической среды. Начало этому было положено запуском в СССР в 1957 г. первого в мире искусственного спутника Земли. Быстро развиваясь, космонавтика сделала возможным: 1 создание позаатмосферних искусственных спутников Земли; 2 создания искусственных спутников Луны и планет; 3 перелет и спуск управляемых из Земли приборов на Луну и планеты; 4 создания управляемых из Земли автоматов, шо перемещаются по Луне и доставляют из него пробы почвы и записи разных измерений; 5 полеты в космос лабораторий с людьми и высадку их на Луну. Космические аппараты дали возможность осуществлять исследование во всех диапазонах длин волн электромагнитного излучения. Поэтому современную астрономию часто называют всехвильовою. Позаатмосферні наблюдения дают возможность принимать в космосе излучения, которые поглощает или очень изменяет земная атмосфера, : далекие ультрафиолету, рентгеновские и инфракрасные лучи, радиоизлучения некоторых длин волн, которые не доходят до Земли, а также корпускулярные излучения Солнца и других тел. Исследование этих, ранее недоступных видов излучения зрение и туманностей, межпланетной и межзвездной среды очень обогатили наши знания о физических процессах во Вселенной. В частности, было открыто неизвестные ранее источника рентгеновского излучения.

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

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