Warum wird ein Observatorium benötigt? Astronomisches Observatorium – was ist das? Die besten modernen ausländischen Observatorien
Astronomische Observatorien (in der Astronomie). Beschreibung von Observatorien in der Antike und in der modernen Welt.
Ein astronomisches Observatorium ist eine wissenschaftliche Einrichtung zur Beobachtung von Himmelskörpern. Es ist auf einer Anhöhe gebaut, von der aus man überall hinschauen kann. Alle Observatorien sind zwingend mit Teleskopen und ähnlicher Ausrüstung für astronomische und geophysikalische Beobachtungen ausgestattet.
1. Astronomische „Observatorien“ in der Antike.
Seit der Antike haben sich Menschen für astronomische Beobachtungen auf Hügeln oder hochgelegenem Gelände niedergelassen. Die Pyramiden dienten auch als Beobachtungsstandorte. 
Unweit der Festung Karnak, die sich in der Stadt Luxor befindet, befindet sich das Heiligtum von Ra – Gorakhte. Am Tag der Wintersonnenwende ging dort die Sonne auf.
Der älteste Prototyp eines astronomischen Observatoriums ist das berühmte Stonehenge. Es besteht die Vermutung, dass es in einer Reihe von Parametern den Sonnenaufgängen an den Tagen der Sommersonnenwende entsprach.
2. Die ersten astronomischen Observatorien.
Bereits 1425 wurde in der Nähe von Samarkand der Bau eines der ersten Observatorien abgeschlossen. Es war einzigartig, da es nirgendwo anders etwas Vergleichbares gab.
Später stellte der dänische König eine Insel in der Nähe von Schweden zur Verfügung, um ein astronomisches Observatorium zu errichten. Es wurden zwei Observatorien gebaut. Und 21 Jahre lang wurden die Aktivitäten des Königs auf der Insel fortgesetzt, während derer die Menschen immer mehr über das Universum erfuhren.
3. Observatorien Europas und Russlands.
Bald begann man in Europa rasch mit der Einrichtung von Observatorien. Eines der ersten war das Observatorium in Kopenhagen.
In Paris wurde eines der prächtigsten Observatorien seiner Zeit errichtet. Dort arbeiten die besten Wissenschaftler.
Seine Beliebtheit verdankt das Royal Greenwich Observatory der Tatsache, dass der „Greenwich-Meridian“ durch die Achse des Durchgangsinstruments verläuft. Es wurde im Auftrag des Herrschers Karl II. gegründet. Begründet wurde der Bau mit der Notwendigkeit, bei der Navigation den Längengrad eines Ortes zu messen.
Nach dem Bau der Pariser und Greenwich-Observatorien begann man mit der Gründung staatlicher Observatorien in zahlreichen anderen europäischen Ländern. Mehr als 100 Observatorien nehmen ihren Betrieb auf. Sie sind in fast jeder Bildungseinrichtung tätig und die Zahl privater Observatorien nimmt zu.
Zu den ersten, die gebaut wurden, gehörte das Observatorium der St. Petersburger Akademie der Wissenschaften. Im Jahr 1690 wurde an der nördlichen Dwina, in der Nähe von Archangelsk, das wichtigste astronomische Observatorium Russlands errichtet. Im Jahr 1839 wurde ein weiteres Observatorium eröffnet – Pulkovo. Das Pulkowo-Observatorium war und ist im Vergleich zu anderen von größter Bedeutung. Das astronomische Observatorium der St. Petersburger Akademie der Wissenschaften wurde geschlossen und seine zahlreichen Instrumente und Instrumente nach Pulkovo transportiert.
Der Beginn einer neuen Etappe in der Entwicklung der astronomischen Wissenschaft geht auf die Gründung der Akademie der Wissenschaften zurück.
Mit dem Zusammenbruch der UdSSR sinken die Kosten für die Forschungsentwicklung. Aus diesem Grund entstehen im Land zunehmend Observatorien, die nicht mit dem Staat verbunden sind und mit professioneller Ausrüstung ausgestattet sind.
Ein astronomisches Observatorium ist eine Forschungseinrichtung, die systematische Beobachtungen von Himmelskörpern und -phänomenen durchführt.
Typischerweise wird ein Observatorium auf einer erhöhten Fläche errichtet, von der aus man eine gute Aussicht hat. Das Observatorium ist mit Beobachtungsinstrumenten ausgestattet: optische und Radioteleskope, Instrumenten zur Verarbeitung von Beobachtungsergebnissen: Astrographen, Spektrographen, Astrophotometern und anderen Geräten zur Charakterisierung von Himmelskörpern.
Aus der Geschichte der Sternwarte
Es ist schwierig, überhaupt den Zeitpunkt zu nennen, als die ersten Observatorien entstanden. Natürlich handelte es sich hierbei um primitive Strukturen, dennoch wurden in ihnen Beobachtungen der Himmelskörper durchgeführt. Die ältesten Observatorien befinden sich in Assyrien, Babylon, China, Ägypten, Persien, Indien, Mexiko, Peru und anderen Ländern. Die alten Priester waren im Wesentlichen die ersten Astronomen, denn sie beobachteten den Sternenhimmel.
- ein Observatorium aus der Steinzeit. Es liegt in der Nähe von London. Dieses Bauwerk war sowohl ein Tempel als auch ein Ort für astronomische Beobachtungen – die Interpretation von Stonehenge als großes Observatorium der Steinzeit geht auf J. Hawkins und J. White zurück. Die Vermutung, dass es sich hierbei um ein antikes Observatorium handelt, beruht auf der Tatsache, dass die Steinplatten in einer bestimmten Reihenfolge angebracht sind. Es ist bekannt, dass Stonehenge ein heiliger Ort der Druiden war – Vertreter der Priesterkaste der alten Kelten. Die Druiden waren sehr gut mit der Astronomie vertraut, beispielsweise mit der Struktur und Bewegung von Sternen, der Größe der Erde und der Planeten sowie verschiedenen astronomischen Phänomenen. Die Wissenschaft weiß nicht, woher sie dieses Wissen hat. Es wird angenommen, dass sie sie von den wahren Erbauern von Stonehenge geerbt haben und dadurch große Macht und Einfluss hatten.
Auf dem Territorium Armeniens wurde ein weiteres altes Observatorium gefunden, das vor etwa fünftausend Jahren erbaut wurde.
Im 15. Jahrhundert in Samarkand der große Astronom Ulugbek baute ein für seine Zeit herausragendes Observatorium, dessen Hauptinstrument ein riesiger Quadrant zur Messung der Winkelabstände von Sternen und anderen Leuchten war (lesen Sie dazu auf unserer Website: http://site/index.php/earth/rabota). -astrnom/10-etapi-astronimii/12-sredneverovaya-astronomiya).
Das erste Observatorium im modernen Sinne des Wortes war das berühmte Museum in Alexandria, arrangiert von Ptolemaios II. Philadelphus. Aristillus, Timocharis, Hipparchos, Aristarch, Eratosthenes, Geminus, Ptolemäus und andere erzielten hier beispiellose Ergebnisse. Hier begann man erstmals, Instrumente mit geteilten Kreisen zu verwenden. Aristarchos installierte einen Kupferkreis in der Äquatorebene und beobachtete mit seiner Hilfe direkt die Zeiten des Sonnendurchgangs durch die Tagundnachtgleiche. Hipparchos erfand das Astrolabium (ein astronomisches Instrument, das auf dem Prinzip der stereografischen Projektion basiert) mit zwei zueinander senkrechten Kreisen und Dioptrien für Beobachtungen. Ptolemaios führte Quadranten ein und legte sie mithilfe eines Lots fest. Der Übergang von Vollkreisen zu Quadranten war im Wesentlichen ein Rückschritt, aber die Autorität von Ptolemäus behielt Quadranten an Observatorien bis zur Zeit von Roemer bei, der bewies, dass Beobachtungen durch die Verwendung von Vollkreisen genauer gemacht werden konnten; Die Quadranten wurden jedoch erst zu Beginn des 19. Jahrhunderts vollständig aufgegeben.
Der Bau der ersten Observatorien modernen Typs begann in Europa nach der Erfindung des Teleskops – im 17. Jahrhundert. Die erste große staatliche Sternwarte – Pariser. Es wurde 1667 erbaut. Neben Quadranten und anderen Instrumenten der antiken Astronomie wurden hier bereits große Brechungsteleskope eingesetzt. 1675 eröffnet Greenwich Royal Observatory in England, am Stadtrand von London.
Weltweit gibt es mehr als 500 Observatorien.
Russische Observatorien
Das erste Observatorium in Russland war das private Observatorium von A.A. Lyubimov in Kholmogory Region Archangelsk, eröffnet im Jahr 1692. Im Jahr 1701 wurde auf Erlass von Peter I. an der Navigationsschule in Moskau ein Observatorium eingerichtet. Im Jahr 1839 wurde in der Nähe von St. Petersburg das Pulkowo-Observatorium gegründet, das mit modernsten Instrumenten ausgestattet war, die es ermöglichten, hochpräzise Ergebnisse zu erzielen. Aus diesem Grund wurde das Pulkowo-Observatorium als astronomische Hauptstadt der Welt bezeichnet. Mittlerweile gibt es in Russland mehr als 20 astronomische Observatorien, darunter das Hauptastronomische Observatorium (Pulkovo) der Akademie der Wissenschaften.
Observatorien der Welt
Zu den größten ausländischen Observatorien zählen Greenwich (Großbritannien), Harvard und Mount Palomar (USA), Potsdam (Deutschland), Krakau (Polen), Byurakan (Armenien), Wien (Österreich), Krim (Ukraine) und andere. Observatorien verschiedener Länder tauschen Beobachtungs- und Forschungsergebnisse aus und arbeiten oft an demselben Programm, um möglichst genaue Daten zu entwickeln.
Bau von Observatorien
Ein typisches Gebäude für moderne Observatorien ist ein zylindrisches oder facettenreiches Gebäude. Dabei handelt es sich um Türme, in denen Teleskope eingebaut sind. Moderne Observatorien sind mit optischen Teleskopen in geschlossenen Kuppelgebäuden oder Radioteleskopen ausgestattet. Das von Teleskopen gesammelte Licht wird mit fotografischen oder fotoelektrischen Methoden aufgezeichnet und analysiert, um Informationen über entfernte astronomische Objekte zu erhalten. Observatorien befinden sich normalerweise weit entfernt von Städten, in Klimazonen mit geringer Bewölkung und möglichst auf Hochebenen, wo die atmosphärischen Turbulenzen gering sind und die von den unteren Schichten der Atmosphäre absorbierte Infrarotstrahlung untersucht werden kann.
Arten von Observatorien
Es gibt spezialisierte Observatorien, die nach einem engen wissenschaftlichen Programm arbeiten: Radioastronomie, Bergstationen zur Beobachtung der Sonne; Einige Observatorien sind mit Beobachtungen von Astronauten von Raumfahrzeugen und Orbitalstationen aus verbunden.
Der größte Teil des Infrarot- und Ultraviolettbereichs sowie Röntgen- und Gammastrahlen kosmischen Ursprungs sind für die Beobachtung von der Erdoberfläche aus nicht zugänglich. Um das Universum in diesen Strahlen zu untersuchen, ist es notwendig, Beobachtungsinstrumente in den Weltraum zu bringen. Bis vor Kurzem war außeratmosphärische Astronomie nicht verfügbar. Mittlerweile hat es sich zu einem sich schnell entwickelnden Wissenschaftszweig entwickelt. Ohne die geringste Übertreibung haben die Ergebnisse von Weltraumteleskopen viele unserer Vorstellungen vom Universum revolutioniert.
Ein modernes Weltraumteleskop ist ein einzigartiger Instrumentensatz, der von mehreren Ländern über viele Jahre hinweg entwickelt und betrieben wird. Tausende Astronomen aus aller Welt nehmen an Beobachtungen in modernen Orbitalobservatorien teil.
Das Bild zeigt den Entwurf des größten optischen Infrarotteleskops der Europäischen Südsternwarte, 40 m hoch.
Der erfolgreiche Betrieb eines Weltraumobservatoriums erfordert die gemeinsame Anstrengung verschiedener Spezialisten. Raumfahrtingenieure bereiten das Teleskop für den Start vor, bringen es in die Umlaufbahn und sorgen dafür, dass alle Instrumente mit Energie versorgt werden und ordnungsgemäß funktionieren. Jedes Objekt kann mehrere Stunden lang beobachtet werden. Daher ist es besonders wichtig, die Ausrichtung des die Erde umkreisenden Satelliten in die gleiche Richtung zu halten, damit die Achse des Teleskops immer direkt auf das Objekt gerichtet bleibt.
Infrarot-Observatorien
Um Infrarotbeobachtungen durchzuführen, muss man eine ziemlich große Last in den Weltraum schicken: das Teleskop selbst, Geräte zur Verarbeitung und Übertragung von Informationen, einen Kühler, der den IR-Empfänger vor Hintergrundstrahlung schützen soll – Infrarotquanten, die vom Teleskop selbst emittiert werden. Daher wurden in der gesamten Geschichte der Raumfahrt nur sehr wenige Infrarot-Teleskope im Weltraum betrieben. Das erste Infrarot-Observatorium wurde im Januar 1983 im Rahmen des gemeinsamen amerikanisch-europäischen IRAS-Projekts in Betrieb genommen. Im November 1995 brachte die Europäische Weltraumorganisation das ISO-Infrarotobservatorium in eine erdnahe Umlaufbahn. Es verfügt über ein Teleskop mit dem gleichen Spiegeldurchmesser wie das IRAS, es werden jedoch empfindlichere Detektoren zur Strahlungsaufzeichnung verwendet. ISO-Beobachtungen bieten Zugang zu einem größeren Bereich des Infrarotspektrums. Mehrere weitere Weltraum-Infrarot-Teleskopprojekte werden derzeit entwickelt und werden in den kommenden Jahren gestartet.
Interplanetare Stationen kommen ohne IR-Ausrüstung nicht aus.
Ultraviolette Observatorien
Ultraviolette Strahlung von Sonne und Sternen wird fast vollständig von der Ozonschicht unserer Atmosphäre absorbiert, sodass UV-Quanten nur in den oberen Schichten der Atmosphäre und darüber hinaus nachgewiesen werden können.
Zum ersten Mal wurden auf dem im August 1972 gestarteten gemeinsamen amerikanisch-europäischen Copernicus-Satelliten ein Ultraviolett-Spiegelteleskop mit einem Spiegeldurchmesser (SO cm) und ein spezielles Ultraviolett-Spektrometer ins All geschossen. Bis 1981 wurden darauf Beobachtungen durchgeführt.
Derzeit wird in Russland an der Vorbereitung des Starts eines neuen Ultraviolett-Teleskops „Spectrum-UV“ mit einem Spiegeldurchmesser von 170 cm gearbeitet. Das große internationale Projekt „Spectrum-UV“ – „World Space Observatory“ (WKO-UV) zielt auf die Erforschung des Universums in Bereichen ab, die für Beobachtungen mit bodengestützten Instrumenten im ultravioletten (UV) Bereich des elektromagnetischen Spektrums: 100-320 nm, unzugänglich sind.
Das Projekt wird von Russland geleitet und ist im Bundesraumfahrtprogramm 2006-2015 enthalten. Derzeit nehmen Russland, Spanien, Deutschland und die Ukraine an dem Projekt teil. Auch Kasachstan und Indien zeigen Interesse an einer Beteiligung an dem Projekt. Das Institut für Astronomie der Russischen Akademie der Wissenschaften ist die federführende wissenschaftliche Organisation des Projekts. Die führende Organisation für den Raketen- und Weltraumkomplex ist die nach ihr benannte NPO. S.A. Lawotschkina.
In Russland entsteht das Hauptinstrument des Observatoriums – ein Weltraumteleskop mit einem Hauptspiegel mit einem Durchmesser von 170 cm. Das Teleskop wird mit Spektrographen mit hoher und niedriger Auflösung, einem Langspaltspektrographen sowie Kameras für den Bau ausgestattet hochwertige Bilder im UV- und optischen Teil des Spektrums.
Von den Fähigkeiten her ist das VKO-UV-Projekt mit dem amerikanischen Hubble-Weltraumteleskop (HST) vergleichbar und übertrifft dieses sogar in der Spektroskopie.
EKO-UV wird neue Möglichkeiten für die Erforschung von Planeten, stellarer, extragalaktischer Astrophysik und Kosmologie eröffnen. Der Start des Observatoriums ist für 2016 geplant.
Röntgenobservatorien
Röntgenstrahlen liefern uns Informationen über kraftvolle kosmische Prozesse, die mit extremen physikalischen Bedingungen verbunden sind. Die hohe Energie von Röntgen- und Gammastrahlen ermöglicht eine „Stück für Stück“-Aufnahme mit genauer Angabe des Aufnahmezeitpunktes. Röntgendetektoren sind relativ einfach herzustellen und haben ein geringes Gewicht. Daher wurden sie bereits vor den ersten Starts künstlicher Erdsatelliten für Beobachtungen in den oberen Schichten der Atmosphäre und darüber hinaus mit Höhenraketen eingesetzt. Auf vielen Orbitalstationen und interplanetaren Raumfahrzeugen wurden Röntgenteleskope installiert. Insgesamt haben etwa hundert solcher Teleskope den erdnahen Weltraum besucht.
Gammastrahlen-Observatorien
Gammastrahlung ist eng mit Röntgenstrahlung verwandt und wird daher mit ähnlichen Methoden registriert. Sehr oft untersuchen Teleskope, die in erdnahe Umlaufbahnen gestartet werden, gleichzeitig sowohl Röntgen- als auch Gammastrahlenquellen. Gammastrahlen liefern uns Informationen über die Prozesse, die im Inneren von Atomkernen ablaufen, und über die Transformationen von Elementarteilchen im Weltraum.
Die ersten Beobachtungen kosmischer Gammaquellen wurden klassifiziert. Ende der 60er-Anfang der 70er-Jahre. Die Vereinigten Staaten starteten vier Militärsatelliten der Vela-Serie. Die Ausrüstung dieser Satelliten wurde entwickelt, um Ausbrüche harter Röntgen- und Gammastrahlung zu erkennen, die bei nuklearen Explosionen auftreten. Es stellte sich jedoch heraus, dass die meisten der aufgezeichneten Ausbrüche nicht mit militärischen Tests in Zusammenhang stehen und ihre Quellen nicht auf der Erde, sondern im Weltraum liegen. So wurde eines der mysteriösesten Phänomene im Universum entdeckt – Gammastrahlenausbrüche, bei denen es sich um einzelne starke Blitze harter Strahlung handelt. Obwohl die ersten kosmischen Gammastrahlenausbrüche bereits 1969 aufgezeichnet wurden, wurden Informationen darüber erst vier Jahre später veröffentlicht.
OBSERVATORIUM, eine Einrichtung zur Erstellung astronomischer oder geophysikalischer (magnetometrischer, meteorologischer und seismischer) Beobachtungen; daher die Unterteilung der Observatorien in astronomische, magnetometrische, meteorologische und seismische.
Astronomisches Observatorium
Je nach Zweck können astronomische Observatorien in zwei Haupttypen unterteilt werden: astrometrische und astrophysikalische Observatorien. Astrometrische Observatorien beschäftigen sich mit der genauen Positionsbestimmung von Sternen und anderen Leuchten für unterschiedliche Zwecke und nutzen dabei unterschiedliche Werkzeuge und Methoden. Astrophysikalische Observatorien Untersuchen Sie verschiedene physikalische Eigenschaften von Himmelskörpern, zum Beispiel Temperatur, Helligkeit, Dichte, sowie andere Eigenschaften, die physikalische Forschungsmethoden erfordern, zum Beispiel die Bewegung von Sternen entlang der Sichtlinie, die durch die Interferenzmethode bestimmten Durchmesser von Sternen usw. Viele große Observatorien verfolgen gemischte Zwecke, es gibt jedoch Observatorien für engere Zwecke, beispielsweise zur Beobachtung der Variabilität der geografischen Breite, zur Suche nach kleinen Planeten, zur Beobachtung veränderlicher Sterne usw.
Standort des Observatoriums muss eine Reihe von Anforderungen erfüllen, darunter: 1) völlige Abwesenheit von Erschütterungen, die durch die Nähe von Eisenbahnen, Straßenverkehr oder Fabriken verursacht werden, 2) höchste Reinheit und Transparenz der Luft – Abwesenheit von Staub, Rauch, Nebel, 3) Mangel der Himmelsbeleuchtung, die durch die Nähe der Stadt, Fabriken, Bahnhöfe usw., 4) ruhige Luft in der Nacht, 5) ein ziemlich offener Horizont. Die Bedingungen 1, 2, 3 und teilweise 5 zwingen dazu, Observatorien außerhalb der Stadt zu verlegen, oft sogar in erhebliche Höhen über dem Meeresspiegel, wodurch Bergobservatorien entstehen. Bedingung 4 hängt von einer Reihe von Gründen ab, teils allgemeiner klimatischer Natur (Winde, Luftfeuchtigkeit), teils lokaler Natur. In jedem Fall müssen Sie Orte mit starken Luftströmungen meiden, beispielsweise solche, die durch starke Erwärmung des Bodens durch die Sonne oder starke Temperatur- und Luftfeuchtigkeitsschwankungen entstehen. Die günstigsten Gebiete sind mit einer gleichmäßigen Vegetationsdecke, trockenem Klima und ausreichender Höhe über dem Meeresspiegel bedeckt. Moderne Observatorien bestehen meist aus separaten Pavillons in einem Park oder verstreut auf einer Wiese, in denen Instrumente installiert sind (Abb. 1).
Daneben befinden sich Labore – Räume für Mess- und Rechenarbeiten, zum Studium von Fotoplatten und zur Durchführung verschiedener Experimente (z. B. zur Untersuchung der Strahlung eines vollständig schwarzen Körpers, als Maßstab zur Bestimmung der Temperatur von Sternen), a mechanische Werkstatt, eine Bibliothek und Wohnräume. In einem der Gebäude gibt es einen Uhrenkeller. Wenn die Sternwarte nicht an das Stromnetz angeschlossen ist, wird ein eigenes Kraftwerk installiert.
Instrumentelle Ausstattung von Observatorien können je nach Verwendungszweck sehr unterschiedlich sein. Zur Bestimmung der Rektaszensionen und Deklinationen von Leuchten wird ein Meridiankreis verwendet, der gleichzeitig beide Koordinaten angibt. An einigen Observatorien, dem Beispiel des Pulkowo-Observatoriums folgend, werden zu diesem Zweck zwei verschiedene Instrumente verwendet: ein Durchgangsinstrument und ein Vertikalkreis, die es ermöglichen, die genannten Koordinaten getrennt zu bestimmen. Die Beobachtungen selbst sind in grundlegende und relative Beobachtungen unterteilt. Die ersten bestehen in der unabhängigen Ableitung eines unabhängigen Systems von Rektaszensionen und Deklinationen mit Bestimmung der Position der Frühlings-Tagundnachtgleiche und des Äquators. Die zweite besteht darin, die beobachteten Sterne, die sich meist in einer engen Deklinationszone befinden (daher der Begriff: Zonenbeobachtungen), mit Referenzsternen zu verknüpfen, deren Positionen aus fundamentalen Beobachtungen bekannt sind. Für Relativbeobachtungen wird mittlerweile zunehmend auf die Fotografie zurückgegriffen, wobei dieser Himmelsbereich mit speziellen Tuben mit einer Kamera (Astrographen) mit recht großer Brennweite (meist 2-3,4 m) fotografiert wird. Die relative Bestimmung der Position nahe beieinander liegender Objekte, zum Beispiel Doppelsterne, kleine Planeten und Kometen, im Verhältnis zu nahegelegenen Sternen, Planetensatelliten relativ zum Planeten selbst, Bestimmung der Jahresparallaxen – erfolgt sowohl optisch als auch visuell mit Äquatorialen - mit einem Okularmikrometer und fotografisch, bei dem das Okular durch eine Fotoplatte ersetzt wird. Zu diesem Zweck werden die größten Instrumente mit Linsen von 0 bis 1 m verwendet. Die Variabilität der Breitengrade wird hauptsächlich mit Zenith-Teleskopen untersucht.
Die wichtigsten Beobachtungen astrophysikalischer Natur sind photometrisch, einschließlich der Kolorimetrie, also der Bestimmung der Farbe von Sternen, und spektroskopisch. Die ersten werden mit Photometern hergestellt, die als unabhängige Instrumente installiert oder, häufiger, an einem Refraktor oder Reflektor angebracht sind. Für spektrale Beobachtungen werden Spektrographen mit Spalt verwendet, die an den größten Reflektoren (mit einem Spiegel von 0 bis 2,5 m) oder in veralteten Fällen an großen Refraktoren angebracht sind. Die resultierenden Aufnahmen der Spektren dienen verschiedenen Zwecken, beispielsweise der Bestimmung von Radialgeschwindigkeiten, spektroskopischen Parallaxen und der Temperatur. Für eine allgemeine Klassifizierung von Sternspektren können bescheidenere Werkzeuge verwendet werden – die sogenannten. prismatische Kameras, bestehend aus einer lichtstarken Kurzfokus-Fotokamera mit einem Prisma vor der Linse, die auf einer Platte die Spektren vieler Sterne, jedoch mit geringer Streuung, wiedergibt. Für spektrale Untersuchungen der Sonne sowie der Sterne verwenden einige Observatorien das sogenannte. Turmteleskope, was bekannte Vorteile darstellt. Sie bestehen aus einem Turm (bis zu 45 m hoch), auf dessen Spitze sich ein Coelostat befindet, der die Strahlen der Leuchte senkrecht nach unten sendet; Etwas unterhalb des Coelostaten wird eine Linse angebracht, durch die die Strahlen hindurchtreten und in einem Fokus auf Bodenhöhe konvergieren, wo sie in einen vertikalen oder horizontalen Spektrographen eintreten, der auf konstanter Temperatur gehalten wird.
Die oben genannten Instrumente sind auf massiven Steinsäulen mit tiefen und großen Fundamenten montiert und stehen isoliert vom Rest des Gebäudes, so dass Stöße nicht übertragen werden. Refraktoren und Reflektoren sind in runden Türmen untergebracht (Abb. 2), die mit einer halbkugelförmigen rotierenden Kuppel mit einer herunterklappbaren Luke abgedeckt sind, durch die die Beobachtung erfolgt.
Bei Refraktoren ist der Boden im Turm anhebbar, so dass der Beobachter das Okularende des Teleskops bei jeder Neigung des Teleskops zum Horizont bequem erreichen kann. Bei Reflektortürmen kommen anstelle eines Hubbodens meist Leitern und kleine Hebebühnen zum Einsatz. Große Reflektortürme müssen so konstruiert sein, dass sie tagsüber eine gute Wärmedämmung gegen Aufheizung und nachts bei geöffneter Kuppel eine ausreichende Belüftung bieten. Instrumente zur Beobachtung in einer bestimmten Vertikale – ein Meridiankreis, ein Durchgangsinstrument und teilweise ein Vertikalkreis – sind in Pavillons aus Wellblech (Abb. 3) in Form eines liegenden Halbzylinders installiert. Durch das Öffnen breiter Luken oder das Zurückrollen von Wänden entsteht je nach Einbauort des Instruments ein breiter Spalt in der Ebene des Meridians oder der ersten Vertikalen, der Beobachtungen ermöglicht.
Die Gestaltung des Pavillons muss für eine gute Belüftung sorgen, da während der Beobachtung die Lufttemperatur im Inneren des Pavillons gleich der Außentemperatur sein muss, wodurch die sogenannte Fehlbrechung des Sehstrahls vermieden wird Raumbrechung(Saalrefaktion). Bei Durchgangsinstrumenten und Meridiankreisen werden oft Welten angeordnet, bei denen es sich um starke Markierungen handelt, die in einiger Entfernung vom Instrument in der Ebene des Meridians angebracht sind.
Observatorien, die Zeitdienste anbieten und auch grundlegende Bestimmungen von Rektaszensionen vornehmen, erfordern eine große Uhreinstellung. Die Uhr wird im Keller mit konstanter Temperatur aufgestellt. In einem speziellen Raum gibt es Verteilertafeln und Chronographen zum Vergleichen von Uhren. Hier ist auch eine Empfangsradiostation installiert. Wenn die Sternwarte selbst Zeitsignale sendet, ist auch eine Installation zum automatischen Senden von Signalen erforderlich; Die Übertragung erfolgt über einen der leistungsstarken Senderadiosender.
Neben permanent betriebenen Observatorien werden manchmal auch temporäre Observatorien und Stationen errichtet, die entweder der Beobachtung kurzfristiger Phänomene, hauptsächlich Sonnenfinsternissen (früher auch der Durchgang der Venus über die Sonnenscheibe), oder der Durchführung bestimmter Arbeiten dienen. Danach wird ein solches Observatorium wieder geschlossen. So eröffneten einige europäische und insbesondere nordamerikanische Observatorien vorübergehend – für mehrere Jahre – Abteilungen in der südlichen Hemisphäre, um den Südhimmel zu beobachten, um Positions-, photometrische oder spektroskopische Kataloge südlicher Sterne zu erstellen und dabei die gleichen Methoden und Instrumente zu verwenden, die für die Beobachtung des Südhimmels verwendet wurden gleichen Zweck am Hauptobservatorium der nördlichen Hemisphäre. Die Gesamtzahl der derzeit in Betrieb befindlichen astronomischen Observatorien beträgt 300. Einige Daten, nämlich Standort, Hauptinstrumente und Hauptwerke der wichtigsten modernen Observatorien, sind in der Tabelle aufgeführt.
Magnetisches Observatorium
Das magnetische Observatorium ist eine Station, die regelmäßige Beobachtungen geomagnetischer Elemente durchführt. Es ist ein Bezugspunkt für geomagnetische Untersuchungen des angrenzenden Gebiets. Das vom magnetischen Observatorium bereitgestellte Material ist für die Erforschung des magnetischen Lebens auf der Erde von grundlegender Bedeutung. Die Arbeit eines magnetischen Observatoriums kann in die folgenden Zyklen unterteilt werden: 1) Untersuchung zeitlicher Schwankungen der Elemente des Erdmagnetismus, 2) regelmäßige Messungen dieser in absoluten Maßen, 3) Untersuchung und Erforschung geomagnetischer Instrumente, die bei magnetischen Untersuchungen verwendet werden, 4) spezielle Forschungsarbeiten in Bereichen geomagnetischer Phänomene.
Zur Durchführung der oben genannten Arbeiten verfügt das Magnetobservatorium über eine Reihe normaler geomagnetischer Instrumente zur absoluten Messung der Elemente des Erdmagnetismus: magnetischer Theodolit und Inklinator, normalerweise vom Induktionstyp, als fortgeschrittener. Diese Geräte sollten es sein verglichen mit Standardinstrumenten, die in jedem Land verfügbar sind (in der UdSSR werden sie im magnetischen Observatorium Sluzk gelagert), wiederum verglichen mit internationaler Standard in Washington. Um zeitliche Schwankungen des Erdmagnetfelds zu untersuchen, stehen dem Observatorium ein oder zwei Sätze von Variationsinstrumenten zur Verfügung – die Variometer D, H und Z, die eine kontinuierliche Aufzeichnung der Veränderungen der Elemente des Erdmagnetismus im Laufe der Zeit ermöglichen. Das Funktionsprinzip der oben genannten Instrumente – siehe Erdmagnetismus. Nachfolgend werden die Ausführungen der gebräuchlichsten Modelle beschrieben.
Ein magnetischer Theodolit für absolute H-Messungen ist in Abb. dargestellt. 4 und 5. Hier ist A ein horizontaler Kreis, entlang dessen Messungen mit Mikroskopen B vorgenommen werden; I - Röhre für Beobachtungen mit der Autokollimationsmethode; C – Gehäuse für den Magneten m, D – an der Basis des Rohrs befestigte Arretiervorrichtung, in deren Inneren ein Faden läuft, der den Magneten m trägt. An der Spitze dieser Röhre befindet sich ein Kopf F, an dem der Faden befestigt ist. Auf den Lagern M 1 und M 2 sind Ablenkmagnete (Hilfsmagnete) angebracht; Die Ausrichtung des Magneten auf ihnen wird durch spezielle Kreise mit Messwerten unter Verwendung der Mikroskope a und b bestimmt. Deklinationsbeobachtungen werden mit demselben Theodoliten durchgeführt oder es wird ein spezieller Deklinator installiert, dessen Aufbau im Allgemeinen dem beschriebenen Gerät entspricht, jedoch ohne Vorrichtungen für Abweichungen. Um die Lage des wahren Nordens auf dem Azimutkreis zu bestimmen, wird ein speziell festgelegtes Maß verwendet, dessen wahrer Azimut anhand astronomischer oder geodätischer Messungen bestimmt wird.
Ein Erdinduktor (Inklinator) zur Bestimmung der Neigung ist in Abb. dargestellt. Die Doppelspule S kann sich um eine Achse drehen, die auf im Ring R befestigten Lagern liegt. Die Position der Spulendrehachse wird durch den vertikalen Kreis V mit Hilfe von Mikroskopen M, M bestimmt. H ist ein horizontaler Kreis, der zur Einstellung verwendet wird die Spulenachse im magnetischen Ebenenmeridian, K - Schalter zum Umwandeln des durch Drehen der Spule erhaltenen Wechselstroms in Gleichstrom. Von den Anschlüssen dieses Kommutators wird Strom einem empfindlichen Galvanometer mit gesättigtem Magnetsystem zugeführt.
Variometer H ist in Abb. dargestellt. 8. In einer kleinen Kammer ist an einem Quarzfaden oder an einem Bifilar ein Magnet M aufgehängt. Der obere Befestigungspunkt des Fadens befindet sich oben am Aufhängerohr und ist mit einem Kopf T verbunden, der sich um eine Vertikale drehen kann Achse.
Am Magneten ist unlösbar ein Spiegel S befestigt, auf den ein Lichtstrahl der Beleuchtung des Aufnahmegeräts fällt. Neben dem Spiegel befindet sich ein feststehender Spiegel B, dessen Aufgabe es ist, die Grundlinie auf dem Magnetogramm zu zeichnen. L ist eine Linse, die ein Bild des Beleuchtungsspalts auf der Trommel des Aufzeichnungsgeräts liefert. Vor der Trommel ist eine Zylinderlinse angebracht, die dieses Bild auf einen Punkt reduziert. Das. Die Aufzeichnung auf auf einer Trommel aufgerolltem Fotopapier erfolgt durch Bewegen eines Lichtflecks entlang der Mantellinie der Trommel aus einem vom Spiegel S reflektierten Lichtstrahl. Der Aufbau des Variometers B ist im Detail der gleiche wie das beschriebene Gerät, mit der Ausnahme ist die Orientierung des Magneten M im Verhältnis zum Spiegel S.
Das Variometer Z (Abb. 9) besteht im Wesentlichen aus einem um eine horizontale Achse schwingenden Magnetsystem. Das System ist in der Kammer 1 eingeschlossen, die im vorderen Teil ein Loch aufweist, das durch die Linse 2 verschlossen wird. Schwingungen des Magnetsystems werden vom Rekorder dank eines am System angebrachten Spiegels aufgezeichnet. Zur Konstruktion der Grundlinie wird ein fester Spiegel neben dem beweglichen Spiegel verwendet. Die allgemeine Anordnung von Variometern während der Beobachtungen ist in Abb. dargestellt. 10.
Dabei ist R das Aufnahmegerät, U sein Uhrwerk, das die Trommel W mit lichtempfindlichem Papier dreht, l die Zylinderlinse, S der Illuminator, H, D, Z sind Variometer für die entsprechenden Elemente des Erdmagnetismus. Beim Z-Variometer bezeichnen die Buchstaben L, M und t jeweils die Linse, den mit dem Magnetsystem verbundenen Spiegel und den mit dem Gerät zur Temperaturaufzeichnung verbundenen Spiegel. Abhängig von den besonderen Aufgaben, an denen die Sternwarte beteiligt ist, ist ihre weitere Ausstattung von besonderer Natur. Der zuverlässige Betrieb geomagnetischer Instrumente erfordert spezielle Bedingungen im Sinne der Abwesenheit störender Magnetfelder, konstanter Temperatur etc.; Daher werden magnetische Observatorien weit außerhalb der Stadt mit ihren elektrischen Anlagen verlegt und so angeordnet, dass die gewünschte Temperaturkonstanz gewährleistet ist. Zu diesem Zweck werden Pavillons, in denen magnetische Messungen durchgeführt werden, normalerweise mit Doppelwänden gebaut und das Heizsystem befindet sich entlang eines Korridors, der aus den Außen- und Innenwänden des Gebäudes besteht. Um die gegenseitige Beeinflussung von Variationsgeräten auf normale Geräte auszuschließen, werden beide meist in unterschiedlichen Pavillons mit etwas Abstand voneinander installiert. Beim Bau solcher Gebäude d.b. angesprochen besondere Aufmerksamkeit um sicherzustellen, dass sich keine Eisenmassen im Inneren oder in der Nähe befinden, insbesondere keine beweglichen. Bezüglich der elektrischen Verkabelung d.b. Bedingungen erfüllt sind, um die Abwesenheit magnetischer Felder des elektrischen Stroms zu gewährleisten (bifilare Verkabelung). Die Nähe von Strukturen, die mechanische Erschütterungen verursachen, ist inakzeptabel.
Da das magnetische Observatorium der Hauptpunkt für die Erforschung des magnetischen Lebens ist: die Erde, ist es völlig natürlich, b zu benötigen. oder m. ihre gleichmäßige Verteilung über die gesamte Erdoberfläche. IN momentan diese Anforderung wird nur annähernd erfüllt. Die folgende Tabelle mit einer Liste magnetischer Observatorien gibt einen Eindruck davon, inwieweit diese Anforderung erfüllt wird. In der Tabelle geben Kursivschrift die durchschnittliche jährliche Änderung des Elements des Erdmagnetismus aufgrund der säkularen Variation an.
Das umfangreichste von magnetischen Observatorien gesammelte Material stammt aus der Untersuchung zeitlicher Variationen geomagnetischer Elemente. Dazu gehören der Tages-, Jahres- und Säkularzyklus sowie jene plötzlichen Veränderungen des Erdmagnetfeldes, die als magnetische Stürme bezeichnet werden. Durch die Untersuchung täglicher Schwankungen war es möglich, den Einfluss der Position von Sonne und Mond in Bezug auf den Beobachtungsort zu isolieren und die Rolle dieser beiden kosmischen Körper bei den täglichen Veränderungen der geomagnetischen Elemente festzustellen. Die Hauptursache für Variationen ist die Sonne; Der Einfluss des Mondes überschreitet nicht 1/15 des Einflusses des ersten Sterns. Die Amplitude der täglichen Schwankungen liegt im Durchschnitt in der Größenordnung von 50 γ (γ = 0,00001 Gauss, siehe Erdmagnetismus), also etwa 1/1000 der Gesamtspannung; Sie variiert je nach geografischer Breite des Beobachtungsortes und ist stark von der Jahreszeit abhängig. In der Regel ist die Amplitude der Tagesschwankungen im Sommer größer als im Winter. Die Untersuchung der zeitlichen Verteilung magnetischer Stürme führte zur Feststellung ihres Zusammenhangs mit der Aktivität der Sonne. Die Anzahl der Stürme und ihre Intensität stimmen zeitlich mit der Anzahl der Sonnenflecken überein. Dieser Umstand ermöglichte es Stormer, eine Theorie zu entwickeln, die das Auftreten magnetischer Stürme durch das Eindringen elektrischer Ladungen, die von der Sonne in Zeiten ihrer größten Aktivität emittiert werden, in die oberen Schichten unserer Atmosphäre und die parallele Bildung eines Rings aus sich bewegenden Elektronen bei a erklärt bedeutende Höhe, fast außerhalb der Atmosphäre, in der Ebene des Erdäquators.
Meteorologisches Observatorium
Meteorologisches Observatorium, eine höhere wissenschaftliche Einrichtung zur Erforschung von Fragen im Zusammenhang mit dem physischen Leben der Erde im weitesten Sinne. Diese Observatorien befassen sich derzeit nicht nur mit rein meteorologischen und klimatologischen Fragestellungen und Wetterdiensten, sondern umfassen auch Fragen des Erdmagnetismus, der Atmosphärenelektrizität und der Atmosphärenoptik in ihrem Aufgabenspektrum; Einige Observatorien führen sogar seismische Beobachtungen durch. Daher haben solche Observatorien einen umfassenderen Namen – geophysikalische Observatorien oder Institute.
Eigene Beobachtungen von Observatorien auf dem Gebiet der Meteorologie sollen streng wissenschaftliches Material für Beobachtungen meteorologischer Elemente liefern, die für Zwecke der Klimatologie, des Wetterdienstes und der Befriedigung einer Reihe praktischer Anforderungen auf der Grundlage von Aufzeichnungen von Aufzeichnungsgeräten mit kontinuierlicher Aufzeichnung erforderlich sind aller Veränderungen im Verlauf meteorologischer Elemente. Zu bestimmten dringenden Stunden werden direkte Beobachtungen zu Elementen wie Luftdruck (siehe Barometer), Temperatur und Luftfeuchtigkeit (siehe Hygrometer), Windrichtung und -geschwindigkeit, Sonnenschein, Niederschlag und Verdunstung, Schneedecke, Bodentemperatur und anderen atmosphärischen Phänomenen durchgeführt das Programm der gewöhnlichen Meteorologen, Stationen der 2. Kategorie. Zusätzlich zu diesen Programmbeobachtungen werden Kontrollbeobachtungen an meteorologischen Observatorien durchgeführt und auch Forschungen methodischer Art durchgeführt, die sich in der Etablierung und Erprobung neuer Beobachtungsmethoden für bereits teilweise untersuchte Phänomene äußern; und wurden überhaupt nicht untersucht. Observatoriumsbeobachtungen müssen langfristig erfolgen, um daraus eine Reihe von Schlussfolgerungen ziehen zu können, um mit ausreichender Genauigkeit durchschnittliche „normale“ Werte zu erhalten, die Größe der für einen bestimmten Beobachtungsort charakteristischen nichtperiodischen Schwankungen zu bestimmen und zu bestimmen Muster im Verlauf dieser Phänomene im Laufe der Zeit.
Neben der Durchführung eigener meteorologischer Beobachtungen gehört es zu den Hauptaufgaben von Observatorien, das gesamte Land oder seine einzelnen Gebiete in physikalischen Zusammenhängen und Kapiteln zu untersuchen. arr. aus klimatischer Sicht. Das Beobachtungsmaterial, das von einem Netzwerk meteorologischer Stationen zum Observatorium gelangt, wird hier einer detaillierten Untersuchung, Kontrolle und sorgfältigen Prüfung unterzogen, um die qualitativ hochwertigsten Beobachtungen auszuwählen, die bereits für weitere Untersuchungen verwendet werden können. Erste Schlussfolgerungen aus diesem verifizierten Material werden in Veröffentlichungen des Observatoriums veröffentlicht. Solche Veröffentlichungen im Netz ehemaliger Sender. Russland und die UdSSR decken Beobachtungen ab 1849 ab. Diese Veröffentlichungen veröffentlichen Kapitel. arr. Schlussfolgerungen aus Beobachtungen, und nur für eine kleine Anzahl von Stationen werden die Beobachtungen vollständig gedruckt.
Der Rest des verarbeiteten und getesteten Materials wird im Archiv der Sternwarte aufbewahrt. Als Ergebnis einer eingehenden und gründlichen Untersuchung dieser Materialien erscheinen von Zeit zu Zeit verschiedene Monographien, die entweder die Verarbeitungsmethodik charakterisieren oder sich auf die Entwicklung einzelner meteorologischer Elemente beziehen.
Eine Besonderheit der Observatorien ist ein spezieller Dienst für Vorhersagen und Warnungen über Wetterbedingungen. Derzeit ist dieser Dienst vom Hauptobservatorium für Geophysik in Form eines unabhängigen Instituts – des Central Weather Bureau – getrennt. Um die Entwicklung und Erfolge unseres Wetterdienstes zu veranschaulichen, zeigen die folgenden Daten die Anzahl der Telegramme, die seit 1917 täglich beim Wetteramt eingegangen sind.
Derzeit gehen beim Central Weather Bureau neben Meldungen allein bis zu 700 interne Telegramme ein. Darüber hinaus werden hier große Arbeiten zur Verbesserung der Wettervorhersagemethoden durchgeführt. Der Erfolgsgrad kurzfristiger Vorhersagen wird auf 80-85 % geschätzt. Neben kurzfristigen Prognosen wurden mittlerweile auch Methoden entwickelt und langfristige Prognosen erstellt allgemein Wetter für die kommende Saison oder für kurze Zeiträume oder detaillierte Vorhersagen zu einzelnen Themen (Öffnung und Zufrieren von Flüssen, Überschwemmungen, Gewitter, Schneestürme, Hagel usw.).
Damit die Beobachtungen an den Stationen des meteorologischen Netzwerks miteinander vergleichbar sind, ist es notwendig, dass die für diese Beobachtungen verwendeten Instrumente mit „normalen“ Standards verglichen werden, die auf internationalen Kongressen verabschiedet wurden. Die Aufgabe der Instrumentenüberprüfung wird von einer speziellen Abteilung der Sternwarte gelöst; An allen Stationen des Netzwerks kommen ausschließlich Instrumente zum Einsatz, die am Observatorium getestet wurden und mit speziellen Zertifikaten ausgestattet sind, die entweder Korrekturen oder Konstanten für die entsprechenden Instrumente unter gegebenen Beobachtungsbedingungen liefern. Darüber hinaus müssen aus Gründen der Vergleichbarkeit der Ergebnisse direkter meteorologischer Beobachtungen an Stationen und Observatorien diese Beobachtungen innerhalb genau festgelegter Zeiträume und nach einem bestimmten Programm durchgeführt werden. Vor diesem Hintergrund erlässt das Observatorium besondere Anweisungen für die Durchführung von Beobachtungen, die von Zeit zu Zeit auf der Grundlage von Experimenten, dem Fortschritt der Wissenschaft und in Übereinstimmung mit den Beschlüssen internationaler Kongresse und Konferenzen überarbeitet werden. Das Observatorium berechnet und veröffentlicht spezielle Tabellen zur Verarbeitung meteorologischer Beobachtungen an Stationen.
Neben meteorologischen Observatorien führen eine Reihe von Observatorien auch aktinometrische Untersuchungen und systematische Beobachtungen der Intensität der Sonnenstrahlung, der diffusen Strahlung und der erdeigenen Strahlung durch. In dieser Hinsicht verdient das Observatorium in Sluzk (ehemals Pawlowsk) seinen Platz, wo eine ganze Reihe von Instrumenten sowohl für direkte Messungen als auch für die kontinuierliche automatische Aufzeichnung von Änderungen verschiedener Strahlungselemente (Aktinographen) entwickelt und installiert wurden hier früher zur Arbeit als an Observatorien anderer Länder. In einigen Fällen wird zusätzlich zur integralen Emission auch die Energie in bestimmten Teilen des Spektrums untersucht. Auch Fragen im Zusammenhang mit der Polarisation des Lichts sind Gegenstand spezieller Untersuchungen an Observatorien.
Wissenschaftliche Ballonflüge und kostenlos Luftballons, die wiederholt durchgeführt wurden, um direkte Beobachtungen des Zustands meteorologischer Elemente in der freien Atmosphäre durchzuführen, obwohl sie eine Reihe sehr wertvoller Daten für das Verständnis des Lebens der Atmosphäre und der sie regelnden Gesetze lieferten, hatten diese Flüge jedoch nur sehr begrenzte Ergebnisse Verwendung im Alltag aufgrund der damit verbundenen erheblichen Kosten sowie der Schwierigkeit, große Höhen zu erreichen. Die Erfolge der Luftfahrt stellten dringende Anforderungen an die Klärung des Zustands meteorologischer Elemente und Kapitel. arr. Windrichtung und -geschwindigkeit in verschiedenen Höhen in freier Atmosphäre usw. die Bedeutung der aerologischen Forschung hervorheben. Es wurden spezielle Institute gegründet und spezielle Methoden zum Heben von Aufnahmegeräten unterschiedlicher Bauart entwickelt, die auf Drachen oder mit speziellen, mit Wasserstoff gefüllten Gummiballons in die Höhe gehoben werden. Aufzeichnungen solcher Rekorder liefern Informationen über den Zustand von Druck, Temperatur und Luftfeuchtigkeit sowie über Luftgeschwindigkeiten und -richtung in verschiedenen Höhen der Atmosphäre. In Fällen, in denen nur Informationen über den Wind in verschiedenen Schichten erforderlich sind, werden Beobachtungen über kleine Pilotballons durchgeführt, die frei vom Beobachtungsort abgelassen werden. Angesichts der enormen Bedeutung solcher Beobachtungen für die Zwecke Lufttransport Das Observatorium organisiert ein ganzes Netzwerk aerologischer Punkte. An Observatorien erfolgt die Verarbeitung der Ergebnisse der durchgeführten Beobachtungen sowie die Lösung einer Reihe von Problemen von theoretischer und praktischer Bedeutung im Zusammenhang mit der Bewegung der Atmosphäre. Auch systematische Beobachtungen an hochgelegenen Observatorien liefern Material zum Verständnis der Gesetze der atmosphärischen Zirkulation. Darüber hinaus sind solche Höhenobservatorien wichtig für Fragen der Speisung von Gletscherflüssen und der damit verbundenen Bewässerung, die beispielsweise in Halbwüstenklimaten in Zentralasien wichtig ist.
Kommen wir zu den Beobachtungen der Elemente der atmosphärischen Elektrizität, die in Observatorien durchgeführt werden, muss darauf hingewiesen werden, dass diese in direktem Zusammenhang mit der Radioaktivität stehen und darüber hinaus eine gewisse Bedeutung für die Entwicklung der Landwirtschaft haben. Ernten Der Zweck dieser Beobachtungen besteht darin, die Radioaktivität und den Ionisierungsgrad der Luft zu messen sowie den elektrischen Zustand des auf den Boden fallenden Niederschlags zu bestimmen. Alle im elektrischen Feld der Erde auftretenden Störungen führen zu Störungen der drahtlosen und manchmal sogar drahtgebundenen Kommunikation. Observatorien in Küstenorte Ihr Arbeits- und Forschungsprogramm umfasst das Studium der Meereshydrologie sowie Beobachtungen und Vorhersagen über den Zustand des Meeres, der für die Zwecke des Seeverkehrs von unmittelbarer Bedeutung ist.
Neben der Gewinnung von Beobachtungsmaterial, deren Aufbereitung und möglichen Schlussfolgerungen erscheint es in vielen Fällen notwendig, in der Natur beobachtete Phänomene einer experimentellen und theoretischen Untersuchung zu unterziehen. Dabei handelt es sich um Aufgaben der Labor- und Mathematikforschung, die von Observatorien durchgeführt werden. In Laborexperimenten ist es manchmal möglich, das eine oder andere atmosphärische Phänomen zu reproduzieren und die Bedingungen seines Auftretens und seine Ursachen umfassend zu untersuchen. In diesem Zusammenhang können wir beispielsweise auf die Arbeiten verweisen, die am Geophysikalischen Hauptobservatorium zur Untersuchung des Phänomens durchgeführt wurden Bodeneis und Festlegung von Maßnahmen zur Bekämpfung dieses Phänomens. Ebenso wurde im Observatoriumslabor die Frage der Abkühlgeschwindigkeit eines erhitzten Körpers in einem Luftstrom untersucht, die in direktem Zusammenhang mit der Lösung des Problems der Wärmeübertragung in der Atmosphäre steht. Schließlich findet die mathematische Analyse breite Anwendung bei der Lösung einer Reihe von Problemen im Zusammenhang mit Prozessen und verschiedenen Phänomenen, die unter atmosphärischen Bedingungen auftreten, beispielsweise Zirkulation, turbulente Bewegung usw. Abschließend geben wir eine Liste der Observatorien in der UdSSR . An erster Stelle ist das 1849 gegründete Geophysikalische Hauptobservatorium (Leningrad) zu nennen; daneben befindet sich als Landeszweig die Sternwarte in Sluzk. Diese Institutionen nehmen Aufgaben im Ausmaß der gesamten Union wahr. Darüber hinaus wurden eine Reihe von Observatorien mit Funktionen von republikanischer, regionaler oder regionaler Bedeutung organisiert: das Geophysikalische Institut in Moskau, das Zentralasiatische Meteorologische Institut in Taschkent, das Geophysikalische Observatorium in Tiflis, Charkow, Kiew, Swerdlowsk, Irkutsk und Wladiwostok von den Geophysikalischen Instituten in Saratow für Nischni Nowgorod, Wolgagebiet und in Nowosibirsk für Westsibirien. Es gibt eine Reihe von Observatorien auf den Meeren – in Archangelsk und ein neu organisiertes Observatorium in Aleksandrowsk für das nördliche Becken, in Kronstadt – für die Ostsee, in Sewastopol und Feodosia – für das Schwarze und Asowsche Meere, in Baku - für das Kaspische Meer und in Wladiwostok - für Pazifik See. Auch eine Reihe ehemaliger Universitäten verfügen über Observatorien mit Schwerpunkt auf dem Gebiet der Meteorologie und Geophysik im Allgemeinen – Kasan, Odessa, Kiew, Tomsk. Alle diese Observatorien führen nicht nur Beobachtungen an einem Punkt durch, sondern organisieren auch unabhängige oder komplexe Expeditionsforschung zu verschiedenen Themen und Abteilungen der Geophysik, die wesentlich zur Erforschung der Produktivkräfte der UdSSR beiträgt.
Seismisches Observatorium
Seismisches Observatorium dient der Aufzeichnung und Untersuchung von Erdbeben. Das Hauptinstrument bei der Messung von Erdbeben ist ein Seismograph, der automatisch alle in einer bestimmten Ebene auftretenden Erschütterungen aufzeichnet. Daher handelt es sich um eine Reihe von drei Geräten, von denen zwei horizontale Pendel sind, die die Bewegungs- oder Geschwindigkeitskomponenten erfassen und aufzeichnen, die in Richtung des Meridians (NS) und parallel (EW) auftreten, und das dritte ein vertikales Pendel zur Aufzeichnung ist B. vertikaler Verschiebungen, ist notwendig und ausreichend, um die Frage nach der Lage der epizentralen Region und der Art des aufgetretenen Erdbebens zu klären. Leider sind die meisten seismischen Stationen nur mit Instrumenten zur Messung horizontaler Komponenten ausgestattet. Die allgemeine Organisationsstruktur des Erdbebendienstes in der UdSSR ist wie folgt. An der Spitze des Ganzen steht das Seismische Institut, das in der Akademie der Wissenschaften der UdSSR in Leningrad angesiedelt ist. Letzterer verwaltet die wissenschaftlichen und praktischen Aktivitäten von Beobachtungspunkten – seismischen Observatorien und verschiedenen Stationen in bestimmten Regionen des Landes und führt Beobachtungen nach einem bestimmten Programm durch. Das Zentrale Seismische Observatorium in Pulkovo beschäftigt sich einerseits mit der Erstellung regelmäßiger und kontinuierlicher Beobachtungen aller drei Komponenten der Bewegung der Erdkruste durch mehrere Serien von Aufzeichnungsinstrumenten, andererseits führt es vergleichende Beobachtungen durch Untersuchung von Geräten und Methoden zur Verarbeitung von Seismogrammen. Darüber hinaus gibt es auf der Grundlage eigener Studien und Erfahrungen Anweisungen für andere Stationen im seismischen Netzwerk. Entsprechend der wichtigen Rolle, die dieses Observatorium bei der seismischen Erforschung des Landes spielt, verfügt es über einen speziell errichteten unterirdischen Pavillon, so dass alle äußeren Einflüsse – Temperaturschwankungen, Vibrationen des Gebäudes aufgrund von Windstößen usw. – eliminiert werden . Einer der Säle dieses Pavillons ist von den Wänden und dem Boden des Hauptgebäudes isoliert und beherbergt die wichtigsten, sehr empfindlichen Geräte. In der Praxis der modernen Seismometrie sind die vom Akademiemitglied B. B. Golitsyn entworfenen Instrumente von großer Bedeutung. Bei diesen Geräten kann die Bewegung von Pendeln nicht mechanisch, sondern mit Hilfe der sogenannten erfasst werden Galvanometrische Registrierung, bei dem eine Änderung des elektrischen Zustands in einer Spule auftritt, die sich zusammen mit dem Seismographenpendel im Magnetfeld eines starken Magneten bewegt. Über Drähte ist jede Spule mit einem Galvanometer verbunden, dessen Nadel mit der Bewegung des Pendels schwingt. Ein an der Galvanometernadel angebrachter Spiegel ermöglicht es, die im Gerät auftretenden Veränderungen direkt oder durch fotografische Aufzeichnung zu überwachen. Das. Es besteht keine Notwendigkeit, den Raum mit Instrumenten zu betreten und dadurch das Gleichgewicht in den Instrumenten durch Luftströmungen zu stören. Bei dieser Installation können Geräte eine sehr hohe Empfindlichkeit aufweisen. Darüber hinaus sind Seismographen mit mechanische Registrierung. Ihr Design ist grober, die Empfindlichkeit ist viel geringer und mit Hilfe dieser Geräte ist es möglich, die Aufzeichnungen hochempfindlicher Geräte bei verschiedenen Arten von Fehlern zu kontrollieren und vor allem wiederherzustellen. Neben der laufenden Arbeit führt die Zentralsternwarte auch zahlreiche Spezialstudien von wissenschaftlicher und angewandter Bedeutung durch.
Observatorien oder Stationen der 1. Kategorie sind für die Aufzeichnung weit entfernter Erdbeben gedacht. Sie sind mit Instrumenten ausreichend hoher Empfindlichkeit ausgestattet und verfügen in den meisten Fällen über einen Instrumentensatz für die drei Komponenten der Erdbewegung. Die synchrone Aufzeichnung der Messwerte dieser Instrumente ermöglicht die Bestimmung des Austrittswinkels seismischer Strahlen, und aus den Aufzeichnungen eines vertikalen Pendels kann man die Frage nach der Natur der Welle entscheiden, d. h. bestimmen, wann eine Kompression oder Verdünnung vorliegt Welle naht. Einige dieser Sender verfügen noch über Instrumente zur mechanischen Aufnahme, also weniger empfindlich. Eine Reihe von Stationen befassen sich neben allgemeinen auch mit lokalen Fragen von erheblicher praktischer Bedeutung, beispielsweise kann man in Makejewka (Donbass) laut Instrumentenaufzeichnungen einen Zusammenhang zwischen seismischen Phänomenen und der Freisetzung von Schlagwettergasen feststellen; Anlagen in Baku ermöglichen es, den Einfluss seismischer Phänomene auf das Regime von Ölquellen usw. zu bestimmen. Alle diese Observatorien veröffentlichen unabhängige Bulletins, in denen zusätzlich zu allgemeine InformationenÜber die Position der Station und über die Instrumente werden Informationen zu Erdbeben gegeben, die die Zeitpunkte des Einsetzens von Wellen unterschiedlicher Ordnung, aufeinanderfolgende Maxima in der Hauptphase, Nebenmaxima usw. angeben. Darüber hinaus werden Daten zu den Eigenverschiebungen des Bodens während angegeben Erdbeben werden gemeldet.
Endlich seismische Beobachtungspunkte 2. Kategorie sollen Erdbeben erfassen, die nicht besonders weit entfernt oder gar lokal sind. Aus diesem Grund befinden sich diese Stationen in Kap. arr. in seismischen Gebieten, wie in unserer Union der Kaukasus, Turkestan, Altai, Baikal, die Halbinsel Kamtschatka und die Insel Sachalin. Diese Stationen sind mit schweren Pendeln mit mechanischer Registrierung ausgestattet und verfügen über spezielle halbunterirdische Pavillons für Installationen; Sie bestimmen den Zeitpunkt des Einsetzens von Primär-, Sekundär- und Langwellen sowie die Entfernung zum Epizentrum. Alle diese seismischen Observatorien dienen auch als Zeitdienste, da Instrumentenbeobachtungen mit einer Genauigkeit von wenigen Sekunden geschätzt werden.
Unter anderen Themen, mit denen sich spezielle Observatorien befassen, weisen wir auf die Untersuchung der Mond-Sonnen-Anziehungen hin, d. h. der Gezeitenbewegungen der Erdkruste, ähnlich den im Meer beobachteten Phänomenen von Ebbe und Flut. Für diese Beobachtungen wurde übrigens auf einem Hügel in der Nähe von Tomsk ein spezielles Observatorium errichtet und hier 4 Horizontalpendel des Zellner-Systems in 4 verschiedenen Azimuten installiert. Mit Hilfe spezieller seismischer Anlagen wurden Beobachtungen der Schwingungen von Gebäudewänden unter dem Einfluss von Dieselmotoren, Beobachtungen der Schwingungen von Brückenwiderlagern, insbesondere Eisenbahnbrücken, während sich Züge daran entlang bewegten, Beobachtungen des Regimes durchgeführt Mineralquellen usw. In jüngster Zeit haben seismische Observatorien spezielle Expeditionsbeobachtungen durchgeführt, um die Lage und Verteilung unterirdischer Schichten zu untersuchen sehr wichtig bei der Suche nach Mineralien, insbesondere wenn diese Beobachtungen von gravimetrischen Arbeiten begleitet werden. Schließlich ist eine wichtige Expeditionsarbeit seismischer Observatorien die Erstellung hochpräziser Nivellierungen in Gebieten, die erheblichen seismischen Phänomenen ausgesetzt sind, da wiederholte Arbeiten in diesen Gebieten eine genaue Bestimmung des Ausmaßes der dadurch aufgetretenen horizontalen und vertikalen Verschiebungen ermöglichen B. eines bestimmten Erdbebens, und um eine Prognose für weitere Verschiebungen und Erdbebenphänomene zu erstellen.
OBSERVATORIUM
eine Institution, in der Wissenschaftler Naturphänomene beobachten, untersuchen und analysieren. Am bekanntesten sind astronomische Observatorien zur Untersuchung von Sternen, Galaxien, Planeten und anderen Himmelsobjekten. Es gibt auch meteorologische Observatorien zur Wetterbeobachtung; geophysikalische Observatorien zur Untersuchung atmosphärischer Phänomene, insbesondere Polarlichter; seismische Stationen zur Aufzeichnung von Schwingungen, die durch Erdbeben und Vulkane in der Erde angeregt werden; Observatorien zur Beobachtung kosmischer Strahlung und Neutrinos. Viele Observatorien sind nicht nur mit seriellen Instrumenten zur Aufzeichnung natürlicher Phänomene ausgestattet, sondern auch mit einzigartigen Instrumenten, die unter bestimmten Beobachtungsbedingungen höchste Empfindlichkeit und Genauigkeit bieten. Früher wurden Observatorien in der Regel in der Nähe von Universitäten errichtet, doch dann begannen sie, sich an Orten mit den besten Bedingungen für die Beobachtung der untersuchten Phänomene zu befinden: seismische Observatorien – an den Hängen von Vulkanen, meteorologische – gleichmäßig über den Globus verteilt , Polarlicht (zur Beobachtung von Polarlichtern) - in einer Entfernung von etwa 2000 km vom Magnetpol der nördlichen Hemisphäre, wo ein Streifen intensiver Polarlichter verläuft. Astronomische Observatorien, die optische Teleskope zur Analyse des Lichts kosmischer Quellen verwenden, benötigen eine saubere, trockene Atmosphäre ohne künstliches Licht und werden daher in der Regel hoch in den Bergen gebaut. Radioobservatorien liegen oft in tiefen Tälern, die von allen Seiten durch Berge vor künstlichen Funkstörungen geschützt sind. Da die Observatorien jedoch qualifiziertes Personal beschäftigen und regelmäßig Wissenschaftler kommen, versuchen sie, wenn möglich, die Observatorien nicht zu weit von wissenschaftlichen und wissenschaftlichen Einrichtungen entfernt zu platzieren Kulturzentren und Verkehrsknotenpunkte. Mit der Entwicklung der Kommunikation verliert dieses Problem jedoch immer mehr an Relevanz. In diesem Artikel geht es um astronomische Observatorien. Weitere Informationen zu Observatorien und anderen Arten von wissenschaftlichen Stationen finden Sie in den Artikeln:
EXTRA-ATMOSPHÄREN-ASTRONOMIE;
VULKANE;
GEOLOGIE;
ERDBEBEN;
METEOROLOGIE UND KLIMATOLOGIE;
NEUTRIN-ASTRONOMIE;
RADARASTRONOMIE;
RADIOASTRONOMIE.
GESCHICHTE DER ASTRONOMISCHEN OBSERVATORIEN UND TELESKOPE
Antike Welt. Die ältesten Fakten astronomischer Beobachtungen, die uns erreicht haben, werden mit den alten Zivilisationen des Nahen Ostens in Verbindung gebracht. Durch die Beobachtung, Aufzeichnung und Analyse der Bewegung von Sonne und Mond am Himmel behielten die Priester die Zeit und den Kalender im Auge, sagten wichtige Jahreszeiten für die Landwirtschaft voraus und erstellten auch astrologische Vorhersagen. Sie maßen die Bewegungen von Himmelskörpern mit Hilfe einfacher Instrumente und stellten fest, dass die relative Position der Sterne am Himmel unverändert bleibt, Sonne, Mond und Planeten sich jedoch relativ zu den Sternen bewegen, und zwar auf sehr komplexe Weise. Die Priester bemerkten seltene Himmelsphänomene: Mond- und Sonnenfinsternisse, das Erscheinen von Kometen und neuen Sternen. Astronomische Beobachtungen, die praktischen Nutzen bringen und zur Gestaltung von Weltanschauungen beitragen, fanden sowohl bei religiösen Autoritäten als auch bei zivilen Herrschern verschiedener Nationen eine gewisse Unterstützung. Viele erhaltene Tontafeln aus dem alten Babylon und Sumer dokumentieren astronomische Beobachtungen und Berechnungen. Damals wie heute diente das Observatorium gleichzeitig als Werkstatt, Instrumentenlager und Datenerfassungszentrum. siehe auch
ASTROLOGIE;
JAHRESZEITEN ;
ZEIT ;
KALENDER . Über astronomische Instrumente, die vor der Ptolemäerzeit (ca. 100 – ca. 170 n. Chr.) verwendet wurden, ist wenig bekannt. Ptolemaios sammelte zusammen mit anderen Wissenschaftlern in der riesigen Bibliothek von Alexandria (Ägypten) viele verstreute astronomische Aufzeichnungen aus diesem Jahr verschiedene Länder in den vergangenen Jahrhunderten. Anhand der Beobachtungen von Hipparchos und seinen eigenen erstellte Ptolemaios einen Katalog der Positionen und Helligkeiten von 1022 Sternen. In Anlehnung an Aristoteles stellte er die Erde in den Mittelpunkt der Welt und glaubte, dass sich alle Himmelskörper um sie drehen. Zusammen mit seinen Kollegen führte Ptolemaios systematische Beobachtungen sich bewegender Sterne (Sonne, Mond, Merkur, Venus, Mars, Jupiter, Saturn) durch und entwickelte eine detaillierte mathematische Theorie, um ihre zukünftige Position im Verhältnis zu den „Fixsternen“ vorherzusagen. Mit seiner Hilfe berechnete Ptolemaios Bewegungstabellen der Leuchten, die dann mehr als tausend Jahre lang verwendet wurden.
siehe auch Hipparchos. Um die leicht unterschiedlichen Größen von Sonne und Mond zu messen, verwendeten Astronomen einen geraden Balken mit einem verschiebbaren Sucher in Form einer dunklen Scheibe oder Platte mit einem runden Loch. Der Beobachter richtete den Balken auf das Ziel und bewegte das Visier daran entlang, um sicherzustellen, dass das Loch genau der Größe der Leuchte entsprach. Ptolemaios und seine Kollegen verbesserten viele astronomische Instrumente. Sie führten sorgfältige Beobachtungen mit ihnen durch und nutzten die Trigonometrie, um instrumentelle Messwerte in Positionswinkel umzuwandeln. So erreichten sie eine Messgenauigkeit von etwa 10 Zoll.
(siehe auch PTOLEMÄUS Claudius).
Mittelalter. Aufgrund der politischen und gesellschaftlichen Umbrüche der Spätantike und des frühen Mittelalters kam die Entwicklung der Astronomie im Mittelmeerraum zum Erliegen. Die Kataloge und Tabellen des Ptolemäus blieben erhalten, aber immer weniger Menschen wussten, wie man sie benutzte, und Beobachtungen und Aufzeichnungen astronomischer Ereignisse wurden immer seltener. Doch im Nahen Osten und in Zentralasien blühte die Astronomie auf und es wurden Observatorien gebaut. Im 8. Jahrhundert. Abdallah al-Mamun gründete in Bagdad ein Haus der Weisheit, ähnlich der Bibliothek von Alexandria, und richtete zugehörige Observatorien in Bagdad und Syrien ein. Dort studierten und entwickelten mehrere Generationen von Astronomen die Arbeit des Ptolemäus. Ähnliche Institutionen erlebten im 10. und 11. Jahrhundert ihre Blütezeit. in Kairo. Der Höhepunkt dieser Ära war das gigantische Observatorium in Samarkand (heute Usbekistan). Dort baute Ulukbek (1394-1449), der Enkel des asiatischen Eroberers Tamerlane (Timur), einen riesigen Sextanten mit einem Radius von 40 m in Form eines nach Süden ausgerichteten Grabens von 51 cm Breite mit Marmorwänden und führte Beobachtungen durch die Sonne mit beispielloser Genauigkeit. Er nutzte mehrere kleinere Instrumente, um die Sterne, den Mond und die Planeten zu beobachten.
Wiederbelebung. In der islamischen Kultur des 15. Jahrhunderts. Die Astronomie blühte auf Westeuropa hat diese großartige Schöpfung der Antike wiederentdeckt.
Kopernikus. Nikolaus Kopernikus (1473–1543), inspiriert von der Einfachheit der Prinzipien Platons und anderer griechischer Philosophen, blickte mit Misstrauen und Besorgnis auf das geozentrische System des Ptolemäus, das umständliche mathematische Berechnungen erforderte, um die scheinbaren Bewegungen der Himmelskörper zu erklären. Kopernikus schlug in Anlehnung an den Ansatz von Ptolemäus vor, die Sonne in den Mittelpunkt des Systems zu stellen und die Erde als Planeten zu betrachten. Dies vereinfachte die Sache erheblich, löste jedoch eine tiefgreifende Revolution im Bewusstsein der Menschen aus (siehe auch COPERNIUS Nikolaus).
Ruhiger Brahe. Der dänische Astronom T. Brahe (1546-1601) war entmutigt durch die Tatsache, dass die Theorie von Kopernikus die Positionen der Himmelskörper genauer vorhersagte als die Theorie von Ptolemäus, aber immer noch nicht ganz korrekt. Er glaubte, dass genauere Beobachtungsdaten das Problem lösen würden, und überzeugte König Friedrich II., ihm Pater zu geben. Ven in der Nähe von Kopenhagen. Dieses Observatorium namens Uraniborg (Schloss im Himmel) enthielt viele stationäre Instrumente, Werkstätten, eine Bibliothek, ein Chemielabor, Schlafzimmer, ein Esszimmer und eine Küche. Tycho besaß sogar eine eigene Papierfabrik und Druckerei. 1584 baute er ein neues Beobachtungsgebäude – Stjerneborg (Sternschloss), wo er die größten und fortschrittlichsten Instrumente sammelte. Es handelte sich zwar um Instrumente vom gleichen Typ wie zur Zeit des Ptolemäus, doch Tycho steigerte ihre Genauigkeit erheblich, indem er Holz durch Metalle ersetzte. Er führte besonders präzise Visierungen und Maßstäbe ein und entwickelte mathematische Methoden zur Kalibrierung von Beobachtungen. Tycho und seine Assistenten, die Himmelskörper mit bloßem Auge beobachteten, erreichten mit ihren Instrumenten eine Messgenauigkeit von 1. Sie maßen systematisch die Positionen der Sterne und beobachteten die Bewegungen von Sonne, Mond und Planeten und sammelten Beobachtungsdaten mit beispielloser Beharrlichkeit und Genauigkeit
(siehe auch BRAHE Tycho).
Kepler. Beim Studium der Daten von Tycho entdeckte I. Kepler (1571-1630), dass die beobachtete Drehung der Planeten um die Sonne nicht als Bewegung in Kreisen dargestellt werden kann. Kepler hatte großen Respekt vor den in Uraniborg erzielten Ergebnissen und lehnte daher die Idee ab, dass kleine Abweichungen zwischen den berechneten und beobachteten Positionen der Planeten durch Fehler in Tychos Beobachtungen verursacht werden könnten. Kepler setzte seine Suche fort und entdeckte, dass sich die Planeten in Ellipsen bewegen, und legte damit den Grundstein für eine neue Astronomie und Physik
(siehe auch KEPLER Johann; KEPLERS GESETZE). Die Arbeit von Tycho und Kepler nahm viele Merkmale der modernen Astronomie vorweg, beispielsweise die Einrichtung spezialisierter Observatorien mit staatlicher Unterstützung; Instrumente, auch traditionelle, zur Perfektion bringen; Einteilung der Wissenschaftler in Beobachter und Theoretiker. Neue Funktionsprinzipien wurden ebenso etabliert wie neue Technologien: Das Teleskop kam dem Auge in der Astronomie zugute.
Das Aufkommen von Teleskopen. Die ersten brechenden Teleskope. Im Jahr 1609 begann Galilei mit der Nutzung seines ersten selbstgebauten Teleskops. Galileis Beobachtungen leiteten die Ära der visuellen Erforschung der Himmelskörper ein. Bald verbreiteten sich Teleskope in ganz Europa. Neugierige Menschen stellten sie selbst her oder bestellten sie bei Handwerkern und errichteten kleine persönliche Observatorien, meist in ihren eigenen vier Wänden
(siehe auch GALILEO Galileo). Galileos Teleskop wurde Refraktor genannt, weil die Lichtstrahlen darin gebrochen werden (lateinisch refractus – gebrochen) und durch mehrere Glaslinsen gelangen. Im einfachsten Design sammelt das vordere Linsenobjektiv Strahlen an einem Brennpunkt und erzeugt dort ein Bild eines Objekts. Die in der Nähe des Auges befindliche Okularlinse dient als Lupe zum Betrachten dieses Bildes. Im Galileo-Teleskop war das Okular eine Negativlinse, die ein direktes Bild von eher schlechter Qualität mit kleinem Sichtfeld lieferte. Kepler und Descartes entwickelten die Theorie der Optik, und Kepler schlug ein Teleskopdesign mit umgekehrtem Bild, aber einem viel größeren Sichtfeld und einer viel größeren Vergrößerung als Galileo vor. Dieses Design löste schnell das vorherige ab und wurde zum Standard für astronomische Teleskope. Beispielsweise nutzte der polnische Astronom Jan Hevelius (1611-1687) 1647 Kepler-Teleskope mit einer Länge von 2,5 bis 3,5 Metern, um den Mond zu beobachten. Zunächst installierte er sie in einem kleinen Türmchen auf dem Dach seines Hauses in Danzig (Polen), später auf einem Gelände mit zwei Beobachtungsposten, von denen einer rotierend war (siehe auch HEVELIUS Jan). In Holland bauten Christiaan Huygens (1629-1695) und sein Bruder Constantin sehr lange Teleskope mit Linsen von nur wenigen Zoll Durchmesser, aber enormen Brennweiten. Dies verbesserte die Bildqualität, erschwerte jedoch die Arbeit mit dem Tool. In den 1680er Jahren experimentierte Huygens mit 37-Meter- und 64-Meter-„Luftteleskopen“, deren Linsen auf der Spitze eines Mastes platziert und mit Hilfe eines langen Stocks oder von Seilen gedreht wurden und das Okular einfach festgehalten wurde die Hände (siehe auch HUYGENS Christian). Mit Objektiven von D. Campani machte J.D. Cassini (1625-1712) in Bologna und später in Paris Beobachtungen mit 30 und 41 m langen Flugteleskopen und demonstrierte deren unbestrittene Vorteile trotz der Komplexität der Arbeit mit ihnen. Die Beobachtungen wurden durch die Vibration des Mastes mit der Linse, die Schwierigkeiten beim Ausrichten mit Hilfe von Seilen und Kabeln sowie die Inhomogenität und Turbulenz der Luft zwischen Linse und Okular, die besonders stark war, erheblich erschwert das Fehlen einer Röhre. Newton, das Spiegelteleskop und die Theorie der Schwerkraft. In den späten 1660er Jahren versuchte I. Newton (1643-1727), die Natur des Lichts im Zusammenhang mit den Problemen von Refraktoren zu entschlüsseln. Er entschied fälschlicherweise, dass die chromatische Aberration, d. h. Die Unfähigkeit einer Linse, Strahlen aller Farben in einem Fokus zu sammeln, ist grundsätzlich unumkehrbar. Deshalb baute Newton das erste funktionsfähige Spiegelteleskop, bei dem ein konkaver Spiegel die Rolle eines Objektivs statt einer Linse spielte, der das Licht in einem Fokus sammelt, wo das Bild durch ein Okular betrachtet werden kann. Newtons wichtigster Beitrag zur Astronomie war jedoch seine theoretische Arbeit, die zeigte, dass die Keplerschen Gesetze der Planetenbewegung ein Sonderfall des universellen Gravitationsgesetzes sind. Newton formulierte dieses Gesetz und entwickelte mathematische Techniken, um die Bewegung von Planeten genau zu berechnen. Dies regte die Entstehung neuer Observatorien an, in denen die Positionen des Mondes, der Planeten und ihrer Satelliten mit höchster Genauigkeit gemessen und Newtons Theorie genutzt wurde, um die Elemente ihrer Umlaufbahnen zu verfeinern und ihre Bewegungen vorherzusagen.
siehe auch
HIMMELSMECHANIK;
SCHWERE;
NEWTON Isaac.
Uhr, Mikrometer und Zielfernrohr. Nicht weniger wichtig als die Verbesserung des optischen Teils des Teleskops war die Verbesserung seiner Montierung und Ausrüstung. Für astronomische Messungen wurden Pendeluhren notwendig, die nach der Ortszeit laufen konnten, die aus einigen Beobachtungen ermittelt und bei anderen verwendet wurde.
(siehe auch UHR). Mit einem Fadenmikrometer war es möglich, sehr kleine Winkel bei der Beobachtung durch das Okular eines Teleskops zu messen. Um die Genauigkeit der Astrometrie zu erhöhen, spielte die Kombination des Teleskops mit einer Armillarsphäre, einem Sextanten und anderen goniometrischen Instrumenten eine wichtige Rolle. Als das bloße Auge durch kleine Teleskope ersetzt wurde, entstand der Bedarf an einer viel präziseren Herstellung und Unterteilung der Winkelskalen. Vor allem als Reaktion auf die Bedürfnisse europäischer Observatorien hat sich die Produktion kleiner, hochpräziser Werkzeugmaschinen entwickelt
(siehe auch MESSGERÄTE).
Staatliche Observatorien. Verbesserung astronomischer Tabellen. Aus der zweiten Hälfte des 17. Jahrhunderts. Für Navigations- und Kartografiezwecke begannen die Regierungen verschiedener Länder mit der Einrichtung staatlicher Observatorien. An der Königlichen Akademie der Wissenschaften, die 1666 von Ludwig Im Jahr 1669 wurde auf Initiative von Minister J.-B. Colbert das Königliche Observatorium in Paris gegründet. Es wurde von vier bemerkenswerten Generationen von Cassini geführt, beginnend mit Jean Dominique. Im Jahr 1675 wurde das Royal Greenwich Observatory unter der Leitung des ersten Royal Astronomen D. Flamsteed (1646-1719) gegründet. Zusammen mit der Royal Society, die ihre Tätigkeit im Jahr 1647 aufnahm, wurde sie zum Zentrum der astronomischen und geodätischen Forschung in England. In den gleichen Jahren wurden Observatorien in Kopenhagen (Dänemark), Lund (Schweden) und Danzig (Polen) gegründet (siehe auch FLEMSTED John). Das wichtigste Ergebnis der Aktivitäten der ersten Observatorien waren Ephemeriden – Tabellen mit vorberechneten Positionen von Sonne, Mond und Planeten, die für die Kartographie, Navigation und grundlegende astronomische Forschung notwendig waren.
Einführung der Standardzeit. Staatliche Observatorien wurden zu Hütern der Standardzeit, die zunächst über optische Signale (Flaggen, Signalkugeln), später per Telegraph und Radio verbreitet wurde. Die aktuelle Tradition des Mitternachts-Ballabwurfs an Heiligabend geht auf die Zeit zurück, als zu einer genau festgelegten Zeit Signalbälle vom hohen Mast auf dem Dach des Observatoriums heruntergeworfen wurden, um den Kapitänen der Schiffe im Hafen die Möglichkeit zu geben, ihre Signale zu überprüfen Chronometer vor dem Segeln.
Bestimmung von Längengraden. Eine äußerst wichtige Aufgabe staatlicher Observatorien jener Zeit war die Bestimmung der Koordinaten Seeschiffe. Die geografische Breite lässt sich leicht anhand des Winkels des Nordsterns über dem Horizont ermitteln. Der Längengrad ist jedoch viel schwieriger zu bestimmen. Einige Methoden basierten auf den Zeitpunkten der Sonnenfinsternisse der Jupitermonde; andere - über die Position des Mondes relativ zu den Sternen. Die zuverlässigsten Methoden erforderten jedoch hochpräzise Chronometer, die während der Reise die Observatoriumszeit in der Nähe des Ausgangshafens einhalten konnten.
Entwicklung der Observatorien Greenwich und Paris. Im 19. Jahrhundert Staatliche und einige private Observatorien in Europa blieben die wichtigsten astronomischen Zentren. In der Liste der Observatorien von 1886 finden wir 150 in Europa, 42 in Nordamerika und 29 anderswo. Das Greenwich Observatory verfügte Ende des Jahrhunderts über einen 76-cm-Reflektor, 71-, 66- und 33-cm-Refraktoren und viele Hilfsinstrumente. Sie beschäftigte sich aktiv mit Astrometrie, Zeitmanagement, Sonnenphysik und Astrophysik sowie Geodäsie, Meteorologie, magnetischen und anderen Beobachtungen. Auch das Pariser Observatorium verfügte über präzise, moderne Instrumente und führte ähnliche Programme wie in Greenwich durch.
Neue Observatorien. Das 1839 erbaute Pulkowo-Observatorium der Kaiserlichen Akademie der Wissenschaften in St. Petersburg erlangte schnell Respekt und Ehre. Sein wachsendes Team war in den Bereichen Astrometrie, Bestimmung fundamentaler Konstanten, Spektroskopie, Zeitdienste und einer Vielzahl geophysikalischer Programme tätig. Das 1874 eröffnete Potsdamer Observatorium in Deutschland entwickelte sich bald zu einer maßgeblichen Organisation berühmt für ihre Werke zu Sonnenphysik, Astrophysik und fotografischen Himmelsdurchmusterungen.
Bau großer Teleskope. Reflektor oder Refraktor? Obwohl Newtons Spiegelteleskop eine wichtige Erfindung war, wurde es von Astronomen mehrere Jahrzehnte lang nur als Ergänzung zu Refraktoren wahrgenommen. Zunächst wurden Reflektoren von Beobachtern selbst für ihre eigenen kleinen Observatorien hergestellt. Aber bis zum Ende des 18. Jahrhunderts. Die junge optische Industrie nahm dies auf und erkannte den Bedarf der wachsenden Zahl von Astronomen und Vermessern. Beobachter konnten aus einer Vielzahl von Reflektor- und Refraktortypen wählen, die jeweils Vor- und Nachteile hatten. Refraktor-Teleskope mit Linsen aus hochwertigem Glas lieferten bessere Bilder als Reflektoren und ihr Tubus war kompakter und steifer. Aber Reflektoren konnten mit einem viel größeren Durchmesser hergestellt werden, und die Bilder in ihnen wurden nicht wie bei Refraktoren durch farbige Ränder verzerrt. Der Reflektor erleichtert das Erkennen schwacher Objekte, da im Glas kein Lichtverlust auftritt. Allerdings wurde die Spekulumlegierung, aus der Spiegel hergestellt wurden, schnell angelaufen und musste häufig nachpoliert werden (damals wusste man noch nicht, wie man die Oberfläche mit einer dünnen Spiegelschicht bedeckt).
Herschel. In den 1770er Jahren baute der akribische und beharrliche Autodidakt W. Herschel mehrere Newton-Teleskope und vergrößerte den Durchmesser auf 46 cm und die Brennweite auf 6 m. Die hohe Qualität seiner Spiegel ermöglichte den Einsatz sehr hoher Vergrößerungen. Mit einem seiner Teleskope entdeckte Herschel den Planeten Uranus sowie Tausende Doppelsterne und Nebel. In diesen Jahren wurden viele Teleskope gebaut, aber in der Regel wurden sie von einzelnen Enthusiasten gebaut und genutzt, ohne eine Sternwarte im modernen Sinne zu organisieren
(siehe auch HERSCHEL, WILLIAM). Herschel und andere Astronomen versuchten, größere Reflektoren zu bauen. Doch die massiven Spiegel verbogen sich und verloren ihre Form, als das Teleskop seine Position änderte. Die Grenze für Metallspiegel wurde in Irland von W. Parsons (Lord Ross) erreicht, der für seine Heimatsternwarte einen Reflektor mit einem Durchmesser von 1,8 m herstellte.
Bau großer Teleskope. Ende des 19. Jahrhunderts häuften sich Industriemagnaten und Neureiche der Vereinigten Staaten an. riesigen Reichtum, und einige von ihnen widmeten sich der Philanthropie. So vermachte J. Leake (1796-1876), der durch den Goldrausch ein Vermögen machte, die Gründung eines Observatoriums auf dem Mount Hamilton, 65 km von Santa Cruz (Kalifornien) entfernt. Sein Hauptinstrument war der 91-cm-Refraktor, damals der größte der Welt, der von der berühmten Firma Alvan Clark and Sons hergestellt und 1888 installiert wurde. Und 1896 kam der 36-Zoll-Crossley-Reflektor auf den Markt, damals der größte in den USA dort am Lick-Observatorium tätig. Der Astronom J. Hale (1868-1938) überzeugte den Chicagoer Straßenbahnmagnaten C. Yerkes, den Bau eines noch größeren Observatoriums für die University of Chicago zu finanzieren. Es wurde 1895 in Williams Bay, Wisconsin, mit einem 40-Zoll-Refraktor gegründet, der immer noch und wahrscheinlich für immer der größte der Welt ist (siehe auch HALE George Ellery). Nachdem er das Yerkes-Observatorium gegründet hatte, begann Hale mit großem Engagement, Gelder aus verschiedenen Quellen zu sammeln, darunter auch vom Stahlmagnaten A. Carnegie, um am besten Ort für Beobachtungen in Kalifornien ein Observatorium zu errichten. Ausgestattet mit mehreren von Hale entworfenen Sonnenteleskopen und einem 152-cm-Reflektor wurde das Mount Wilson Observatory in den San Gabriel Mountains nördlich von Pasadena, Kalifornien, bald zu einem astronomischen Mekka. Nachdem Hale die nötige Erfahrung gesammelt hatte, organisierte er die Entwicklung eines Reflektors von beispielloser Größe. Benannt nach dem Hauptsponsor, dem 100-Zoll-Teleskop. Hooker wurde 1917 in Dienst gestellt; Doch zunächst mussten wir viele technische Probleme überwinden, die zunächst unlösbar schienen. Die erste davon bestand darin, eine Glasscheibe der erforderlichen Größe zu gießen und diese langsam abzukühlen, um hochwertiges Glas zu erhalten. Das Schleifen und Polieren des Spiegels, um ihm die gewünschte Form zu verleihen, dauerte mehr als sechs Jahre und erforderte die Entwicklung einzigartiger Maschinen. Die letzte Phase des Polierens und Testens des Spiegels wurde in einem speziellen Raum mit idealer Sauberkeit und Temperaturkontrolle durchgeführt. Die Mechanismen des Teleskops, sein Gebäude und die Kuppel seines Turms, der auf dem 1.700 m hohen Mount Wilson (Mount Wilson) errichtet wurde, galten als technische Wunderwerke der damaligen Zeit. Inspiriert von der hervorragenden Leistung des 100-Zoll-Instruments widmete Hale den Rest seines Lebens dem Bau eines riesigen 200-Zoll-Teleskops. 10 Jahre nach seinem Tod und aufgrund von Verzögerungen durch den Zweiten Weltkrieg wurde das Teleskop fertiggestellt. Heila wurde 1948 auf dem Gipfel des 1.700 Meter hohen Mount Palomar (Mount Palomar), 64 km nordöstlich von San Diego (St. Kalifornien). Es war ein wissenschaftliches und technologisches Wunder jener Zeit. Fast 30 Jahre lang blieb dieses Teleskop das größte der Welt, und viele Astronomen und Ingenieure glaubten, dass es niemals übertroffen werden würde.
Doch das Aufkommen von Computern trug zur weiteren Ausbreitung des Teleskopbaus bei. 1976 nahm das 6-Meter-Teleskop BTA (Large Azimuth Telescope) auf dem 2100 Meter hohen Berg Semirodniki in der Nähe des Dorfes Zelenchukskaya (Nordkaukasus, Russland) seinen Betrieb auf und demonstrierte damit die praktischen Grenzen der „dicken und langlebigen“ Spiegeltechnologie.
Der Weg zum Bau großer Spiegel, die mehr Licht sammeln und damit weiter und besser sehen können, führt über neue Technologien: In den letzten Jahren wurden Methoden zur Herstellung dünner und vorgefertigter Spiegel entwickelt. Dünne Spiegel mit einem Durchmesser von 8,2 m (bei einer Dicke von etwa 20 cm) arbeiten bereits an Teleskopen der Südsternwarte in Chile. Ihre Form wird durch ein komplexes System mechanischer „Finger“ gesteuert, die von einem Computer gesteuert werden. Der Erfolg dieser Technologie hat zur Entwicklung mehrerer ähnlicher Projekte in geführt verschiedene Länder. Um die Idee eines zusammengesetzten Spiegels zu testen, baute das Smithsonian Astrophysical Observatory 1979 ein Teleskop mit einer Linse aus sechs 183-cm-Spiegeln, deren Fläche einem 4,5-Meter-Spiegel entspricht. Dieses auf dem Mount Hopkins, 50 km südlich von Tucson (Arizona), installierte Multispiegelteleskop erwies sich als sehr effektiv, und dieser Ansatz wurde beim Bau von zwei 10-Meter-Teleskopen verwendet. W. Keck am Mauna-Kea-Observatorium (Hawaii-Insel). Jeder riesige Spiegel besteht aus 36 sechseckigen Segmenten mit einem Durchmesser von 183 cm, die von einem Computer gesteuert werden, um ein einziges Bild zu erzeugen. Obwohl die Qualität der Bilder noch nicht hoch ist, ist es möglich, Spektren von sehr weit entfernten und lichtschwachen Objekten zu erhalten, die für andere Teleskope nicht zugänglich sind. Daher ist geplant, Anfang der 2000er Jahre mehrere weitere Multispiegelteleskope mit effektiven Aperturen von 9–25 m in Betrieb zu nehmen.
Auf der Spitze des MAUNA KEA, einem alten Vulkan auf Hawaii, befinden sich Dutzende Teleskope. Astronomen werden hier von der großen Höhe und der sehr trockenen, sauberen Luft angezogen. Unten rechts ist durch den offenen Schlitz des Turms deutlich der Spiegel des Keck-I-Teleskops zu sehen, und unten links ist der Turm des im Bau befindlichen Keck-II-Teleskops zu sehen.
GERÄTEENTWICKLUNG
Foto. Mitte des 19. Jahrhunderts. Mehrere Enthusiasten begannen, die Fotografie zu nutzen, um Bilder aufzuzeichnen, die sie durch ein Teleskop beobachteten. Als die Empfindlichkeit der Emulsionen zunahm, wurden Fotoplatten aus Glas zum Hauptmittel zur Aufzeichnung astrophysikalischer Daten. Zusätzlich zu den traditionellen handgeschriebenen Beobachtungstagebüchern erschienen in Observatorien wertvolle „Glasbibliotheken“. Die Fotoplatte ist in der Lage, schwaches Licht von entfernten Objekten zu sammeln und Details einzufangen, die für das Auge unzugänglich sind. Mit dem Einsatz der Fotografie in der Astronomie wurden neue Arten von Teleskopen erforderlich, beispielsweise Weitwinkelkameras, die große Himmelsbereiche auf einmal aufnehmen konnten, um Fotoatlanten anstelle handgezeichneter Karten zu erstellen. In Kombination mit Reflektoren mit großem Durchmesser ermöglichten die Fotografie und ein Spektrograph die Untersuchung lichtschwacher Objekte. In den 1920er Jahren klassifizierte E. Hubble (1889-1953) mit dem 100-Zoll-Teleskop am Mount Wilson Observatory schwache Nebel und bewies, dass es sich bei vielen von ihnen um Riesengalaxien ähnlich der Milchstraße handelte. Darüber hinaus entdeckte Hubble, dass Galaxien schnell voneinander abweichen. Dies veränderte das Verständnis der Astronomen über die Struktur und Entwicklung des Universums völlig, aber nur wenige Observatorien mit leistungsstarken Teleskopen zur Beobachtung schwacher, entfernter Galaxien waren in der Lage, solche Forschungen durchzuführen.
siehe auch
KOSMOLOGIE;
GALAXIEN;
HUBBLE Edwin Powell;
NEBEL.
Spektroskopie. Die Spektroskopie erschien fast gleichzeitig mit der Fotografie und ermöglichte es Astronomen, ihre chemische Zusammensetzung anhand der Analyse des Sternenlichts zu bestimmen und die Bewegung von Sternen und Galaxien anhand der Doppler-Verschiebung von Linien in Spektren zu untersuchen. Entwicklung der Physik zu Beginn des 20. Jahrhunderts. half bei der Entschlüsselung der Spektrogramme. Erstmals war es möglich, die Zusammensetzung unzugänglicher Himmelskörper zu untersuchen. Es stellte sich heraus, dass diese Aufgabe im Rahmen der Möglichkeiten bescheidener Universitätsobservatorien lag, da kein großes Teleskop erforderlich ist, um die Spektren heller Objekte zu erhalten. So war das Harvard College Observatory eines der ersten, das sich mit Spektroskopie beschäftigte und eine riesige Sammlung von Sternspektren sammelte. Seine Mitarbeiter klassifizierten Tausende Sternspektren und schufen eine Grundlage für die Untersuchung der Sternentwicklung. Durch die Kombination dieser Daten mit der Quantenphysik verstanden Theoretiker die Natur der Quelle stellarer Energie. Im 20. Jahrhundert Es wurden Detektoren für Infrarotstrahlung entwickelt, die von kalten Sternen, von Atmosphären und von der Oberfläche von Planeten stammt. Visuelle Beobachtungen als unzureichend empfindliches und objektives Maß für die Helligkeit von Sternen wurden zunächst durch die fotografische Platte und dann durch elektronische Instrumente ersetzt (siehe auch SPEKTROSKOPIE).
Astronomie nach dem Zweiten Weltkrieg
Stärkung der staatlichen Unterstützung. Nach dem Krieg standen den Wissenschaftlern neue Technologien zur Verfügung, die in Armeelaboren geboren wurden: Radio- und Radartechnik, empfindliche elektronische Lichtempfänger und Computer. Regierungen industriell Industrieländer erkannte die Bedeutung der wissenschaftlichen Forschung für die nationale Sicherheit und begann, beträchtliche Mittel für wissenschaftliche Arbeit und Bildung bereitzustellen.
Nationale Observatorien der USA. In den frühen 1950er Jahren forderte die US-amerikanische National Science Foundation Astronomen auf, Vorschläge für ein landesweites Observatorium einzureichen, das dort errichtet werden sollte bester Platz und stünde allen qualifizierten Wissenschaftlern zur Verfügung. In den 1960er Jahren entstanden zwei Gruppen von Organisationen: die Association of Universities for Research in Astronomy (AURA), die das Konzept der National Optical Astronomy Observatories (NOAO) auf dem 2100 Meter hohen Gipfel des Kitt Peak in der Nähe von Tucson, Arizona, entwickelte, und die Association of Universities, die das Projekt National Radio Astronomy Observatory (NRAO) im Deer Creek Valley in der Nähe von Green Bank, Western Virginia, entwickelt hat.
US NATIONAL OBSERVATORY KITT PEAK in der Nähe von Tucson (Arizona). Zu seinen größten Instrumenten gehören das McMas Solar Telescope (unten), das 4-m-Mayall-Teleskop (oben rechts) und das 3,5-m-WIYN-Teleskop der Joint University of Wisconsin, Indiana, Yale und NOAO Observatories (ganz links).
Bis 1990 verfügte NOAO über 15 Teleskope am Kitt Peak mit einem Durchmesser von bis zu 4 m. AURA gründete auch das Interamerikanische Observatorium in der Sierra Tololo (chilenische Anden) auf einer Höhe von 2200 m, wo seitdem der Südhimmel untersucht wird 1967. Neben Green Bank, wo das größte Radioteleskop (43 m Durchmesser) auf einer äquatorialen Montierung installiert ist, verfügt NRAO auch über ein 12-Meter-Millimeterwellenteleskop am Kitt Peak und ein VLA-System (Very Large Array) aus 27 Radioteleskopen mit einem Durchmesser von 25 m in der Wüstenebene von San-Augustine bei Socorro (New Mexico). Das National Radio and Ionospheric Center auf der Insel Puerto Rico hat sich zu einem wichtigen amerikanischen Observatorium entwickelt. Sein Radioteleskop mit dem weltweit größten sphärischen Spiegel von 305 m Durchmesser liegt regungslos in einer natürlichen Senke zwischen den Bergen und wird für die Radio- und Radarastronomie genutzt.
Ständige Mitarbeiter nationaler Observatorien überwachen die Funktionsfähigkeit der Geräte, entwickeln neue Instrumente und führen eigene Forschungsprogramme durch. Allerdings kann jeder Wissenschaftler einen Beobachtungsantrag einreichen und erhält, sofern vom Fgenehmigt, Zeit für die Arbeit am Teleskop. Dadurch können Wissenschaftler aus weniger wohlhabenden Institutionen die modernste Ausrüstung nutzen.
Beobachtungen des Südhimmels. Ein Großteil des Südhimmels ist von den meisten Observatorien in Europa und den Vereinigten Staaten aus nicht sichtbar, obwohl der Südhimmel als besonders wertvoll für die Astronomie gilt, da er das Zentrum der Milchstraße und viele wichtige Galaxien enthält, darunter die Magellanschen Wolken, zwei kleine Galaxien benachbart zu unserem. Die ersten Karten des Südhimmels wurden vom englischen Astronomen E. Halley, der von 1676 bis 1678 auf der Insel St. Helena arbeitete, und dem französischen Astronomen N. Lacaille, der von 1751 bis 1753 im südlichen Afrika arbeitete, zusammengestellt. Im Jahr 1820 gründete das British Bureau of Longitudes das Kap Gute Hoffnung Das Royal Observatory war zunächst nur mit einem Teleskop für astrometrische Messungen ausgestattet, dann mit einem kompletten Instrumentensatz für eine Vielzahl von Programmen. Im Jahr 1869 wurde in Melbourne (Australien) ein 122-cm-Reflektor installiert; Später wurde es auf den Berg Stromlo verlegt, wo nach 1905 ein astrophysikalisches Observatorium zu entstehen begann. Als sich Ende des 20. Jahrhunderts die Bedingungen für Beobachtungen an den alten Observatorien auf der Nordhalbkugel aufgrund der starken Urbanisierung zu verschlechtern begannen, begannen europäische Länder, aktiv Observatorien mit großen Teleskopen in Chile, Australien, Zentralasien, den Kanarischen Inseln und anderen zu bauen Hawaii.
Observatorien über der Erde. Bereits in den 1930er Jahren begannen Astronomen, Höhenballons als Beobachtungsplattformen zu nutzen, und führen diese Forschung bis heute fort. In den 1950er Jahren wurden die Instrumente in Höhenflugzeugen montiert, die zu fliegenden Observatorien wurden. Außeratmosphärische Beobachtungen begannen im Jahr 1946, als US-Wissenschaftler mit erbeuteten deutschen V-2-Raketen Detektoren in die Stratosphäre hoben, um die ultraviolette Strahlung der Sonne zu beobachten. Der erste künstliche Satellit wurde am 4. Oktober 1957 in der UdSSR gestartet, und bereits 1958 fotografierte die sowjetische Luna-3-Station die andere Seite des Mondes. Dann begannen Flüge zu den Planeten und spezialisierte astronomische Satelliten erschienen, um die Sonne und Sterne zu beobachten. In den letzten Jahren waren mehrere astronomische Satelliten ständig in erdnahen und anderen Umlaufbahnen im Einsatz und untersuchten den Himmel in allen Spektralbereichen.
Arbeit am Observatorium. In früheren Zeiten hingen Leben und Arbeit eines Astronomen vollständig von den Fähigkeiten seiner Sternwarte ab, da Kommunikation und Reisen langsam und schwierig waren. Zu Beginn des 20. Jahrhunderts. Hale gründete das Mount Wilson Observatory als Zentrum für Sonnen- und Sternastrophysik, das nicht nur Teleskop- und Spektralbeobachtungen, sondern auch die notwendige Laborforschung durchführen kann. Er wollte sicherstellen, dass Mount Wilson alles Notwendige zum Leben und Arbeiten hatte, genau wie Tycho es auf der Insel Ven tat. Bisher gibt es einige große Observatorien Berggipfel sind geschlossene Gemeinschaften von Wissenschaftlern und Ingenieuren, die in einem Wohnheim leben und nachts nach ihren Programmen arbeiten. Doch nach und nach verändert sich dieser Stil. Auf der Suche nach den günstigsten Beobachtungsorten werden Observatorien in abgelegenen Gebieten angesiedelt, in denen es schwierig ist, dauerhaft zu leben. Gastwissenschaftler bleiben mehrere Tage bis mehrere Monate am Observatorium, um spezifische Beobachtungen durchzuführen. Die Fähigkeiten moderner Elektronik ermöglichen es, Fernbeobachtungen durchzuführen, ohne die Sternwarte überhaupt zu besuchen, oder an schwer zugänglichen Orten vollautomatische Teleskope zu bauen, die selbstständig nach dem vorgesehenen Programm arbeiten. Beobachtungen mit Weltraumteleskopen weisen eine gewisse Besonderheit auf. Anfangs fühlten sich viele Astronomen, die es gewohnt waren, unabhängig mit dem Instrument zu arbeiten, in den Grenzen der Weltraumastronomie unwohl, da sie nicht nur durch den Weltraum, sondern auch durch viele Ingenieure und komplexe Anweisungen vom Teleskop getrennt waren. In den 1980er Jahren verlegten viele bodengestützte Observatorien jedoch die Teleskopsteuerung von einfachen Konsolen direkt am Teleskop in einen speziellen Raum voller Computer, der sich manchmal in einem separaten Gebäude befand. Anstatt das Hauptteleskop auf ein Objekt zu richten, indem er durch ein darauf montiertes kleines Sucherfernrohr schaut und Tasten auf einer kleinen Handfernbedienung drückt, sitzt der Astronom jetzt vor dem TV-Guide-Bildschirm und bedient einen Joystick. Oft sendet der Astronom einfach ein detailliertes Beobachtungsprogramm über das Internet an die Sternwarte und erhält die Ergebnisse nach deren Durchführung direkt in seinen Computer. Daher ähnelt sich die Art der Arbeit mit bodengestützten und Weltraumteleskopen immer mehr.
MODERNE BODENOBSERVATORIEN
Optische Observatorien. Der Standort für den Bau eines optischen Observatoriums wird in der Regel abseits von Städten mit ihrer hellen Nachtbeleuchtung und dem Smog gewählt. Dies ist normalerweise der Gipfel eines Berges, wo sich eine dünnere Atmosphärenschicht befindet, durch die Beobachtungen durchgeführt werden müssen. Es ist wünschenswert, dass die Luft trocken und sauber ist und der Wind nicht besonders stark ist. Idealerweise sollten Observatorien gleichmäßig über die Erdoberfläche verteilt sein, damit jederzeit Objekte am Nord- und Südhimmel beobachtet werden können. Historisch gesehen befinden sich die meisten Observatorien jedoch in Europa und Nordamerika, sodass der Himmel der nördlichen Hemisphäre besser untersucht werden kann. In den letzten Jahrzehnten wurde mit dem Bau großer Observatorien auf der Südhalbkugel und in der Nähe des Äquators begonnen, von denen aus sowohl der Nord- als auch der Südhimmel beobachtet werden können. Der alte Vulkan Mauna Kea auf der Insel. Berücksichtigt wird Hawaii mit einer Höhe von mehr als 4 km bester Platz der Welt für astronomische Beobachtungen. In den 1990er Jahren siedelten sich dort Dutzende Teleskope aus verschiedenen Ländern an.
Turm. Teleskope sind sehr empfindliche Instrumente. Um sie vor schlechtem Wetter und Temperaturschwankungen zu schützen, werden sie in speziellen Gebäuden untergebracht – astronomischen Türmen. Die kleinen Türme haben eine rechteckige Form mit einem flachen, ausfahrbaren Dach. Die Türme großer Teleskope sind meist rund mit einer halbkugelförmigen Drehkuppel, in der sich ein schmaler Schlitz zur Beobachtung öffnet. Diese Kuppel schützt das Teleskop während des Betriebs gut vor Wind. Dies ist wichtig, da der Wind das Teleskop erschüttert und das Bild wackelt. Auch Vibrationen des Bodens und des Turmgebäudes wirken sich negativ auf die Bildqualität aus. Daher ist das Teleskop auf einem separaten Fundament montiert, das nicht mit dem Fundament des Turms verbunden ist. Im Inneren des Turms oder in dessen Nähe sind ein Belüftungssystem für den Kuppelraum und eine Anlage zur Vakuumabscheidung einer reflektierenden Aluminiumschicht auf dem Teleskopspiegel installiert, die mit der Zeit verblasst.
Montieren. Um auf einen Stern zu zielen, muss sich das Teleskop um eine oder zwei Achsen drehen. Zum ersten Typ gehören das Meridiankreis- und Durchgangsinstrument – kleine Teleskope, die sich um eine horizontale Achse in der Ebene des Himmelsmeridians drehen. Auf dem Weg von Ost nach West überquert jede Leuchte diese Ebene zweimal täglich. Mit Hilfe eines Durchgangsinstruments werden die Zeitpunkte des Durchgangs von Sternen durch den Meridian bestimmt und so die Rotationsgeschwindigkeit der Erde geklärt; Dies ist für den genauen Zeitdienst notwendig. Mit dem Meridiankreis können Sie nicht nur die Momente messen, sondern auch den Ort, an dem der Stern den Meridian schneidet. Dies ist zum Erstellen erforderlich genaue Karten sternenklarer Himmel. In modernen Teleskopen wird die direkte visuelle Beobachtung praktisch nicht genutzt. Sie dienen vor allem dazu, Himmelsobjekte zu fotografieren oder deren Licht mit elektronischen Detektoren zu erfassen; in diesem Fall beträgt die Belichtung manchmal mehrere Stunden. Während dieser Zeit muss das Teleskop präzise auf das Objekt ausgerichtet sein. Daher dreht es sich mit Hilfe eines Uhrwerks mit konstanter Geschwindigkeit um die Stundenachse (parallel zur Rotationsachse der Erde) von Ost nach West und folgt dabei dem Stern und gleicht so die Rotation der Erde von West nach aus Ost. Die zweite Achse, die senkrecht zur Uhrachse steht, wird Deklinationsachse genannt; Es dient dazu, das Teleskop in Nord-Süd-Richtung auszurichten. Dieses Design wird als äquatoriale Montierung bezeichnet und wird für fast alle Teleskope verwendet, mit Ausnahme des größten, bei dem sich eine Alt-Azimut-Montierung als kompakter und kostengünstiger herausstellte. Darauf beobachtet das Teleskop den Stern und dreht sich gleichzeitig mit variabler Geschwindigkeit um zwei Achsen – vertikal und horizontal. Dies verkompliziert die Bedienung des Uhrwerks erheblich und erfordert eine Computersteuerung.
Refraktor-Teleskop hat eine Linsenlinse. Da Strahlen unterschiedlicher Farbe in Glas unterschiedlich gebrochen werden, ist die Linsenlinse so konstruiert, dass sie bei Strahlen einer Farbe ein scharfes Bild im Fokus liefert. Ältere Refraktoren waren für die visuelle Beobachtung konzipiert und lieferten daher klare Bilder im gelben Licht. Mit dem Aufkommen der Fotografie begann man, fotografische Teleskope zu bauen – Astrographen, die ein klares Bild in blauen Strahlen liefern, für die die fotografische Emulsion empfindlich ist. Später erschienen Emulsionen, die gegenüber gelbem, rotem und sogar infrarotem Licht empfindlich waren. Sie können zum Fotografieren mit visuellen Refraktoren verwendet werden. Die Größe des Bildes hängt von der Brennweite des Objektivs ab. Der 102-cm-Yerkes-Refraktor hat eine Brennweite von 19 m, sodass der Durchmesser der Mondscheibe im Fokus etwa 17 cm beträgt. Die Größe der Fotoplatten dieses Teleskops beträgt 20-25 cm; Der Vollmond passt problemlos auf sie. Astronomen verwenden fotografische Glasplatten wegen ihrer hohen Steifigkeit: Sie verformen sich auch nach 100 Jahren Lagerung nicht und ermöglichen die Messung der relativen Position von Sternbildern mit einer Genauigkeit von 3 Mikrometern, was bei großen Refraktoren wie dem Yerkes-Refraktor der Genauigkeit entspricht ein Bogen von 0,03" am Himmel.
Spiegelteleskop Es verfügt über einen Hohlspiegel als Linse. Sein Vorteil gegenüber einem Refraktor besteht darin, dass Strahlen jeder Farbe gleichmäßig vom Spiegel reflektiert werden, was ein klares Bild gewährleistet. Darüber hinaus kann eine Spiegellinse viel größer gemacht werden als eine Linsenlinse, da der Glasrohling für den Spiegel innen möglicherweise nicht transparent ist; Es kann vor Verformung durch sein Eigengewicht geschützt werden, indem es in einen speziellen Rahmen gelegt wird, der den Spiegel von unten trägt. Je größer der Durchmesser der Linse, desto mehr Licht sammelt das Teleskop und desto schwächere und weiter entfernte Objekte kann es „sehen“. Die größten der Welt waren viele Jahre lang der 6. Reflektor des BTA (Russland) und der 5. Reflektor des Palomar-Observatoriums (USA). Aber jetzt gibt es am Mauna Kea-Observatorium auf der Insel Hawaii zwei Teleskope mit 10-Meter-Kompositspiegeln und mehrere Teleskope mit monolithischen Spiegeln mit einem Durchmesser von 8-9 m sind im Bau. Tabelle 1.
DIE GRÖSSTEN TELESKOPE DER WELT
___
__Durchmesser ______Observatorium ______Ort und Jahr des Objekts (m) ________________Auf-/Abbau
REFLEKTOREN
10,0 Mauna Kea Hawaii (USA) 1996 10,0 Mauna Kea Hawaii (USA) 1993 9,2 McDonald Texas (USA) 1997 8,3 National Japan Hawaii (USA) 1999 8,2 Europäisch Südberg Sierra Paranal (Chile) 1998 8,2 Europäischer Südberg Sierra Paranal (Chile) 1999 8,2 Europäischer Südberg Sierra Paranal (Chile) 2000 8,1 Gemini North Hawaii (USA) 1999 6,5 University of Arizona Mountain Hopkins (Arizona) 1999 6,0 Spezielle Astrophysikalische Akademie der Wissenschaften von Russland st. Zelenchukskaya (Russland) 1976 5,0 Palomar Mount Palomar (Kalifornien) 1949 1,8*6=4,5 University of Arizona Mount Hopkins (Arizona) 1979/1998 4,2 Roca de los Muchachos Kanarische Inseln (Spanien) 1986 4,0 Interamerikanische Sierra Tololo (Chile) 1975 3,9 Anglo-Australian Siding Spring (Australien) 1975 3,8 Kitt Peak National Tucson (Arizona) 1974 3,8 Mauna Kea (IR) Hawaii (USA) 1979 3,6 Europäisches südliches La Silla (Chile) 1976 3,6 Mauna Kea Hawaii (USA) 1979 3,5 Roca de los Muchachos Kanarische Inseln (Spanien) 1989 3,5 Interuniversity Sacramento Peak (Stücke New Mexico) 1991 3,5 Deutsch-Spanisch Calar Alto (Spanien) 1983
REFRAKTOREN
1,02 Yerkes Williams Bay (Wisconsin) 1897 0,91 Lick Mount Hamilton (Kalifornien) 1888 0,83 Paris Meudon (Frankreich) 1893 0,81 Potsdam Potsdam (Deutschland) 1899 0,76 French Southern Nice (Frankreich) 1880 0,76 Allegheny Pittsburgh (Pennsylvania) 1917 0,76 Pulkovo St . Petersburg 1885/1941
SCHMIDT-KAMMER*
1,3–2,0 K. Schwarzschild Tautenburg (Deutschland) 1960 1,2–1,8 Palomar Mountain Palomar (Kalifornien) 1948 1,2–1,8 Anglo-Australian Siding Spring (Australien) 1973 1, 1–1,5 Astronomisches Tokio (Japan) 1975 1,0–1,6 Europäisches Südchile 1972
SOLAR
1,60 Kitt Peak National Tucson (Arizona) 1962 1,50 Sacramento Peak (B)* Sunspot (New Mexico) 1969 1,00 Astrophysical Crimea (Ukraine) 1975 0,90 Kitt Peak (2 weitere)* Tucson (Arizona) 1962 0,70 Kitt Peak (V)* Tucson (Arizona) 1975 0,70 Institut für Sonnenphysik in Deutschland o. Teneriffa (Spanien) 1988 0,66 Mitaka Tokio (Japan) 1920 0,64 Cambridge Cambridge (England) 1820
Notiz: Bei Schmidt-Kameras ist der Durchmesser der Korrekturplatte und des Spiegels angegeben; für Sonnenteleskope: (B) - Vakuum; 2 zusätzliche - zwei weitere Teleskope in einem gemeinsamen Gehäuse mit einem 1,6-m-Teleskop.
Spiegelreflexkameras. Der Nachteil von Reflektoren besteht darin, dass sie nur in der Nähe der Sichtfeldmitte ein klares Bild liefern. Dies stört nicht, wenn ein Objekt untersucht wird. Doch bei Patrouillenarbeiten, zum Beispiel bei der Suche nach neuen Asteroiden oder Kometen, müssen große Teile des Himmels gleichzeitig fotografiert werden. Ein normaler Reflektor ist hierfür nicht geeignet. Der deutsche Optiker B. Schmidt schuf 1932 ein kombiniertes Teleskop, bei dem die Mängel des Hauptspiegels durch eine davor angeordnete dünne Linse mit komplexer Form – eine Korrekturplatte – korrigiert werden. Die Schmidt-Kamera des Palomar-Observatoriums empfängt ein Bild der Himmelsregion 6–6° auf einer 35–35 cm großen Fotoplatte. Ein weiteres Weitwinkelkamera-Design wurde 1941 von D.D. Maksutov in Russland entwickelt. Sie ist einfacher als die Schmidt-Kamera, da die Rolle der Korrekturplatte darin eine einfache dicke Linse übernimmt – der Meniskus.
Betrieb optischer Observatorien. Mittlerweile gibt es mehr als 100 große Observatorien in mehr als 30 Ländern auf der ganzen Welt. Normalerweise führt jeder von ihnen unabhängig oder in Zusammenarbeit mit anderen mehrere mehrjährige Beobachtungsprogramme durch. Astrometrische Messungen. Große nationale Observatorien – das US Naval Observatory, das Royal Greenwich im Vereinigten Königreich (1998 geschlossen), das Pulkovo in Russland usw. – messen regelmäßig die Positionen von Sternen und Planeten am Himmel. Das ist eine sehr heikle Arbeit; Darin wird die höchste „astronomische“ Genauigkeit der Messungen erreicht, auf deren Grundlage Verzeichnisse der Position und Bewegung von Leuchten erstellt werden, die für die Boden- und Weltraumnavigation erforderlich sind, um die räumliche Position von Sternen zu bestimmen und zu klären Gesetze der Planetenbewegung. Wenn Sie beispielsweise die Koordinaten von Sternen im Abstand von sechs Monaten messen, können Sie feststellen, dass bei einigen von ihnen Schwankungen auftreten, die mit der Bewegung der Erde in der Umlaufbahn verbunden sind (der Parallaxeneffekt). Die Entfernung zu den Sternen wird durch die Größe dieser Verschiebung bestimmt: Je kleiner die Verschiebung, desto größer die Entfernung. Von der Erde aus können Astronomen eine Verschiebung von 0,01 Zoll messen (die Dicke eines Streichholzes in 40 km Entfernung!), was einer Entfernung von 100 Parsec entspricht.
Meteorpatrouille. Mehrere weit auseinander liegende Weitwinkelkameras fotografieren kontinuierlich den Nachthimmel, um die Flugbahnen von Meteoriten und mögliche Orte des Meteoriteneinschlags zu bestimmen. Diese Beobachtungen von zwei Stationen aus begannen erstmals 1936 am Harvard Observatory (USA) und wurden unter der Leitung von F. Whipple bis 1951 regelmäßig durchgeführt. In den Jahren 1951-1977 wurden die gleichen Arbeiten am durchgeführt Ondrejov-Observatorium (Tschechische Republik). Seit 1938 wurden in der UdSSR fotografische Meteorbeobachtungen in Duschanbe und Odessa durchgeführt. Beobachtungen von Meteoren ermöglichen es, nicht nur die Zusammensetzung kosmischer Staubkörner, sondern auch die Struktur der Erdatmosphäre in Höhen von 50–100 km zu untersuchen, die mit Direktsondierungen schwer zu erreichen sind. Die größte Entwicklung erhielt die Meteoritenpatrouille in Form von drei „Feuerballnetzwerken“ – in den USA, Kanada und Europa. Beispielsweise nutzte das Prairie Network des Smithsonian Observatory (USA) automatische 2,5-cm-Kameras an 16 Stationen in einer Entfernung von 260 km um Lincoln (Nebraska), um helle Meteore – Feuerbälle – zu fotografieren. Seit 1963 entwickelte sich das tschechische Feuerballnetz, das später zu einem europäischen Netz von 43 Stationen in den Gebieten der Tschechischen Republik, der Slowakei, Deutschlands, Belgiens, der Niederlande, Österreichs und der Schweiz wurde. Heutzutage ist dies das einzige funktionierende Feuerballnetzwerk. Seine Stationen sind mit Fischaugenkameras ausgestattet, mit denen Sie die gesamte Himmelshalbkugel auf einmal fotografieren können. Mit Hilfe von Feuerballnetzen gelang es mehrmals, zu Boden gefallene Meteoriten zu finden und ihre Umlaufbahn wiederherzustellen, bevor sie mit der Erde kollidierten.
Beobachtungen der Sonne. Viele Observatorien fotografieren regelmäßig die Sonne. Als Indikator für die Aktivität dient die Anzahl der dunklen Flecken auf seiner Oberfläche, die im Durchschnitt alle 11 Jahre periodisch zunimmt, was zu Störungen der Funkkommunikation, Intensivierung von Polarlichtern und anderen Veränderungen in der Erdatmosphäre führt. Das wichtigste Instrument zur Erforschung der Sonne ist der Spektrograph. Indem man Sonnenlicht durch einen schmalen Spalt im Fokus eines Teleskops schickt und es dann mit einem Prisma oder Beugungsgitter in ein Spektrum zerlegt, kann man die chemische Zusammensetzung der Sonnenatmosphäre, die Geschwindigkeit der Gasbewegung darin, ihre Temperatur und ihre magnetischen Eigenschaften bestimmen Feld. Mit einem Spektroheliographen können Sie die Sonne in der Emissionslinie eines Elements, beispielsweise Wasserstoff oder Kalzium, fotografieren. Sie zeigen deutlich Protuberanzen – riesige Gaswolken, die über der Sonnenoberfläche aufsteigen. Von großem Interesse ist der heiße, verdünnte Bereich der Sonnenatmosphäre – die Korona, die normalerweise nur bei totalen Sonnenfinsternissen sichtbar ist. An einigen Observatorien in großer Höhe wurden jedoch spezielle Teleskope geschaffen – Nicht-Eklipse-Koronagraphen, bei denen ein kleiner Verschluss („künstlicher Mond“) die helle Scheibe der Sonne abdeckt, sodass ihre Korona jederzeit beobachtet werden kann. Solche Beobachtungen werden auf der Insel Capri (Italien), am Sacramento Peak Observatory (New Mexico, USA), am Pic du Midi (Französische Pyrenäen) und an anderen Orten durchgeführt.
Beobachtungen des Mondes und der Planeten. Die Oberfläche von Planeten, Satelliten, Asteroiden und Kometen wird mit Spektrographen und Polarimetern untersucht und dabei die chemische Zusammensetzung der Atmosphäre und die Eigenschaften der festen Oberfläche bestimmt. Das Lovell-Observatorium (Arizona), Meudon und Pic du Midi (Frankreich) sowie das Crimean-Observatorium (Ukraine) sind bei diesen Beobachtungen sehr aktiv. Obwohl in den letzten Jahren mit Raumfahrzeugen viele bemerkenswerte Ergebnisse erzielt wurden, haben bodengestützte Beobachtungen nicht an Relevanz verloren und bringen jedes Jahr neue Entdeckungen.
Beobachtungen von Sternen. Durch die Messung der Intensität der Linien im Spektrum eines Sterns bestimmen Astronomen die Häufigkeit chemischer Elemente und die Temperatur des Gases in seiner Atmosphäre. Anhand der Position der Linien wird anhand des Doppler-Effekts die Bewegungsgeschwindigkeit des gesamten Sterns bestimmt, und die Form des Linienprofils bestimmt die Geschwindigkeit der Gasströme in der Atmosphäre des Sterns und die Geschwindigkeit seiner Rotation seine Achse. In den Spektren von Sternen sind häufig Linien verdünnter interstellarer Materie sichtbar, die sich zwischen dem Stern und dem irdischen Beobachter befinden. Durch die systematische Beobachtung des Spektrums eines Sterns kann man die Schwingungen seiner Oberfläche untersuchen, das Vorhandensein von Satelliten und Materieströmen feststellen, die manchmal von einem Stern zum anderen fließen. Mit einem Spektrographen, der im Fokus eines Teleskops platziert wird, kann über mehrere Dutzend Minuten hinweg ein detailliertes Spektrum nur eines Sterns erhalten werden. Um die Spektren von Sternen im großen Maßstab zu untersuchen, wird ein großes Prisma vor die Linse einer Weitwinkelkamera (Schmidt oder Maksutov) gestellt. In diesem Fall wird ein Ausschnitt des Himmels auf einer Fotoplatte aufgenommen, wobei jedes Bild eines Sterns durch sein Spektrum dargestellt wird, dessen Qualität zwar gering, aber für die umfassende Untersuchung von Sternen ausreichend ist. Solche Beobachtungen werden seit vielen Jahren am University of Michigan Observatory (USA) und am Abastumani Observatory (Georgia) durchgeführt. Vor kurzem wurden faseroptische Spektrographen entwickelt: Lichtleiter werden im Fokus des Teleskops platziert; Jeder von ihnen wird mit einem Ende auf das Bild des Sterns und mit dem anderen auf den Spalt des Spektrographen gelegt. So können Sie in einer Aufnahme detaillierte Spektren von Hunderten von Sternen erhalten. Indem das Licht eines Sterns durch verschiedene Filter geleitet und seine Helligkeit gemessen wird, kann die Farbe des Sterns bestimmt werden, die die Temperatur seiner Oberfläche (je blauer, desto heißer) und die Menge an interstellarem Staub zwischen dem Stern und dem Beobachter (die) anzeigt Je mehr Staub, desto röter ist der Stern). Viele Sterne ändern periodisch oder chaotisch ihre Helligkeit – man nennt sie Variablen. Helligkeitsänderungen, die mit Schwankungen der Oberfläche eines Sterns oder mit gegenseitigen Verfinsternissen von Komponenten binärer Systeme einhergehen, verraten viel über die innere Struktur von Sternen. Bei der Untersuchung veränderlicher Sterne ist es wichtig, lange und dichte Beobachtungsreihen zu haben. Daher beziehen Astronomen häufig Amateure in diese Arbeit ein: Selbst visuelle Schätzungen der Helligkeit von Sternen durch ein Fernglas oder ein kleines Teleskop haben wissenschaftlichen Wert. Astronomiebegeisterte gründen oft Vereine für gemeinsame Beobachtungen. Neben der Untersuchung veränderlicher Sterne entdecken sie häufig Kometen und Novae-Ausbrüche, die ebenfalls einen wesentlichen Beitrag zur Astronomie leisten. Schwache Sterne werden nur mit Hilfe großer Teleskope mit Photometern untersucht. Beispielsweise sammelt ein Teleskop mit einem Durchmesser von 1 m 25.000-mal mehr Licht als die Pupille des menschlichen Auges. Die Verwendung einer Fotoplatte für Langzeitbelichtungen erhöht die Empfindlichkeit des Systems um ein weiteres Tausendfaches. Moderne Photometer mit elektronischen Lichtempfängern, wie einem Photomultiplier, einem elektronenoptischen Wandler oder einer Halbleiter-CCD-Matrix, sind zehnmal empfindlicher als Fotoplatten und ermöglichen die direkte Aufzeichnung der Messergebnisse im Computerspeicher.
Beobachtungen schwacher Objekte. Beobachtungen entfernter Sterne und Galaxien erfolgen mit den größten Teleskopen mit einem Durchmesser von 4 bis 10 m. Die führende Rolle spielen dabei Mauna Kea (Hawaii), Palomar (Kalifornien), La Silla und Sierra Tololo (Chile). Spezielle astrophysikalische Observatorien (Russland). Für groß angelegte Untersuchungen lichtschwacher Objekte werden große Schmidt-Kameras an den Observatorien von Tonantzintla (Mexiko), Mount Stromlo (Australien), Bloemfontein (Südafrika) und Byurakan (Armenien) eingesetzt. Diese Beobachtungen ermöglichen es uns, tief in das Universum einzudringen und seine Struktur und Herkunft zu untersuchen.
Partizipative Beobachtungsprogramme. Viele Beobachtungsprogramme werden gemeinsam von mehreren Observatorien durchgeführt, deren Zusammenspiel von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) unterstützt wird. Es vereint etwa 8.000 Astronomen aus der ganzen Welt, hat 50 Kommissionen in verschiedenen Wissenschaftsbereichen, versammelt alle drei Jahre große Versammlungen und organisiert jährlich mehrere große Symposien und Kolloquien. Jede IAU-Kommission koordiniert Beobachtungen von Objekten einer bestimmten Klasse: Planeten, Kometen, veränderliche Sterne usw. Die IAU koordiniert die Arbeit vieler Observatorien zur Erstellung von Sternenkarten, Atlanten und Katalogen. Das Smithsonian Astrophysical Observatory (USA) verfügt über ein Central Bureau of Astronomical Telegrams, das alle Astronomen schnell über unerwartete Ereignisse benachrichtigt – Ausbrüche von Novae und Supernovae, die Entdeckung neuer Kometen usw.
FUNK-OBSERVATORIEN
Die Entwicklung der Funkkommunikationstechnologie in den 1930er und 1940er Jahren ermöglichte den Beginn der Funkbeobachtung kosmischer Körper. Dieses neue „Fenster“ zum Universum hat viele erstaunliche Entdeckungen gebracht. Vom gesamten Spektrum der elektromagnetischen Strahlung gelangen nur optische und Radiowellen durch die Atmosphäre zur Erdoberfläche. Gleichzeitig ist das „Radiofenster“ viel breiter als das optische: Es reicht von Wellen mit einer Länge von Millimetern bis zu mehreren zehn Metern. Neben den in der optischen Astronomie bekannten Objekten – der Sonne, Planeten und heißen Nebeln – erwiesen sich auch bisher unbekannte Objekte als Quellen von Radiowellen: kalte Wolken aus interstellarem Gas, galaktische Kerne und explodierende Sterne.
Arten von Radioteleskopen. Die Funkemission von Weltraumobjekten ist sehr schwach. Um es vor dem Hintergrund natürlicher und künstlicher Störungen wahrzunehmen, bedarf es eng ausgerichteter Antennen, die das Signal nur von einem Punkt am Himmel empfangen. Es gibt zwei Arten solcher Antennen. Für kurzwellige Strahlung bestehen sie aus Metall in Form eines konkaven Parabolspiegels (ähnlich einem optischen Teleskop), der die auf ihn einfallende Strahlung in einem Fokus konzentriert. Solche Reflektoren mit einem Durchmesser von bis zu 100 m sind vollständig drehbar und können (wie ein optisches Teleskop) jeden Teil des Himmels betrachten. Größere Antennen haben die Form eines parabolischen Zylinders, der sich nur in der Meridianebene drehen kann (wie ein optischer Meridiankreis). Die Drehung um die zweite Achse sorgt für die Rotation der Erde. Die größten Paraboloide werden durch natürliche Vertiefungen im Boden bewegungslos gemacht. Sie können nur einen begrenzten Bereich des Himmels beobachten. Tabelle 2.
GRÖSSTES FUNKTELESKOP
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Größtes __ Observatorium _____Ort und Jahr _Größe ____________________Bau/Abbau
Antennen (m)
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1000 1 Lebedev Physical Institute, RAS Serpukhov (Russland) 1963 600 1 Spezielle Astrophysikalische Akademie der Wissenschaften Russlands Nordkaukasus (Russland) 1975 305 2 Ionosphärisches Arecibo Arecibo (Puerto Rico) 1963 305 1 Meudon Meudon (Frankreich) 1964 183 University of Illinois Danville (IL) 1962 122 University of California Hat Creek (CA) 1960 110 1 Ohio University Delaware (Ohio) 1962 107 Stanford Radio Laboratory Stanford (Kalifornien) 1959 100 Institut. Max Planck Bonn (Deutschland) 1971 76 Jodrell Bank Macclesfield (England) 1957 ________________________________________________
Anmerkungen:
1 Antenne mit ungefüllter Apertur;
2 feste Antenne. ________________________________________________
Antennen für langwellige Strahlung werden aus einer Vielzahl einfacher Metalldipole zusammengesetzt, auf einer Fläche von mehreren Quadratkilometern platziert und so miteinander verbunden, dass sich die empfangenen Signale nur dann gegenseitig verstärken, wenn sie aus einer bestimmten Richtung kommen. Je größer die Antenne, desto schmaler ist der Bereich am Himmel, den sie überwacht, wodurch ein klareres Bild des Objekts entsteht. Ein Beispiel für ein solches Instrument ist UTR-2 (ukrainisches T-förmiges Radioteleskop) des Charkower Instituts für Radiophysik und Elektronik der Akademie der Wissenschaften der Ukraine. Die Länge seiner beiden Arme beträgt 1860 bzw. 900 m; Es ist das fortschrittlichste Instrument der Welt zur Untersuchung der Dekameterstrahlung im Bereich von 12 bis 30 m. Das Prinzip der Kombination mehrerer Antennen zu einem System wird auch für parabolische Radioteleskope verwendet: Durch die Kombination von Signalen, die mehrere Antennen von einem Objekt empfangen, man empfängt sozusagen ein Signal von einer gleichgroßen Riesenantenne. Dadurch wird die Qualität der empfangenen Radiobilder deutlich verbessert. Solche Systeme werden Radiointerferometer genannt, da sich Signale verschiedener Antennen gegenseitig stören, wenn sie addiert werden. Bilder von Radiointerferometern sind qualitativ nicht schlechter als optische: Die kleinsten Details sind etwa 1 Zoll groß, und wenn man Signale von Antennen auf verschiedenen Kontinenten kombiniert, kann die Größe der kleinsten Details im Bild eines Objekts reduziert werden Tausende Male. Das von der Antenne gesammelte Signal wird von einem speziellen Empfänger erkannt und verstärkt – einem Radiometer, das normalerweise auf eine feste Frequenz abgestimmt ist oder die Abstimmung in einem schmalen Frequenzband ändert. Um ihr eigenes Rauschen zu reduzieren, werden Radiometer oft auf eine bestimmte Temperatur gekühlt sehr niedrige Temperatur. Das verstärkte Signal wird auf einem Tonbandgerät oder in einem Computer aufgezeichnet. Die Leistung des empfangenen Signals wird normalerweise in Form einer „Antennentemperatur“ ausgedrückt, als ob sich anstelle der Antenne ein absolut schwarzer Körper befände Bei einer bestimmten Temperatur sendet es die gleiche Leistung aus. Durch Messung der Signalleistung bei verschiedenen Frequenzen wird ein Radiospektrum erstellt, dessen Form es uns ermöglicht, den Strahlungsmechanismus und die physikalische Beschaffenheit des Objekts zu beurteilen. Es können radioastronomische Beobachtungen durchgeführt werden nachts und tagsüber, wenn keine Störungen durch Industrieanlagen stören: Funken erzeugende Elektromotoren, Rundfunksender, Radargeräte. Aus diesem Grund befinden sich Radioobservatorien meist weit entfernt von Städten. Radioastronomen stellen keine besonderen Anforderungen an die Qualität der Atmosphäre, aber bei Beobachtungen bei Wellen von weniger als 3 cm stellt die Atmosphäre eine Störung dar, weshalb sie lieber Kurzwellenantennen hoch in den Bergen installieren. Einige Radioteleskope werden als Radare verwendet, indem sie ein starkes Signal senden und einen von einem Objekt reflektierten Impuls empfangen. Dadurch können Sie die Entfernung zu Planeten und Asteroiden genau bestimmen, deren Geschwindigkeit messen und sogar eine Karte der Oberfläche erstellen. So entstanden Karten der Oberfläche der Venus, die durch ihre dichte Atmosphäre optisch nicht sichtbar ist.
siehe auch
RADIOASTRONOMIE;
RADARASTRONOMIE.
Radioastronomische Beobachtungen. Abhängig von den Antennenparametern und der verfügbaren Ausrüstung ist jedes Radioobservatorium auf eine bestimmte Klasse von Beobachtungsobjekten spezialisiert. Aufgrund ihrer Nähe zur Erde ist die Sonne eine starke Quelle für Radiowellen. Die von seiner Atmosphäre ausgehende Radioemission wird ständig aufgezeichnet – so lässt sich die Sonnenaktivität vorhersagen. In der Magnetosphäre von Jupiter und Saturn finden aktive Prozesse statt, deren Radioimpulse regelmäßig an den Observatorien von Florida, Santiago und der Yale University beobachtet werden. Für das Planetenradar werden die größten Antennen in England, den USA und Russland genutzt. Eine bemerkenswerte Entdeckung war die am Leiden-Observatorium (Niederlande) entdeckte Emission von interstellarem Wasserstoff bei einer Wellenlänge von 21 cm. Anschließend wurden Dutzende anderer Atome und komplexe Moleküle, darunter auch organische, entlang von Radiolinien im interstellaren Medium gefunden. Besonders intensiv strahlen Moleküle bei Millimeterwellen ab, wofür spezielle Parabolantennen mit hochpräziser Oberfläche geschaffen werden. Zuerst am Cambridge Radio Observatory (England) und dann seit den frühen 1950er Jahren an anderen Orten wurden systematische Himmelsdurchmusterungen durchgeführt, um Radioquellen zu identifizieren. Einige von ihnen stimmen mit bekannten optischen Objekten überein, aber viele haben keine Entsprechungen in anderen Strahlungsbereichen und sind offenbar sehr weit entfernte Objekte. In den frühen 1960er Jahren entdeckten Astronomen nach der Entdeckung schwacher sternförmiger Objekte, die zu Radioquellen passen, Quasare – sehr weit entfernte Galaxien mit unglaublich aktiven Kernen. Von Zeit zu Zeit unternehmen einige Radioteleskope Versuche, nach Signalen außerirdischer Zivilisationen zu suchen. Das erste Projekt dieser Art war das US-amerikanische National Radio Astronomy Observatory-Projekt im Jahr 1960 zur Suche nach Signalen von Planeten nahegelegener Sterne. Wie alle weiteren Recherchen ergab auch diese ein negatives Ergebnis.
EXTRA-ATMOSPHÄREN-ASTRONOMIE
Da die Erdatmosphäre es Röntgen-, Infrarot-, Ultraviolett- und einigen Arten von Radiostrahlung nicht erlaubt, die Oberfläche des Planeten zu erreichen, werden Instrumente zu ihrer Untersuchung auf künstlichen Erdsatelliten, Raumstationen oder interplanetaren Fahrzeugen installiert. Diese Geräte erfordern ein geringes Gewicht und eine hohe Zuverlässigkeit. Normalerweise werden spezielle astronomische Satelliten gestartet, um einen bestimmten Bereich des Spektrums zu beobachten. Auch optische Beobachtungen werden vorzugsweise außerhalb der Atmosphäre durchgeführt, was die Abbildung von Objekten erheblich verzerrt. Leider ist die Weltraumtechnologie sehr teuer, weshalb außeratmosphärische Observatorien entweder von den reichsten Ländern oder von mehreren Ländern in Zusammenarbeit miteinander errichtet werden. Zunächst waren bestimmte Gruppen von Wissenschaftlern an der Entwicklung von Instrumenten für astronomische Satelliten und der Analyse der gewonnenen Daten beteiligt. Doch als die Produktivität der Weltraumteleskope zunahm, entwickelte sich ein System der Zusammenarbeit, ähnlich dem, das bei nationalen Observatorien angewendet wurde. Beispielsweise steht das Hubble-Weltraumteleskop (USA) jedem Astronomen auf der Welt zur Verfügung: Anträge auf Beobachtungen werden entgegengenommen und bewertet, die wertvollsten davon werden durchgeführt und die Ergebnisse werden dem Wissenschaftler zur Analyse übermittelt. Diese Aktivität wird vom Space Telescope Science Institute organisiert.
- (neues lateinisches Observatorium, von observare zu beobachten). Gebäude für physikalische und astronomische Beobachtungen. Wörterbuch der Fremdwörter der russischen Sprache. Chudinov A.N., 1910. Observatoriumsgebäude für astronomische,... ... Wörterbuch der Fremdwörter der russischen Sprache
Ein Observatorium ist eine wissenschaftliche Einrichtung, in der Mitarbeiter – Wissenschaftler unterschiedlicher Fachrichtungen – beobachten Naturphänomen, Beobachtungen analysieren und auf dieser Grundlage weiterhin untersuchen, was in der Natur geschieht.
Besonders häufig kommen astronomische Observatorien vor: Normalerweise stellen wir sie uns vor, wenn wir dieses Wort hören. Sie erforschen Sterne, Planeten, große Sternhaufen und andere Weltraumobjekte.
Es gibt aber auch andere Arten dieser Institutionen:
— geophysikalisch – zur Untersuchung der Atmosphäre, des Polarlichts, der Erdmagnetosphäre, der Eigenschaften von Gesteinen, des Zustands der Erdkruste in seismisch aktiven Regionen und anderen ähnlichen Themen und Objekten;
- Polarlicht – zum Studium der Polarlichter;
— seismisch – zur ständigen und detaillierten Aufzeichnung aller Schwingungen der Erdkruste und deren Untersuchung;
— Meteorologisch – zum Studium Wetterverhältnisse und Identifizieren von Wettermustern;
— Observatorien für kosmische Strahlung und eine Reihe anderer.
Wo werden Observatorien gebaut?
Observatorien werden in Bereichen errichtet, die Wissenschaftlern maximales Material für die Forschung bieten. 
Meteorologisch – in allen Teilen der Erde; astronomisch - in den Bergen (die Luft dort ist sauber, trocken und nicht durch die Stadtbeleuchtung „geblendet“), Radioobservatorien - am Grund tiefer Täler, unzugänglich für künstliche Funkstörungen.
Astronomische Observatorien
Astronomisch – die älteste Art von Observatorien. In der Antike waren Astronomen Priester; sie führten einen Kalender, untersuchten die Bewegung der Sonne am Himmel und machten Vorhersagen über Ereignisse und das Schicksal der Menschen in Abhängigkeit von der Position der Himmelskörper. Das waren Astrologen – Menschen, vor denen selbst die wildesten Herrscher Angst hatten.
Alte Observatorien befanden sich meist in den oberen Räumen der Türme. Bei den Werkzeugen handelte es sich um eine gerade Stange, die mit einem verschiebbaren Visier ausgestattet war.
Der große Astronom der Antike war Ptolemaios, der in der Bibliothek von Alexandria eine große Anzahl astronomischer Beweise und Aufzeichnungen sammelte und einen Katalog mit Positionen und Helligkeiten für 1022 Sterne erstellte; erfand die mathematische Theorie der Planetenbewegung und stellte Bewegungstabellen zusammen – Wissenschaftler verwendeten diese Tabellen mehr als 1.000 Jahre lang!
Im Mittelalter wurden im Osten besonders aktiv Observatorien gebaut. Bekannt ist das riesige Samarkand-Observatorium, in dem Ulugbek – ein Nachkomme des legendären Timur-Tamerlane – die Bewegung der Sonne beobachtete und sie mit beispielloser Genauigkeit beschrieb. Das Observatorium mit einem Radius von 40 m hatte die Form eines nach Süden ausgerichteten Sextantengrabens und war mit Marmor verziert.
Der größte Astronom des europäischen Mittelalters, der die Welt fast im wahrsten Sinne des Wortes veränderte, war Nikolaus Kopernikus, der die Sonne anstelle der Erde in den Mittelpunkt des Universums „verlagerte“ und vorschlug, die Erde als einen anderen Planeten zu betrachten.
Und eines der fortschrittlichsten Observatorien war Uraniborg oder Schloss im Himmel, das Eigentum von Tycho Brahe, dem dänischen Hofastronomen. Die Sternwarte war damals mit den besten und genauesten Instrumenten ausgestattet, verfügte über eigene Werkstätten zur Herstellung von Instrumenten, ein chemisches Labor, einen Lagerraum für Bücher und Dokumente und sogar eine Druckerei für den Eigenbedarf und eine Papierfabrik für Papier Produktion - damals ein königlicher Luxus!
Im Jahr 1609 erschien das erste Teleskop – das Hauptinstrument jedes astronomischen Observatoriums. Sein Schöpfer war Galileo. Es war ein Spiegelteleskop: Die Strahlen darin wurden gebrochen und durch eine Reihe von Glaslinsen geleitet.
Das Kepler-Teleskop verbesserte sich: In seinem Instrument war das Bild invertiert, aber von höherer Qualität. Diese Funktion wurde schließlich zum Standard für Teleskopgeräte.
Im 17. Jahrhundert, mit der Entwicklung der Navigation, entstanden staatliche Observatorien – das Royal Parisian, das Royal Greenwich, Observatorien in Polen, Dänemark und Schweden. Die revolutionäre Konsequenz ihrer Konstruktion und Tätigkeit war die Einführung eines Zeitstandards: Dieser wurde zunächst durch Lichtsignale, dann durch Telegraf und Radio reguliert.
Im Jahr 1839 wurde das Pulkowo-Observatorium (St. Petersburg) eröffnet, das zu einem der berühmtesten der Welt wurde. Heute gibt es in Russland mehr als 60 Observatorien. Eines der größten auf internationaler Ebene ist das 1956 gegründete Pushchino Radio Astronomy Observatory.
Das Swenigorod-Observatorium (12 km von Swenigorod entfernt) betreibt die einzige VAU-Kamera der Welt, die Massenbeobachtungen geostationärer Satelliten durchführen kann. Im Jahr 2014 eröffnete die Moskauer Staatsuniversität ein Observatorium auf dem Berg Shadzhatmaz (Karatschai-Tscherkessien), wo sie das größte moderne Teleskop Russlands mit einem Durchmesser von 2,5 m installierte.
Die besten modernen ausländischen Observatorien
Mauna Kea- befindet sich auf der Big Hawaiian Island und verfügt über das größte Arsenal an hochpräzisen Geräten auf der Erde.
VLT-Komplex(„riesiges Teleskop“) – befindet sich in Chile, in der Atacama-„Teleskopwüste“. 
Yerkes-Observatorium in den Vereinigten Staaten – „dem Geburtsort der Astrophysik“.
ORM-Observatorium (Kanarische Inseln) – verfügt über ein optisches Teleskop mit der größten Apertur (Fähigkeit, Licht zu sammeln).
Arecibo- befindet sich in Puerto Rico und besitzt ein Radioteleskop (305 m) mit einer der größten Öffnungen der Welt.
Observatorium der Universität Tokio(Atacama) – der höchste der Erde, auf dem Gipfel des Berges Cerro Chainantor gelegen.
