Астрономічні спостереження та їх особливості
В темну, безхмарну ніч на небі можна побачити багато зірок. Здається, важко розібратись в цій величній картині зоряного неба.
Практична необхідність вивчення зоряного неба привела до народження науки, яка ще в Стародавній Греції одержала назву – астрономія (астрон – зірка і номос – закон).
Головним приладом астрономії є телескоп. Телескоп з об’єктивом із лінз називається рефрактором, а телескоп з об’єктивом з угнутих дзеркал – рефлектором.
Переваги телескопа: 1) збільшення кута зору, під яким можна бачити небесні об’єкти; 2) збирає більше світла, щоб виявляти слабкі джерела випромінювання.
Кількість зібраного світла пропорціональна площі об’єктива. Чим більше світла зібрав телескоп, тим слабіші зорі в нього видно і тим більше зір в нього можна побачити.
Масштаб зображення. Що його дає об’єктив телескопа, пропорціоральний фокусній відстані об’єктива, тобто відстані від об’єктива, який збирає світло, до тієї точки, де виходить зображення світила. Зображення небесного об’єкта фотографують або розглядають в окуляри.
Телескоп дає збільшення зображення Місяця і планет, збільшує видимі в нього кутові відстані між зорями. Самі зорі навіть у дуже сильний телескоп видно як світлі точки через велику від нас віддаленість.
У телескопі виходить перевернуте зображення. Та це не істотно, бо в космосі, поза Землею, немає ні верху, ні низу.
При спостереженнях у телескоп рідко використовують збільшення понад 500 раз. Причина цього – повітряні течії, що викривляють зображення.
ІІ. Вивчаючи небесні світила, використовують фотографічні знімки, які одержують з допомогою астрографів.
Піонери-астрофотографії пройшли через великі труднощі. Так, наприклад, під час сонячного затемнення в 1887 році німецький астроном Фогель збирався фотографувати Сонце на “мокрих” пластинках, які перед самою зйомкою заливав розчином хлористого срібла. За декілька хвилин до початку затемнення Фогель залив пластинки колодієм, але в того гак обірвалась частин стелі і зйомки були зірвані.
В наш час використовують астрографи не телескопи, які призначені спеціально для фотографування або великих ділянок неба в малому масштабі, або малих ділянок неба у великому масштабі.
Блиск зір і його зміни у змінних зір вимірюють з допомогою фотоелектричних фотометрів. У них світло зорі, зібране телескопом, подає по фотоелемент, викаючи в ньому дуже слабий електрострум, сила якого пропорціональна інтенсивності освітлення.
Такий фотометр пригвинчують до кінця телескопа замість окуляра.
Уявлення про небесні тіла та їх системи надзвичайно збагатились після того, як стало можливим вивчати їхнє радіовипромінювання. Для цього створено радіотелескопи різних систем. У них радіохвилі збирає у фокусі металеве дзеркало.
Методом, що дає цінні і найрізноманітніші відомості про небесні світила, є спектральний аналіз. Він дає змогу визначити якісний і кількісний хімічний склад світила, його температуру, наявність і напруженість магнітного поля, швидкість руху.
Спектральний аналіз ґрунтується на тому, що складне світло при переході з одного середовища в інше, наприклад з повітря в скло, розкладається на складові частини. Світло поширюється у вигляді електромагнітних хвиль. Кожному кольору відповідає певна довжина електромагнітної хвилі. Довжина хвилі в спектрі зменшується від червоних променів до фіолетових приблизно від 700 до 400 ммк. За фіолетовими променями спектра лежать ультрафіолетові промені.
Нерідко, в ультрафіолетовому світлі багато те, що оком не видно. Наприклад, темні плями на знимках Венери, велика кількість туманностей, які світяться. Одна з них зайняла все сузір’я Оріона. Ультрафіолетова туманність, яка огортає спілу – головну зірку сузір’я Діви. Ще коротшу довжину хвилі мають ректченівські промені, що застосовуються в медицині.