Презентация по астрономии на тему: "Особенности астрономии и её методов".

Сегодня мы с вами узнаем, в чём состоят главные особенности астрономии. Выясним, что такое небесная сфера, и рассмотрим её основные линии, точки и плоскости. А также познакомимся с используемой в астрономии горизонтальной системой координат.

На протяжении тысячелетий астрономы изучали положение небесных объектов на звёздном небе и их взаимное перемещение с течением времени.
Именно поэтому, долгое время, а точнее с III века до нашей эры господствовала геоцентрическая система мироустройства Клавдия Птолемея.

И лишь в середине XVI века, а точнее в 1543 году, вышел великий труд Николая Коперника «Об обращении небесных сфер», в котором приводились доводы о том, что центром нашей системы является не Земля, а Солнце.
Так возникло гелиоцентрическое учение, которое дало ключ к познанию Вселенной.

Основным способом исследования небесных объектов и явлений служат астрономические наблюдения.

 Астрономические наблюдения — это целенаправленная и активная регистрация информации о процессах и явлениях, происходящих во Вселенной.

С древних времён и до настоящего времени сведения о том, что происходит за пределами Земли в космическом пространстве, учёные главным образом получают на основе приходящего от этих объектов света и других видов излучения.

наблюдения  — это основной источник информации в астрономии.
Эта первая особенность астрономии отличает её от других естественных наук (например, физики или химии), где главную роль играют опыты, эксперименты.
Возможности проведения экспериментов за пределами Земли появились лишь благодаря космонавтике. Но и в этих случаях речь идёт о проведении экспериментальных исследований небольшого масштаба, таких, например, как изучение химического состава лунных или марсианских пород, изучение поверхности астероидов или комет. Ведь очень трудно представить себе эксперименты над планетой в целом, звездой или галактикой.

2) большинство изучаемых явлений непосредственно наблюдать невозможно.
Даже изменения, происходящие на Солнце, на Земле регистрируются лишь через 8 минут и 19 секунд (именно столько времени требуется свету, чтобы преодолеть расстояние от Солнца до Земли).
Что же касается далёких галактик, то здесь речь уже идёт о миллиардах лет. То есть изучая далёкие звёздные системы — мы изучаем их прошлое.

3) особенность астрономии обусловлена необходимостью указать положение небесных тел в пространстве (их координаты) и невозможностью различить, какое из них находится ближе, а какое дальше от нас.
Нам, как и людям в древности, кажется, что все звёзды одинаково удалены от нас и располагаются на некой сферической поверхности неба — небесной сфере, — которая как единое целое вращается вокруг Земли.

Уже более 2000 лет тому назад астрономы стали применять способы, которые позволяли указать расположение любого светила на небесной сфере по отношению к другим космическим объектам или наземным ориентирам.
Представлением о небесной сфере удобно пользоваться и теперь, хотя мы знаем, что этой сферы реально не существует.

Небесная сфера — это воображаемая сфера произвольного радиуса, центр которой в зависимости от решаемой задачи совмещается с той или иной точкой пространства. 

Например, центр небесной сферы может быть выбран в месте наблюдения (глаз наблюдателя), в центре Земли или Солнца и так далее.

Важно понимать, что на поверхность небесной сферы проецируются видимые положения всех светил.
Например, некоторые из звёзд «ковша» Большой Медведицы находятся далеко одна от другой, но для наблюдателя с Земли они проецируются на один и тот же участок небесной сферы

Повторив такую операцию для всех наблюдаемых звёзд, мы получим на поверхности сферы карту звёздного неба — звёздный глобус.

Звёздный глобус — объёмное изображение небесной сферы с нанесёнными на неё экватором, сеткой небесных меридианов и параллелей,  основных созвездий и звезд, используемых при определении места судна.

Расстояния между звёздами на небесной сфере можно выражать только в угловой мере.

М1

М2

М3

М4

Расстояния между звёздами на небесной сфере можно выражать только в угловой мере. Эти угловые расстояния измеряются величиной центрального угла между лучами, направленными на одну и на вторую звезду, или же эти расстояния можно вычислить по длине соответствующей дуги между звёздами на поверхности небесной сферы.
Для приближённой оценки угловых расстояний на небе можно воспользоваться известными данными о звёздах, входящих в созвездие Большой Медведицы.

Расстояния между звёздами на небесной сфере можно выражать только в угловой мере.

α

η

β

γ

δ

ε

ζ

10о

5о

25о

Также оценку угловым расстояниям можно дать и с помощью пальцев вытянутой руки.

Небесная сфера – абстрактное понятие, воображаемая сфера бесконечно большого радиуса, центром которой является наблюдатель.
При этом центр небесной сферы как бы находится на уровне глаз наблюдателя (иными словами, все что вы видите над головой от горизонта до горизонта – и есть эта самая сфера).
Впрочем, для простоты восприятия, можно считать центром небесной сферы и центр Земли, никакой ошибки в этом нет.
Положения звезд, планет, Солнца и Луны на сферу наносят в таком положении, в каком они видны на небе в определенный момент времени из данной точки нахождения наблюдателя.

Иными словами, хотя наблюдая положение светил на небесной сфере, мы, находясь в разных местах планеты, постоянно будем видеть несколько различную картину, зная принципы “работы” небесной сферы, взглянув на ночное небо мы без труда сможем сориентироваться на местности пользуясь простой техникой. Зная вид над головой в точке А, мы сравним его в с видом неба в точке Б, и по отклонениям знакомых ориентиров, сможем понять где именно находимся сейчас.

Небесная сфера имеет ряд характерных точек, линий и кругов, рассмотрим основные элементы небесной сферы.

Прямая, проходящая через центр небесной сферы и совпадающая с направлением нити отвеса в месте наблюдения, называется отвесной (вертикальной) линией.

Вертикаль наблюдателя — прямая, проходящая через центр небесной сферы и совпадающая с направлением нити отвеса в точке наблюдателя.
 Зенит  — точка пересечения вертикали наблюдателя с небесной сферой, расположенная над головой наблюдателя. 
Надир  — точка пересечения вертикали наблюдателя с небесной сферой, противоположная зениту.

Плоскость, проходящая через центр небесной сферы и перпендикулярная отвесной линии, называется плоскостью истинного (математического) горизонта.

Истинный горизонт — большой круг на небесной сфере, плоскость которого перпендикулярна к вертикали наблюдателя. Истинный горизонт делит небесную сферу на две части: надгоризонтную полусферу, в которой расположен зенит, и подгоризонтную полусферу, в которой расположен надир.

Ось мира (Земная ось) — прямая, вокруг которой происходит видимое суточное вращение небесной сферы.
Ось мира параллельна оси вращения Земли, а для наблюдателя, находящегося на одном из полюсов Земли, она совпадает с осью вращения Земли.
Видимое суточное вращение небесной сферы является отражением действительного суточного вращения Земли вокруг своей оси.
Полюсы мира —точки пересечения оси мира с небесной сферой. Полюс мира, находящийся в области созвездия Малой Медведицы, называется Северным полюсом мира, а противоположный полюс называется Южным полюсом.

Ось мира —
прямая, проходящая через центр небесной сферы параллельно оси вращения Земли.

Небесный экватор — большой круг на небесной сфере, плоскость которого перпендикулярна к оси мира. Плоскость небесного экватора делит небесную сферу на северную полусферу, в которой расположен Северный полюс мира, и южную полусферу, в которой расположен Южный полюс мира.

Большой круг, проходящий через
центр небесной сферы и перпендикулярный оси мира, называют небесным экватором.

Небесный меридиан, или меридиан наблюдателя — большой круг на небесной сфере, проходящий через полюсы мира, зенит и надир. Он совпадает с плоскостью земного меридиана наблюдателя и делит небесную сферу на восточную и западную полусферы.

Точки севера и юга — точки пересечения небесного меридиана с истинным горизонтом. Точка, ближайшая к Северному полюсу мира, называется точкой севера истинного горизонта С, а точка, ближайшая к Южному полюсу мира, — точкой юга Ю. Точки востока и запада — точки пересечения небесного экватора с истинным горизонтом.

Круг склонения, или часовой круг светила, — большой круг на небесной сфере, проходящий через полюсы мира и светило.

Круг склонения светила —
большой круг небесной сферы, проходящий через полюсы мира и светило.

Большой круг небесной сферы, проходящий через зенит, светило и надир, называется кругом высоты, вертикальным кругом или вертикалом светила.

Горизонтальная система координат

Экваториальная система координат

Эклиптическая система координат

Галактическая система координат

Следует помнить, что эти координаты (азимут, высота и зенитное расстояние) в результате суточного вращения небесной сферы постоянно изменяются. Вследствие этого, горизонтальные координаты указывают положение светила на небе в данный момент времени.
На практике данная система координат, как правило, используется для определения видимых положений светил с помощью оптических угломерных инструментов — теодолитов.

Наблюдения в астрономии - основной источник информации.
Они имеют  особенности:
длительные промежутки времени и одновременное наблюдение родственных объектов (пример-эволюция звезд)
необходимость указания положения небесных тел в пространстве (координаты)

На протяжении тысячелетий астрономы изучали положения небесных объектов на звёздном небе и их взаимное перемещение с течением времени. Конечно же древним астрономам приходилось очень нелегко, так как они имели возможность наблюдать за звёздным небом лишь невооружённым глазом.
И в основном благодаря лишь своей железной логике, силе мысли и математическому расчёту Николай Коперник сделал свои гениальные открытия.

Конечно же, древним астрономам приходилось очень нелегко, так как они имели возможность наблюдать за звёздным небом лишь невооружённым глазом. Для точности наблюдений, нужны приборы.
Настоящий переворот в астрономии произошёл в 1608 году, после того как голландский мастер по изготовлению очков Иоанн Липперсгей обнаружил, что две линзы, расположенные на одной прямой, могут увеличивать предметы.
Так была изобретена зрительная труба.

Этой идеей сразу же воспользовался Галилей.
В 1609 году он сконструировал свою первую зрительную трубу с трёхкратным увеличением и направил её в небо. Так зрительная труба превратилась в телескоп.

Кстати, название «телескоп» происходит от двух греческих слов: «теле» — далеко, и «скопео» — смотреть.
Оно было предложено в 1611 году греческим математиком Иоаннисом Димисианосом для одной из зрительных труб Галилея.

Телескопы применяют для того, чтобы собрать как можно больше света, идущего от изучаемого объекта, и чтобы получить возможность изучать его мелкие детали, которые недоступны невооружённому глазу.
Чем более слабые объекты даёт возможность увидеть телескоп, тем больше его проницающая сила. А возможность различать мелкие детали характеризует разрешающую способность телескопа.

Обе эти характеристики телескопа зависят от диаметра его объектива.

Проще говоря, чем меньше размер изображения светящейся точки (в нашем случае, звезды), которое даёт телескоп, тем больше его разрешающая способность.

Разрешающая способность телескопа для видимого света определяется по формуле:

где «D» — это диаметр объектива в миллиметрах, а «α» — угловое разрешение в угловых секундах.
Конечно же, таким образом мы находим разрешающую способность идеального телескопа для идеальных условий наблюдения.
В реальности разрешающая способность будет гораздо меньше, так как на качество изображения будут существенно влиять состояние атмосферы и движение воздуха.

Любой оптический телескоп состоит из объектива и окуляра. Так вот, если в качестве объектива телескопа использовать линзу, то телескоп будет называть рефра́ктором (от латинского слова «преломляю»).
Если же в качестве объектива используется вогнутое зеркало, то это телескоп называется рефле́ктором (от латинского «отражаю»).

Виды телескопов: = оптические и радио.
1. Оптические телескопыРефрактор - используется преломление света в линзе (преломляющий), первый в 1609г Г. ГалилейРефлектор - используется вогнутое зеркало (отражающий), фокусирующее лучи, первый в 1668г изобрел И. Ньютон.Зеркально – линзовый (камера Шмидта) - комбинация обеих видов, первый построил в 1930г Б. ШМИДТ.

У небольших и самых простых телескопов объективом, как правило, выступает двояковыпуклая собирающая линза.
Из курса физики вам известно, что если предмет находится за двойным фокусом линзы, то она даёт его уменьшенное, действительное и перевёрнутое изображение.
Так как расстояния до небесных тел очень велики, то лучи света, идущие от них, можно считать параллельными. В этом случае изображение небесного объекта будет располагаться в фокальной плоскости объектива.

Из построения видно, что угловых размеров наблюдаемого объекта объектив телескопа не изменяет. Поэтому, чтобы получить увеличенное изображение, мы должны воспользоваться окуляром — ещё одно линзой (собирающей или рассеивающей). При этом фокусное расстояние окуляра должно быть меньше, чем фокусное расстояние объектива. Если расположить окуляр так, чтобы изображение предмета, даваемое объективом телескопа, находилось в его главном фокусе и провести необходимые построения, то мы убедимся, что он увеличивает угловые размеры наблюдаемого объекта. Это увеличение мы можем легко рассчитать, как отношение фокусного расстояния объектива к фокусному расстоянию окуляра.

Конечно же первые телескопы были размером с небольшую подзорную трубу, увеличивали в несколько десятков раз и не отличались высоким качеством изображения. 
Однако вскоре было обнаружено, что количество света, собираемого объективом телескопа, возрастает пропорционально его площади.
Поэтому со временем размеры и мощности этих приборов увеличивались. Так в 1845 году британский астроном Уильям Парсонс построил в своём графском замке телескоп «Левиафан». Масса этого аппарата составляла более 150 тонн, длина трубы — 17 метров, а зеркало имело диаметр 183 сантиметра.

В наше время изготавливаются ещё более крупные оптические телескопы. Так, например, крупнейшим телескопом в Евразии является «Большой телескоп азимутальный» (сокращённо БТА).  
Располагается он в научно-исследовательском институте Российской академии наук, расположенном на Северном Кавказе у подножия горы Пастухова в Зеленчукском районе Карачаево-Черкесской Республики. Его главное монолитное зеркало имеет диаметр 605 сантиметров. Этот телескоп считался крупнейшим в мире почти 18 лет.

В настоящее время самым крупным оптическим телескопом считает Большой южноафриканский телескоп, открытый в 2005 году. Находится он в Южноафриканской астрономической обсерватории, расположенной вблизи города Сатерленд в полупустынном регионе Кару Южно-Африканской Республики. Главное зеркало этого телескопа имеет размеры 11 м х 9,8 м и состоит из 91 одинакового шестиугольника со стороной 1 метр.

Примечательно, что изготовлением сегментов главного зеркала и их первичной обработкой занималось приборостроительное предприятие, расположенное в городе Лыткарино Московской области. А калибровка зеркала происходила при участии специалистов Всероссийского научно-исследовательского института метрологии имени Дмитрия Ивановича Менделеева.

Но и это не предел. В 2015 году произошла церемония закладки первого камня будущего Европейского чрезвычайно большого телескопа. Его главным инструментом станет сегментное зеркало диаметром в 39,3 метра.

В середине XIX века на смену визуальных наблюдений пришла фотография. В настоящее же время фотографию заменили электронные приёмники света. Наибольшее распространение получили полупроводниковые приборы с зарядовой связью, сокращённо ПЗС.
Матрицы ПЗС, которые применяются в современных цифровых фотоаппаратах, по своему устройству аналогичны тем, которые используются в астрономии. Важнейшим их качеством является высокая чувствительность: они способны реагировать практически на каждый попавший на них фотон.
Особенно ПЗС незаменимы для тех телескопов, которые работают в автоматическом режиме. В частности, это касается знаменитого телескопа «Хаббл», который обращается вокруг земли на расстоянии примерно в 560 километров от её поверхности.

Благодаря отсутствию влияния атмосферы разрешающая способность телескопа составляет всего 0,1’’, что почти в 7—10 раз больше, чем у аналогичного телескопа, расположенного на Земле. За 15 лет работы телескопа на Землю было передано свыше 1 миллиона 22 тысяч высококачественных изображений различных космических объектов. В их числе изображения самых далёких галактик, расположенных более чем в 13 миллиардах световых лет.

Сейчас мы называем астрономию всеволновой, так как наблюдения за космическими объектами ведутся во всех диапазонах электромагнитных волн, а не только в его видимой части спектра. Однако лишь радиоволны могут достичь поверхности Земли без значительного поглощения.
Поэтому телескопы, предназначенные для изучения остального спектра волн, устанавливаются на орбитальных станциях и космических кораблях.

Для приёма же радиоизлучения от различных космических объектов используются земные радиотелескопы. Антенны радиотелескопов, чаще всего, представляют собой параболические отражатели, подобные зеркалам обычных оптических рефлекторов. Но собирают они не свет, а радиоволны.
Радиотелескопы принято разделять на телескопы с заполненной и незаполненной апертурой.

Антенны с заполненной апертурой похожи на зеркала оптических телескопов и являются наиболее простыми и привычными в использовании.
Самым крупным наземным радиотелескопом с заполненной апертурой является телескоп «Фаст» — «Сферический радиотелескоп с пятисотметровой апертурой», расположенный на юге Китая в провинции Гуйчжоу. Его строительство было завершено 25 сентября 2016 года.

Но возможности радиотелескопов существенно возрастают, если их антенны объединить в одну систему и использовать для изучения одного и того же объекта. Такие антенны получили название антенн с незаполненной апертурой.
Например, система, которая состоит из 27) антенн диаметром 25 метров каждая, расположенных в определённом порядке, позволяет достичь углового разрешения в 0,04". А это соответствует возможностям радиотелескопа с антенной, диаметром 35 километров.
Крупнейший наземный радиотелескоп с открытой апертурой — РАТАН-600 — располагается в Специальной астрофизической обсерватории Российской академии наук.

18 июля 2011 года был реализован масштабный международный проект с ведущим российским участием «Радиоастрон». На основе выведенного на околоземную орбиту радиотелескопа «Спектр-Р» (диаметр антенны — 10 метров) и радиотелескопов, расположенных на всех континентах земного шара, создаётся единая наземно-космическая система для изучения различных объектов Вселенной в радиодиапазоне. Двигаясь по вытянутой эллиптической орбите, «Спектр-Р» может удаляться от Земли на расстояние до 350 тысяч километров. Таким образом, создаваемая система по своим возможностям соответствует радиотелескопу с антенной такого колоссального размера.

Реализация проекта «Радиоастрон» позволило начать изучение таких явлений и процессов, как нейтронные звезды и сверхмассивные черные дыры, строение и динамику областей звёздообразования в нашей Галактике, а также проблемы, связанные с эволюцией Вселенной.

§2 учебник. Конспект стр.11-16 «Телескопы»
Письменно Упражнение №1 стр.17

В безоблачную и безлунную ночь открывается величественная картина звездного неба. Россыпи звезд - в которых кажется, невозможно разобраться.  

      Тысячи лет назад люди глядели на небо, считали звезды и мысленно соединяли их в разнообразные фигуры (созвездия), называя их именами персонажей древних мифов и легенд, животных и предметов.

У разных народов имелись свои мифы и легенды о созвездиях, свои названия, разное их количество. Деления были чисто условны, рисунки созвездия редко соответствовали названной фигуре, однако это существенно облегчало ориентирование по небу.
Даже босоногие мальчики в древней Халдее или Шумерах лучше знали небо любого из нас.

В общем случае на небе можно насчитать до 2500-3000 звезд (в зависимости от вашего зрения) – а всего видимых звезд около 6000.

Старейшие по названиям считаются созвездия зодиакальные – пояс, вдоль которого происходит годичное движение Солнца (эклиптика), а также видимые пути Луны и планет.
Так созвездие Телец – было известно > 4000 лет назад, так как в это время в этом созвездии находилась точка весеннего равноденствия.

У разных народов и в разное время был разный принцип деления. Так: 4 век до н.э. был список 809 звезд входящих в 122 созвездия.   18 век – Монголия – было 237 созвездий.   2 век – Птолемей (“Альмагеста”) – описано 48 созвездий.  15-16 век – период великих морских путешествий – описано 48 созвездий южного неба. 

Были попытки переименовать установившиеся созвездия, но не одно название не прижилось у астрономов (там церковь в 1627г издала атлас созвездия “Христианское звездное небо”, давались  названия монархов – Георг, Карл, Людовик, Наполеон).  

    Многие звездные карты (атласы) 17-19 века содержали названия созвездий и рисунки фигур. Но прижился только один  звездный атлас Яна Гавелия (1611-1687, Польша) изданный в 1690г и имеющий не только точное расположение звезд и впервые экваториальных координатах, но и прекрасные рисунки (лицевая обложка и титульный лист).

Созвездия - область неба с характерной группой звезд и всеми звездами, находящимися внутри его границ.  Соседство звезд, кажущиеся, в проекции на небесную сферу.

Самые яркие звезды имеют собственные имена (более 300 звезд имеют имена, большинство арабские).

     В 125г до НЭ ГИППАРХ (180-125, Греция) вводит деление звезд на небе по видимой яркости на звездные величины, обозначив самые яркие - первой звездной величины (1m), а еле видимые – 6m (т. е. разность в 5 звездных величин). Позже фотометрическими способами при уточнении звездных величин пришлось ввести дробные числа и даже отрицательные. /показать обозначение - Запись типа m=-1,6m).

звездная величина - видимая яркость (блеск) звезды.

     В 1603г Иоганн Байер (1572-1625, Германия) публикует каталог всех видимых звезд и впервые вводит их обозначение буквами греческого алфавита в порядке уменьшения блеска (наиболее яркие). Самые яркие – α, затем β, γ, δ, ε и т.д.      Поэтому звезды сейчас обозначаются: Вега (α Лиры), Сириус (α Большого Пса), Полярная (α М. Медведицы). / смотреть приложение  – Название наиболее ярких звезд/. CD-Большая энциклопедия -(показ созвездий, или диапозитивы с созвездиями).  Видимость созвездий в течение года в средних широтах.

Только два объекта на небе — Солнце и Луну — мы видим как диски, угловые размеры которых примерно одинаковы (около 30’ или 0,5o). Угловые размеры планет и звёзд намного меньше, поэтому на небе мы их видим просто светящимися точками.

Теперь давайте рассмотрим основные точки, линии и плоскости небесной сферы.
Итак, прямая, проходящая через центр небесной сферы и совпадающая с направлением нити отвеса в месте наблюдения, называется отвесной или вертикальной линией.
Как видим, эта линия пересекает небесную сферу в двух точках.
Верхняя точка называется зенитом и обозначается буквой Z. Нижняя точка, противоположная зениту — это надир, который обозначается буквой Z’.
Если через центр небесной сферы провести плоскость, перпендикулярную отвесной линии, то мы получим плоскость истинного или математического горизонта.
Большой круг небесной сферы, проходящий через зенит, светило и надир, называется кругом высоты, вертикальным кругом или просто вертикалом светила.
А прямая, проходящая через центр небесной сферы параллельно оси вращения Земли, называется осью мира.
Она тоже пересекает небесную сферу в двух диаметрально противоположных точках. Точка, вблизи которой находится Полярная звезда, называется Северным полюсом мир, противоположная точка — Южным полюсом мира.

А проведя через центр небесной сферы перпендикулярно оси мира большой круг, мы получим небесный экватор. Он, наподобие земного экватора, делит небесную сферу на две части: Северное полушарие и Южное.
Если провести большой круг через полюсы мира и светило, то мы получим круг склонения светила.
Большой круг небесной сферы, проходящий через точки зенита, надира и полюсы мира, называется небесным меридианом.

Как видим, небесный меридиан пересекается с истинным горизонтом в двух диаметрально противоположных точках.  Точка, которая находится ближе к Северному полюсу мира, называется точкой севера. Соответственно, та точка, которая находится ближе к Южному полюсу мира, называется точкой юга.
Если мы соединим эти две точки, то получим так называемую полуденную линию. По направлению полуденной линии падают тени от предметов в полдень.
С небесным экватором истинный горизонт также пересекается в двух диаметрально противоположных точках — точке востока и точке запада.

Положение светил на небе определяется по отношению к точкам и кругам небесной сферы. Для этого были введены небесные координаты, подобные географическим координатам на поверхности Земли.
В астрономии применяется несколько систем координат. Но для астрономических наблюдений удобно определять положение светила по отношению к горизонту, то есть знать, в какой стороне горизонта и как высоко оно находится.
С этой целью в астрономии вводится горизонтальная система координат — это высота или зенитное расстояние и азимут.
Высота светила (h) — это угловое расстояние по вертикальному кругу от горизонта до светила, то есть это угол между горизонтом и самим светилом.