Астрономия наших дней

Контрольная работа на тему:

«Астрономия наших дней»

по дисциплине: Концепции современного естествознания

Автор работы:

студент

Руководитель работы:

Содержание

Введение

Данная контрольная работа посвящена современным вопросам астрономии – той области знаний, которые за последние годы дали наибольшее число научно-технических открытий.

Занимаясь какой-нибудь проблемой космоса, астроном либо решает некую математическую задачу, либо занимается усовершенствованием приборов и методов наблюдений, либо же строит в своем воображении, сознательно или бессознательно, некоторую небольшую модель исследуемой космической системы. При этом основное значение имеет правильное понимание относительных размеров изучаемой системы и интервалов времени.

До начала XVII века невооруженный глаз был единственным оптическим инструментом астрономов. Вся астрономическая техника древних сводилась к созданию различных угломерных инструментов, как можно более точных и прочных. Уже первые телескопы сразу резко повысили разрешающую и проницающую способность человеческого глаза. Вселенная оказалась совсем иной, чем она казалась до тех пор. Постепенно были созданы приемники невидимых излучений и в настоящее время Вселенную мы воспринимаем во всех диапазонах электромагнитного спектра – от гамма-лучей до сверхдлинных радиоволн.

Актуальность данной темы заключается в том, что благодаря телескопам и другим инструментам астрономической техники человек за три с половиной века проник в такие космические дали, куда свет – самое быстрое, что есть в этом мире – может добраться лишь за миллиарды лет. Это означает, что радиус изучаемой человечеством Вселенной растет со скоростью, в огромное число раз превосходящей скорость света.

Цель работы: изучить астрономию наших дней.

Задачи исследования:

Изучить спектральный анализ небесных тел;

проанализировать небо в рентгеновских лучах;

рассмотреть радиоастрономию;

выявить оптические наблюдения;

узнать о других методах наблюдения.

Объект исследования: Вселенная.

При написании контрольной работы была использована литература следующих авторов: Шкловский И.С., Климишин И.А. и др.

1 Спектральный анализ небесных тел

Сегодня спектральный анализ является одним из основных средств изучения астрономических объектов в астрофизике – изучение интенсивности излучения в отдельных спектральных линиях, в отдельных участках спектра. Спектральный анализ является важнейшим средством для исследования вселенной. Спектральный анализ является методом, с помощью которого определяется химический состав небесных тел, их температура, размеры, строение, расстояние до них и скорость их движения. Спектральный анализ проводится с использованием приборов спектрографа и спектроскопа. В спектроскоп спектр рассматривают, в спектрографе его фотографируют. Фотография спектра называется спектрограммой. Существуют следующие виды спектров.

Сплошной, или непрерывный, спектр в виде радужной полоски дают твердые раскаленные тела (раскаленный уголь, нить электролампы) и находящиеся под большим давлением громадные массы газа. Линейчатый спектр излучения дают разреженные газы и пары при сильном нагревании или под действием электрического разряда. Каждый газ излучает набор ярких линий определенных цветов. Их цвет соответствует определенным длинам волн. Они находятся всегда в одних и тех же местах спектра. Изменения состояния газа или условий его свечения, например нагрев или ионизация, вызывают определенные изменения в спектре данного газа.

Составлены таблицы с перечнем линий каждого газа и с указанием яркости каждой линии. Например, в спектре натрия особенно ярки две желтые линии. Установлено, что спектр атома или молекулы связан с их строением и отражает определенные изменения, происходящие в них в процессе свечения.

Линейчатый спектр поглощения дают газы и пары, когда за ними находится яркий и более горячий источник, дающий непрерывный спектр. Спектр поглощения состоит из непрерывного спектра, перерезанного темными линиями, которые находятся в тех самых местах, где должны быть расположены яркие линии, присущие данному газу. Например, две темные линии поглощения натрия расположены в желтой части спектра.

Сказанное выше позволяет производить анализ химического состава паров, излучающих свет или поглощающих его, находятся ли они в лаборатории или на небесном светиле. Количество атомов или молекул, лежащих на нашем луче зрения, излучающих или поглощающих, определяется по интенсивности линий. Чем больше атомов, тем ярче линия или тем она темнее в спектре поглощения. Солнце и звезды окружены газовыми атмосферами. Непрерывный спектр их видимой поверхности перерезан темными линиями поглощения, возникающими при прохождении света через атмосферу звезд. Поэтому спектры Солнца и звезд — это спектры поглощения.1

По спектру звёзды относят к тому или иному спектральному классу. По спектральной диаграмме можно определить видимую звёздную величину звезды, а далее пользуясь формулами найти абсолютную звёздную величину, светимость, а значит и размер звезды.

Надо помнить, что спектральный анализ позволяет определять химический состав только самосветящихся или поглощающих излучение газов. Химический состав твердого или жидкого тела при помощи спектрального анализа определить нельзя. Когда тело раскалено докрасна, в его сплошном спектре ярче всего красная часть. При дальнейшем нагревании наибольшая яркость в спектре переходит в желтую, потом в зеленую часть и т. д. Теория излучения света, проверенная на опыте, показывает, что распределение яркости «вдоль сплошного спектра» зависит от температуры тела. Зная эту зависимость, можно установить температуру Солнца и звезд. Температуру планет и температуру звезд определяют еще при помощи термоэлемента, помещенного в фокусе телескопа. При нагревании термоэлемента в нем возникает электрический ток, характеризующий количество теплоты, приходящее от светила.2 Но в своем стремлении объяснить природу небесных тел астрономы не сдвинулись бы с места ни на шаг, если бы они не знали как возникают в мировых пространствах электромагнитные волны той или другой частоты. Сегодня уже известно несколько совсем различных механизмов генерирования электромагнитного излучения. Один из них связан с движением электронов в поле атомных ядер – это тепловой механизм. Здесь интенсивность излучения определяется температурой части и их концентрацией в единице объема. Cинхротронное излучение возникает при торможении в магнитном поле релятивистских электронов, т.е. электронов, скорости движения которых близки к скорости света. Электромагнитные волны возникают и при затухании механических колебаний неоднородной плазмы (ионизованного газа), и при переходе быстрых частиц через границу двух сред.

Из сказанного следует, что недостаточно зарегистрировать излучение какого-то объекта в определенной длине волны. Необходимы исследования в широком диапазоне длин волн и все сторонний анализ полученных результатов. Сегодня астрономы, вооруженные современной ракетной техникой, мощными оптическими и радиотелескопами, сложной теорией механизмов излучения, ведут широкое изучение Вселенной в целом и ее отдельных частей. Астрономы убеждены в том, что они правильно понимают природу процессов, происходящих далеко за пределами наших земных лабораторий.

2 Небо в рентгеновских лучах

В 1995 году исполнилось 100 лет со дня открытия великим немецким физиком Вильгельмом Конрадом Рентгеном нового вида излучения, который получил название рентгеновских лучей. Сейчас трудно представить такую область науки и техники, где бы не использовались эти лучи. Не осталась в стороне и астрономия.

В 1992 году исполнилось 30 лет со дня рождения рентгеновской астрономии. Именно в 1962 году впервые было зарегистрировано рентгеновское излучение от космического источника Скорпион X-1. Рентгеновское излучение Солнца было зарегистрировано еще в 1948 году. С тех пор рентгеновская астрономия достигла впечатляющих успехов. Были открыты мощные источники космического рентгеновского излучения как в нашей Галактике, так и источники внегалактического происхождения.

Под рентгеновским излучением принято понимать электромагнитные волны в области энергий 0,1-300 кэВ. Этот диапазон, в свою очередь, делится на три поддиапазона: 0,1-5 кэВ (мягкое рентгеновское излучение), 5-50 кэВ (классический рентгеновский диапазон) и 50-300 кэВ (жесткое рентгеновское излучение). Электромагнитное излучение в области энергий E≥300 кэВ принято называть гамма-излучением. Такое разделение связано с разными принципами и методами регистрации излучения. Для разных диапазонов характерны и разные механизмы генерации фотонов.

Наша Земля надежно защищена атмосферой от проникающего жесткого электромагнитного излучения. Поэтому рентгеновские источники регистрируются с помощью детекторов, установленных на космических кораблях и спутниках. Такими детекторами являются газовые пропорциональные счетчики или специальные твердые кристаллы – сцинтилляторы, в которых регистрируется ток электронов, возникающих в процессе ионизации под действием рентгеновского космического излучения. В качестве детекторов в последнее время успешно используются зеркальные телескопы, сделанные из специально подобранных материалов, которые эффективно отражают и рассеивают рентгеновские лучи. При этом в фокусе такого телескопа по-прежнему располагаются высокочувствительные пропорциональные счетчики.

Успехи рентгеновской астрономии неразрывно связаны с запуском специализированных рентгеновских спутников. Первым из таких спутников был знаменитый УХУРУ, запущенный американскими учеными в 1970 году и названный так в честь 10-й годовщины независимости Кении (на языке суахили слово uhuru означает "свобода"). С помощью этого спутника зарегистрировано излучение от ~350 космических источников как галактического, так и внегалактического происхождения.

В последующие годы число запущенных специализированных рентгеновских спутников резко возросло.

В 1982 году в России запущен специализированный астрономический спутник АСТРОН, который ведет исследование неба в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах. В 1990 году запущен европейский спутник имени Рентгена – РОСАТ. В разработке последнего проекта ведущая роль принадлежала ученым из ФРГ. Запуск осуществлен с помощью американского космического корабля многоразового действия типа ШАТТЛ. На спутнике РОСАТ размещены большой зеркальный рентгеновский телескоп, работающий в спектральной области от 6 до 100 ангстрем, а также специальный телескоп меньших размеров, действующий в мягком рентгеновском и жестком ультрафиолетовом диапазонах от 60 до 300 ангстрем. Оба телескопа работают одновременно. Чувствительность рентгеновского телескопа в 1000 и 100 раз соответственно превышает чувствительность знаменитых американских спутников УХУРУ и HEAO 1. Задачей спутника на первом этапе работы является выполнение детального обзора неба в рентгеновских лучах.3 С его помощью предполагается открыть не менее десяти тысяч новых космических источников рентгеновского излучения. Точность их координат на первом этапе исследований невелика – около 1' в зависимости от величины потока. Ожидается, что список вновь открытых объектов будет весьма широким: от близких обычных звезд до весьма удаленных необычных квазаров.

На втором этапе предполагается провести детальные исследования уже конкретных источников с целью достижения лучшего пространственного разрешения, исследование характера их временного и спектрального поведения и пр.

В России с начала 90-х годов действует орбитальная обсерватория ГРАНАТ, которая была выведена на орбиту 1 декабря 1989 года. Большую часть времени космический аппарат проводит вне магнитосферы Земли, обращаясь вокруг Земли с периодом около 4 суток, что создает благоприятные условия для длительных наблюдений рентгеновских источников. На протяжении 6 лет (с 1990 по 1995 год) главной мишенью этой космической обсерватории была область центра Галактики, где обнаружено много новых дискретных источников рентгеновского излучения.

В России предполагается запустить новую международную орбитальную рентгеновскую обсерваторию массой около 6 тонн с помощью нового российского спутника СПЕКТР. Обсерватория будет действовать на сильно вытянутой орбите, причем минимальное расстояние до Земли составит ~1000 км, а максимальное – 200000 км. Предполагаемое время работы обсерватории около 15 лет. Вес научного оборудования составит 2,5 тонны. С помощью этой замечательной обсерватории ученые надеются открыть сверхслабые источники космического излучения, находящиеся у самой границы Вселенной.

И недалеко время, когда астрономы перестанут делить излучение на диапазоны, когда небо откроется сразу всеми цветами. Небо в рентгеновских лучах прекрасно - но мы увидим Небо и поразимся, и застынем на некоторое время, впитывая увиденное.

3 Радиоастрономия

Радиоастрономия – раздел астрономии, изучающий космические объекты путем анализа приходящего от них радиоизлучения. Многие космические тела излучают радиоволны, достигающие Земли: это, в частности, внешние слои Солнца и атмосфер планет, облака межзвездного газа. Радиоизлучением сопровождаются такие явления, как взаимодействие турбулентных потоков газа и ударные волны в межзвездной среде, быстрое вращение нейтронных звезд с сильным магнитным полем, «взрывные» процессы в ядрах галактик и квазаров, солнечные вспышки и др. Приходящие к Земле радиосигналы естественных объектов имеют характер шумов. Эти сигналы принимаются и усиливаются с помощью специальной электронной техники, а затем регистрируются в аналоговом или цифровом виде. Часто радиоастрономическая техника оказывается более чувствительной и дальнодействующей, чем оптическая.

Из всех видов космического электромагнитного излучения к поверхности Земли сквозь ее атмосферу проходят, практически не ослабевая, только видимый свет, близкое (коротковолновое) инфракрасное излучение и часть спектра радиоволн. С одной стороны, радиоволны, имеющие значительно большую длину волны, чем оптическое излучение, легко проходят сквозь облачные атмосферы планет и облака межзвездной пыли, непрозрачные для света. С другой стороны, только самые короткие радиоволны проходят сквозь прозрачные для света области ионизованного газа вокруг звезд и в межзвездном пространстве. Слабые космические сигналы радиоастрономы улавливают с помощью радиотелескопов, основными элементами которых служат антенны. Обычно это металлические рефлекторы в форме параболоида.4 В фокусе рефлектора, там, где концентрируется излучение, помещают собирающее устройство в виде рупора или диполя, которое отводит собранную энергию радиоизлучения к приемной аппаратуре. Рефлекторы диаметром до 100 м делают подвижными и полноповоротными; они могут наводиться на объект в любой части неба и следить за ним. Более крупные рефлекторы (до 300 м в диаметре) – неподвижные, в виде огромной сферической чаши, а наведение на объект происходит за счет вращения Земли и перемещения облучателя в фокусе антенны. Рефлекторы еще большего размера обычно имеют вид части параболоида. Чем больше размер рефлектора, тем детальнее наблюдаемая радиокартина. Часто для ее улучшения один объект наблюдают синхронно двумя радиотелескопами или целой их системой, содержащей несколько десятков антенн, разнесенных иногда на тысячи километров. Диапазоны регистрируемого радиоизлучения. Сквозь земную атмосферу проходят радиоволны длиной от нескольких миллиметров до 30 м, т.е. в диапазоне частот от 10 МГц до 200 ГГц. Таким образом, радиоастрономы имеют дело с частотами, заметно более высокими, чем, например, широковещательный радиодиапазон средних или коротких волн. Однако с появлением УКВ и телевизионного вещания в диапазоне частот 50-1000 МГц, а также радиолокаторов (радаров) в диапазоне 3-30 ГГц у радиоастрономов возникли проблемы: мощные сигналы земных передатчиков в этих диапазонах мешают приему слабых космических сигналов. Поэтому путем международных соглашений радиоастрономам выделено для наблюдения космоса несколько диапазонов частот, в которых запрещена передача сигналов.

Планомерное развитие радиоастрономии началось после Второй мировой войны. В Великобритании были созданы крупная обсерватория Джодрелл-Бэнк (Манчестерский университет) и станция Кавендишской лаборатории (Кембридж). Радиофизическая лаборатория (Сидней) организовала несколько станций в Австралии. Нидерландские радиоастрономы стали изучать облака межзвездного водорода. В СССР были построены радиотелескопы под Серпуховом, в Пулкове, в Крыму.

В простейшем виде радиотелескоп состоит из антенны, приемника и регистрирующего устройства. Радиотелескоп может только принимать сигналы из космоса, а радиолокатор может излучать мощный сигнал и принимать отраженное от космического объекта эхо. Некоторые известные радиотелескопы являются также радиолокаторами, например 305-метровый телескоп в Аресибо.

Параболические антенны. Первые послевоенные радиотелескопы имели параболические антенны, т.е. напоминали "тарелки" военных радаров. До сих пор это наиболее распространенный тип антенны для наблюдений в широком диапазоне длин волн. Качество радиотелескопа в основном определяется его чувствительностью и разрешающей способностью. Чувствительность – это способность регистрировать предельно слабые сигналы. Она зависит от апертуры антенны (т.е. ее собирающей площади), от диаграммы направленности антенны (способности выделять сигнал с определенного направления на фоне сигналов, приходящих со всех других направлений) и от величины собственных шумов приемника. Разрешающая способность, или, просто, разрешение телескопа – это его способность разделить сигналы от двух близких по направлению источников. Для увеличения разрешающей способности стремятся использовать антенны большого диаметра на короткой длине волны. Однако при этом возникает серьезная проблема: если форма антенны отличается от идеального параболоида более чем на 1/15 длины волны, то такая антенна не может точно фокусировать приходящее излучение. Создать более крупную подвижную антенну не удается из-за проблем деформации под действием собственного веса.5

Зарегистрировано радиоизлучение Солнца с длиной волны от нескольких миллиметров до 30 м. Особенно сильно излучение в метровом диапазоне; оно рождается в верхних слоях атмосферы Солнца, в его короне, где температура порядка 1 млн. К. Коротковолновое излучение Солнца относительно слабо; оно выходит из хромосферы, расположенной над видимой поверхностью Солнца - фотосферой.

Уже первые наблюдения Г.Ребера показали, что радиоизлучение Млечного Пути неоднородно - оно сильнее в направлении центра Галактики. Дальнейшие исследования подтвердили, что основные источники радиоволн относительно компактны; их называют точечными или дискретными. Зарегистрированы уже десятки тысяч таких источников. Излучение космических радиоисточников бывает двух типов: тепловое и нетепловое (обычно синхротронное). Тепловое излучение рождается в горячем газе от случайного (теплового) движения заряженных частиц - электронов и протонов. Его интенсивность в широком диапазоне спектра почти постоянна, но на длинных волнах она быстро уменьшается. Такое излучение характерно для эмиссионных туманностей. Остальные источники имеют нетепловое излучение, интенсивность которого растет с увеличением длины волны. Одним из важнейших достижений радиоастрономии стало открытие активных процессов в ядрах галактик. Радионаблюдения указывали на это еще в 1950-е годы, но окончательное подтверждение появилось в 1962, когда с помощью 5-метрового оптического телескопа обсерватории Маунт-Паломар (США) были независимо обнаружены бурные процессы в ядре галактики М 82. Другим важнейшим открытием радиоастрономии считаются квазары - очень далекие и активные внегалактические объекты. Вначале они казались рядовыми точечными источниками. Затем некоторые из них были отождествлены со слабыми звездами (отсюда название "квазар" - квазизвездный радиоисточник). Доплеровское смещение линий в их оптических спектрах указывает на то, что квазары удаляются от нас со скоростью, близкой к скорости света и, в соответствии с законом Хаббла, расстояния до них составляют миллиарды световых лет. Находясь на таких гигантских расстояниях, они заметны лишь потому, что излучают с огромной мощностью - порядка 1041 Вт. Это значительно больше мощности излучения целой галактики, хотя размер области генерации энергии у квазаров существенно меньше размера галактик и порой не превосходит размера Солнечной системы. Загадка квазаров до сих пор не раскрыта.

В 1967 Э.Хьюиш, Дж.Белл и их коллеги из Кембриджа (Англия) открыли необычные переменные радиоисточники - пульсары. Излучение каждого пульсара представляет строго периодическую последовательность импульсов. Постепенно скорость вращения пульсара замедляется, период между импульсами возрастает, а их мощность падает. Иногда наблюдаются резкие сбои периода, когда у нейтронной звезды происходит перестройка структуры, называемая «звездотрясением».

Кроме отождествленных и неотождествленных дискретных источников, наблюдается суммарный фон от миллионов далеких галактик и облаков межзвездного газа нашей Галактики. С повышением чувствительности и разрешающей способности радиотелескопов из этого фона удается выделить все больше дискретных источников.

Астрономы считают, что эволюция нашей Вселенной началась 10-15 млрд. лет назад с колоссального взрыва, после которого началось ее расширение. Радионаблюдения далеких галактик и квазаров помогают узнать состояние Вселенной в глубоком прошлом. Значительно глубже проникнуть в прошлое нашего мира помогло открытие реликтового радиоизлучения, оставшегося от первого этапа расширения горячего вещества Вселенной. Это открытие, удостоенное Нобелевской премии, было сделано А.Пензиасом и Р.Уилсоном. Оно окончательно подтвердило справедливость представлений о Большом взрыве, родившем нашу Вселенную.

4 Оптические наблюдения

Человеческому глазу доступна узкая область длин волн электромагнитного спектра излучения - от 0,39 до 0,65 мкм. Это очень небольшая щель, сквозь которую люди в течение тысячелетий заглядывали во Вселенную. Но сколько потрясших воображение открытий принесли эти наблюдения.

На протяжении нескольких тысячелетий астрономы ограничивались определением положений светил на небесной сфере и оценкой их блеска невооруженным глазом. Ныне в их распоряжении мощные приборы, позволяющие улавливать буквально отдельные кванты света, идущие от далеких звездных систем.6

Некоторое время наибольшими из астрономических телескопов были 250-сантиметровый рефлектор обсерватории Маунт Вильсон и 500-сантиметровый рефлектор Паломарской обсерватории в США.

Сегодня крупнейшим в Европе является телескоп рефлектор с диаметром зеркала 600 см. Он установлен на Северном Кавказе, вблизи станицы Зеленчукская. Вот некоторые его технические характеристики: вес зеркала около 40т, фокусное расстояние - 24 м, вес инструмента вместе с монтировкой – свыше 850 т. Телескоп вращается вокруг горизонтальной и вертикальной осей. Компьютер пересчитывает координаты светила с экваториальной в горизонтальную систему координат и подаст соответствующие команды на управляющую механическую систему, вращающую инструмент вслед за этим светилом.

До последнего времени наиболее распространенной оптической системой телескопов была система Кассегрена. В таком телескопе главное зеркало имеет форму параболоида. Отразившись от него, световые лучи возвращаются сходящимся пучком назад, попадают на меньшее выпуклое гиперболическое зеркало, опять изменяют направление своего движения и, пройдя через отверстие в главном зеркале, собираются позади него в фокальной плоскости.

Несколько лет назад в США, а затем в Австралии  введены в действие телескопы системы Ричи-Кретьена с диаметрами зеркал 400 см. В этой системе как главное, так и вспомогательное зеркала имеют гиперболическую форму. Это значительно уменьшает длину трубы телескопа, облегчает его монтировку, а диаметр поля зрения увеличивается в 5-10 раз. Аналогичный телескоп установлен в Канаде на горе Кобау. В Чили американские ученые устанавливают телескоп этой же системы с диаметром главного зеркала 400 см, а на так называемой Объединенной Европейской обсерватории  устанавливается телескоп с диаметром 360 см. Отметим, что стоимость этого гиганта оценивается в 10 млн. долларов.

Теперь в мире насчитывается около 1000 астрономических обсерваторий и станций наблюдений за искусственными спутниками Земли. Почти 100 из них - в России. Своими исследованиями приобрели мировое признание Пулковская астрономическая обсерватория, Крымская астрофизическая обсерватория, Бюраканская астрофизическая обсерватория, Государственный астрономический институт имени Штернберга и многие другие.

На миллиарды световых лет проникает сейчас во Вселенную глаз наблюдателя. Самые слабые объекты, доступные современным телескопам, имеют примерно 24-ю звездную величину. Самое яркое светило на небе - планета Венера – в периоды наибольшей яркости имеет звездную величину, равную 4. Значит, блеск слабейшей из галактик в 150 миллиардов раз меньше блеска Венеры. Таков «проницающий взгляд» оптической астрономии.7

5 Другие методы наблюдений

Обо всем, что происходит вокруг нас, о далеких звездных и галактических мирах рассказывают нам световые лучи. Но в наше время визуальные наблюдения небесных светил проводятся очень редко. Более эффективными оказались фотографические и фотоэлектрические методы наблюдений.

При изучении небесных светил используют фотографические снимки, получаемые при помощи астрографов. Астрограф — это телескоп, предназначенный специально для фотографирования либо больших участков неба в малом масштабе, либо малых участков неба в большом масштабе. Положения звезд на снятых негативах измеряют при помощи специальных приборов в лаборатории. Снятые негативы сохраняют в шкафах, где их ряды образуют «стеклянную библиотеку».

Сравнение положений звезд на фотографиях, полученных десятки лет назад, с положениями их на современных снимках позволяет обнаружить под микроскопом ничтожные перемещения некоторых звезд. Эти перемещения составляют на фотографии тысячные, редко сотые доли миллиметра. Но для далеких звезд это соответствует движениям со скоростями в десятки километров в секунду. Путем сравнения фотографий, снятых определенным образом, можно установить и расстояния до не очень далеких звезд, и их цвет, и соответствующую ему температуру.8

В последние годы все больше используется фотоэлектрический метод pегистрации слабых световых потоков. В этом случае пучок света направляется не на фотопластинку, а на фотокатод. Для астрономических наблюдений сегодня используются очень чувствительные фотоумножители, способные регистрировать очень слабые световые потоки. Так, современные фотоумножители, установленные на 5 метровом телескопе, регистрируют быстрые изменения яркости объектов до 24-й видимой величины.

Огромный выигрыш во времени фотографирования слабых объектов дают электронно-оптические преобразователи (ЭОП). Очень перспективным оказался телевизионный метод.

Большое значение имеет исследование химического состава звезд путем тщательного анализа их спектров. При этом необходимо учитывать температуру и давление в поверхностных слоях звезд, которые также получают из спектров. Вообще спектрографические наблюдения дают наиболее полную информацию об условиях, господствующих в звездных атмосферах.9

Заключение

Современная астрономия дала доказательства того, что уже около 10 млрд. лет тому назад доступная для астрономических наблюдений Вселенная существовала в виде гигантской системы галактик. Масштабы во времени выросли в 13 млн. раз.

Но главное, конечно, не в цифровом росте пространственных и временных масштабов, хотя и от них захватывает дыхание. Главное в том, что человек, наконец, вышел на широкий путь понимания действительных законов мироздания.

Итак, в итоге проведенной работы можно сделать вывод: что благодаря телескопам и другим инструментам астрономической техники человек за три с половиной века проник в такие космические дали, куда свет – самое быстрое, что есть в этом мире – может добраться лишь за миллиарды лет. Это означает, что радиус изучаемой человечеством Вселенной растет со скоростью, в огромное число раз превосходящей скорость света.

Библиографический список

1. Астрономия: Учеб. пособие для студентов физ.-мат.фак. пед.ин-тов/М.М.Дагаев, В.Г.Демин, И.А.Климишин, В.М.Чаругин.- М.:Просвещение, 1983. - 384с.
2. Климишин И.А. Астрономия наших дней.- 2-е изд., перераб. и доп.- М.: Наука. Главная редакция физико-математической литературы, 1980.- 456с.
3. Лихин А.Ф. Концепции современного естествознания: Учеб./ А.Ф.Лихин. - М.2003.-153с.
4. Михайлов Л. А. КСЕ: Учеб. пособие / Л. А.  Михайлов. – М.2004.- 129с.
5. Шкловский И.С. Вселенная, жизнь, разум/Под ред. Н.С. Кардашева и В.И. Мороза. – 6-е изд., доп. – М.: Наука. Гл. ред. Физ.-мат. лит.,1987. - 320с.
6. http://skywatching.net/astro/spektr.php
7. http://www.astronet.ru/db/msg/1210258
8. http://dic.academic.ru/dic.nsf/enc_colier

1 http://skywatching.net/astro/spektr.php

2 http://skywatching.net/astro/spektr.php

3http://www.astronet.ru/db/msg/1210258 

4 http://dic.academic.ru/dic.nsf/enc_colier/5800/РАДИОАСТРОНОМИЯ

5 http://dic.academic.ru/dic.nsf/enc_colier/5800/РАДИОАСТРОНОМИЯ

6 Лихин А. Ф. Концепции современного естествознания: Учеб. / А. Ф. Лихин.- М.2003.- С.113.

7 Лихин А. Ф. Концепции современного естествознания: Учеб. / А. Ф. Лихин.- М.2003.- С.115.

8 http://skywatching.net/astro/photo.php

9 Михайлов Л. А. КСЕ: Учеб. пособие / Л. А.  Михайлов. – М.2004.- С.122.