Со всех сторон нашу Землю окружает необъятный мир  небесных тел. Его называют Вселенной  или космосом. Лишь некоторые из небесных тел, как, например, Солнце, Луна, планеты и наиболее яркие звезды, можно наблюдать невооруженным  глазом. Но во Вселенной бесчисленное множество тел, которые не видны даже в самые мощные телескопы; о них мы судим на основании тех или иных теорий. Все эти тела изучает астрономия. Таким образом, астрономия — наука б строении и развитии космических тел, их систем и Вселенной вообще. Само слово «астрономия» происходит от двух греческих слов: «астрон» означает «светило», «номос» — закон.

Методы астрономических  исследований крайне разнообразны. Одни из них применяются при определении  положения космических тел на небесной сфере, другие — при изучении их движения, третьи — при исследованиях физических характеристик космических тел и т. д. Различными методами и, соответственно, разными инструментами ведутся наблюдения Солнца, туманностей, планет, метеоров, искусственных спутников Земли. В соответствии с этим астрономия подразделяется на ряд разделов. 
Измерением небесных координат звезд, планет и других объектов занимается астрометрия. Небесная механика изучает законы движения небесных тел под действием сил всемирного тяготения. Астрофизика исследует физическое строение, химический состав небесных тел с помощью спектральных исследований, фотометрии и других физических методов. В зависимости от изучаемых объектов в астрономии различают гелиофизику, планетную, кометную, звездную, внегалактическую астрономию. В зависимости от диапазона излучения, в котором ведутся исследования, выделяют радиоастрономию, инфракрасную, оптическую, ультрафиолетовую, рентгеновскую астрономию и гамма-астрономию. Происхождение небесных объектов и их систем изучает космогония, а общими закономерностями Вселенной занимается космология. При астрономических исследованиях широко используются методы физики, химии, математики и других смежных наук. В свою очередь астрономия обогащает их результатами исследований вещества при таких физических условиях (температура, давление, магнитное поле), которые невозможно воссоздать в земных лабораториях.

В незапамятные времена среди «неподвижных»  звезд, не меняющих взаимных положений  на небе и расположенных в постоянных созвездиях, были найдены семь светил, движущихся сложным образом по созвездиям, оставаясь в пределах узкой зоны, опоясывающей звездное небо. Этими светилами были Солнце, Луна и пять планет, — Меркурий, Венера, Марс, Юпитер и Сатурн, Греческие ученые более 2 тыс. лет назад придумали геометрическую схему, представляющую видимые движения планет вокруг Земли, шарообразность которой уже была известна; считалось, что Земля покоится в центре Вселенной. Эта геоцентрическая теория продержалась до XVI в., когда польский астроном Н. Коперник обосновал гелиоцентрическую теорию, Итальянский ученый Г. Галилей в началу XVII в. произвел первые телескопические наблюдения небесных светил и открыл фазы Венеры, 4 спутника Юпитера и много слабых звезд, не видимых невооруженным глазом. Немецкий астроном И, Кеплер в то же время нашел 3 закона движения планет вокруг Солнца, а английский ученый И, Ньютон в конце XVII в. доказал, что эти законы являются следствием открытого им закона всемирного тяготения.

В 1718 г. английский астроном Э. Галлей обнаружил собственные движения звезд. К тому времени уже стало ясно, что звезды — это чрезвычайно далекие, горячие тела, подобные Солнцу, и поэтому встал вопрос о возможном движении Солнца в пространстве, которое и было обнаружено английским астрономом В. Гершелем в 1783 г. Впоследствии была определена и скорость этого движения, которая по отношению к ближайшим звездам оказалась равной 20 км/с.

Многочисленные  попытки определения расстояний до звезд долго оставались безупречными, и лишь в первой половине XIX в. были впервые измерены расстояния до ближайших из них. Ближе всего оказалась яркая звезда альфа Центавра. Но и она в 270 000 раз дальше Солнца, и свет от нее идет до нас 4,3 года; большинство же звезд еще во много тысяч раз дальше. Исследование двойных звезд позволило определить их массы.

В начале XX в. окончательно было установлено, что Вселенная  имеет островное строение: миллиарды  звезд образуют отдельные системы, изолированные одна от другой. Та из этих систем, в состав которой входит Солнце, находясь довольно далеко от центра системы, представляется нам в виде бледной полосы Млечного Пути и называется Галактикой. За пределами Галактики находится множество других аналогичных систем — галактик.

Состав Солнечной  системы тоже значительно пополнился. В 1781 г. Гершель открыл планету Уран, в 2 раза более далекую от Солнца, чем Сатурн. В 1846 г. в результате теоретических расчетов была открыта еще более удаленная планета — Нептун, а в 1930 г. была обнаружена наиболее далекая планета — Плутон. У многих планет имеются спутники, В 1801 г. была открыта первая малая планета. Сейчас их известно около 2000.

В середине XIX в. были разработаны методы спектрального  анализа, позволившие изучать химический состав, физическое строение звезд  и их движение по лучу зрения. В это  же время методы наблюдений пополнились фотографией. XX век ознаменовался многими выдающимися открытиями в значительной степени благодаря созданию мощных телескопов. В середине XX в. стремительно развивается радиоастрономия, расширившая диапазон исследуемого астрономами излучения небесных объектов и позволившая таким образом открыть ряд новых космических объектов: пульсары, квазары.

С запуском в 1957 г. в Советском Союзе первых искусственных  спутников Земли стало возможным  наблюдать космические объекты  не с поверхности Земли через неспокойную и малопрозрачную атмосферу, а из космического  ростра нет па. Этим занимается новый раздел астрономии — внеатмосферная астрономия. Запускаемые к планетам зонды позволяют получать сведения о строении их поверхности, атмосфере и физических условиях на них. Луна исследуется не только автоматическими аппаратами, луноходами, но и космонавтами, побывавшими на ее поверхности.

Методы  и способы астрономических  исследований

Издавна основным методом астрономических исследований было визуальное наблюдение за небесными телами. Основным инструментом при этом являются оптические телескопы.

Принцип действия оптического телескопа зависит  от его типа, однако все они ориентированы  на то, чтобы собрать как можно  больше света, приходящего от небесных светил, создать их изображения и сконцентрировать световые лучи на приемнике лучистой энергии.

• Типы оптических телескопов:
• — линзовые (рефракторы)
• — зеркальные (рефлекторы)
• — зеркально-линзовые

Принцип действия рефракторов

Изображение получают в результате преломления света в линзе объектива. Наблюдатель фиксирует его через окуляр. Объектив и приемник изображения (окуляр) жестко соединены тубусом. Изменять положение телескопа позволяет специальная механическая конструкция — монтаж.

Недостатком рефракторов является то, что линзы объектива обладают аберрациями, которые вызывают размытые (сферическая аберрация) или окрашенные (хроматическая аберрация) изображения. Присутствуют также внеосевые аберрации (кома, астигматизм), проявляющиеся в изображениях вне главной оптической оси.

Для исправления  аберраций объективы крупных  рефракторов составляют из двух линз (ахроматов). Обычно рефракторы используются для измерения положений звезд с высокой точностью и для фотографирования участков звездного неба. Их применяют в астрометрических и звездно-астрономических исследованиях.

Принцип действия рефлекторов

Телескопы-рефлекторы используются в астрофизике. В их конструкции используется не преломление, а отражение света. В нижней части тубуса устанавливают зеркало, фокус которого находится либо внутри тубуса (рефлектор с прямым фокусом), либо вне его. Зеркальные объективы гораздо совершеннее линзовых, поскольку у них отсутствует хроматическая аберрация. Для устранения сферической аберрации отражающую поверхность вогнутого зеркала выполняют в форме параболоида. Это гораздо проще, чем изготавливать линзы соответствующих размеров, поскольку у зеркал обработке подвергается только одна отражающая поверхность.

Первой широко распространенной оптической системой была система Кассегрена, состоящая из вогнутого параболического и выпуклого гиперболического стеклянных зеркал, с нанесенным алюминиевым покрытием. Однако эти конструкции были крайне громоздки. Более компактными были телескопические системы Ричи-Кретьена, В них главное зеркало имело форму несколько отличную от параболоида, вспомогательное — отличную от гиперболоида.

Большим прорывом в конструировании телескопов стало  изобретение советским оптиком  Д. Д. Максутовым менискового телескопа. Мениск — тонкая выпукло-вогнутая линза малой кривизны, которая устанавливается в верхней части тубуса для исправления недостатков главного зеркала. В качестве дополнительного зеркала используется напыленное на поверхности мениска круглое алюминиевое пятно.

Другой важный метод исследования небесных тел основывается на том, что все тела испускают излучение различной длины волны. Установки, которые позволяют принимать радиоизлучение от космических объектов, называются радиотелескопами. Они состоят из антенны и чувствительного радиоприемника с усилителем.

Антенны представляют собой параболические отражатели, способные  принимать волны в диапазоне  от миллиметра до нескольких метров. Антенны  напоминают зеркала рефлекторов. В фокусе параболоида размещается устройство для сбора излучения, называемое облучателем. Радиоприемник принимает и усиливает энергию, полученную от облучателя, выделяет заданную частоту сигнала и регистрирует результат.

Телескоп

Главным прибором астронома является телескоп. Телескоп с объективом из линз называется рефрактором, а телескоп с объективом из вогнутых зеркал — рефлектором. 
 
Назначение телескопа — собирать больше света, чтобы обнаруживать слабые источники излучения, и увеличивать угол зрения, под которым рассматривают небесный объект. 
 
Количество собираемого света пропорционально площади объектива. Чем больше света собрал телескоп, тем более слабые звезды в него видны и тем больше звезд в него можно увидеть. 
 
Масштаб изображения, даваемый объективом телескопа, пропорционален фокусному расстоянию объектива, то есть расстоянию от объектива, собирающего свет, до той плоскости, где получается изображение светила. Изображение небесного объекта фотографируют или рассматривают через окуляр. 
 
Телескоп дает увеличенное изображение Луны и планет, увеличивает видимые в него расстояния между звездами. Сами звезды даже в очень сильный телескоп видны как светящиеся точки из-за большой от нас удаленности. 
 
В рефракторе лучи света, пройдя через объектив, преломляются, собираясь в фокальной плоскости. В рефлекторе лучи от вогнутого зеркала отражаются и потом также собираются в фокальной плоскости. Простая линза искажает и окрашивает изображение. Для уменьшения этих недостатков объектив изготовляют из нескольких линз с разной кривизной поверхностей и из разных сортов стекла. Поверхности вогнутого стеклянного зеркала, которая серебрится или алюминируется, придают для уменьшения искажений не сферическую форму, а несколько иную (параболическую), слегка отличную от сферической. 
 
Советский оптик Д. Д. Максутов изобрел систему телескопа, называемую менисковой. Она соединяет в себе достоинства рефрактора и рефлектора и не имеет их недостатков. Тонкое вогнуто-выпуклое стекло — мениск исправляет искажения, даваемые большим сферическим зеркалом. Лучи, отразившиеся от зеркала, отражаются затем от посеребренной площадки на внутренней поверхности мениска и идут в окуляр. 
 
В телескопе получается перевернутое изображение. Но это не важно, так как в космосе, вне Земли, нет ни верха, ни низа. Выпрямление изображения требует введения дополнительных линз или зеркал, а они вносят лишние потери света. 
 
При наблюдениях в телескоп редко используются увеличения свыше 500 раз. Причина этого в воздушных течениях, вызывающих искажение изображения. Оно тем заметнее, чем больше увеличение телескопа.

Фотографирование

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. 
 
Блеск звезд и его изменения у переменных звезд измеряют при помощи фотоэлектрических фотометров. В них свет звезды, собранный телескопом, падает на фотоэлемент, вызывая в нем крайне слабый электроток, сила которого пропорциональна интенсивности освещения. Такой фотометр прикрепляют к концу телескопа вместо окуляра. Им можно точнее определить и цвет звезды, наблюдая ее через цветные стекла (светофильтры). 
 
Телескоп, предназначенный для длительного слежения за светилами, при помощи часового механизма вращается вокруг полярной (иначе, часовой) оси, параллельной оси вращения Земли, но в направлении, противоположном тому, в котором вращается Земля. Тогда светило остается все время в поле зрения наблюдателя.

Радиотелескопы

Наши представления  о небесных телах и их системах чрезвычайно обогатились после  того, как стало возможным изучать их радиоизлучение. Для этого созданы радиотелескопы различных систем. Антенны некоторых радиотелескопов похожи на обычные рефлекторы. У них радиоволны собираются в фокусе металлическим вогнутым зеркалом. Это зеркало можно сделать решетчатым  и громадных размеров — в десятки метров диаметром. 
 
В одном из неподвижных радиотелескопов зеркалом служит обработанная должным образом вогнутая поверхность кратера потухшего вулкана, диаметр которой 300 м! 
 
Другие радиотелескопы представляют собой огромные подвижные рамы, на которых параллельно друг другу укреплены металлические стержни или спирали. Приходящие радиоволны возбуждают в стержнях электромагнитные колебания, которые поступают в очень чувствительную, самопишущую приемную радиоаппаратуру. Есть радиотелескопы, состоящие из батарей рам или зеркал, удаленных друг от друга (иногда более чем на 1 км) и направляющих отраженные радиоволны в общий приемник радиоизлучения. 
 
Наряду с собиранием радиоизлучения светил производится радиолокация ближайших из них. Радиолокатор посылает импульсы радиоизлучения по направлению к светилу. Радиоволны отражаются от него к Земле. По времени прохождения радиосигнала до светила и обратно определяют расстояние до светила.

Спектральный  анализ

Методом, дающим ценные и наиболее разнообразные сведения о небесных светилах, является спектральный анализ. Он позволяет установить из анализа света качественный и количественный химический состав светила, его температуру, наличие и напряженность магнитного поля, скорость движения по лучу зрения и т. д. 
 
Спектральный анализ основан на том, что сложный свет при переходе из одной среды в другую, например из воздуха в стекло, разлагается на составные части. Если пучок этого света пустить на боковую грань трехгранной призмы, то, преломляясь в стекле по-разному, составляющие белый свет лучи дадут на экране радужную полоску, называемую спектром. В спектре все цвета расположены всегда в определенном порядке. 
 
Как известно, свет распространяется в виде электромагнитных волн. Каждому цвету соответствует определенная длина электромагнитной волны. Длина волны в спектре уменьшается от красных лучей к фиолетовым примерно от 700 до 400 ммк. За фиолетовыми лучами спектра лежат ультрафиолетовые лучи, не видимые глазом, но действующие на фотопластинку. 
 
Еще более короткую длину волны имеют рентгеновские лучи, применяемые в медицине. Рентгеновское излучение небесных светил, важное для понимания их природы, атмосфера Земли задерживает. Только недавно оно стало доступно для изучения посредством запусков высотных ракет, поднимающихся выше основного слоя атмосферы. Наблюдения в рентгеновских лучах производят также автоматические приборы, установленные на космических межпланетных станциях. 
 
За красными лучами спектра лежат инфракрасные лучи. Они невидимы, но и они действуют на специальные фотопластинки. Под спектральными наблюдениями понимают обычно наблюдения в интервале от инфракрасных до ультрафиолетовых лучей. 
 
Для изучения спектров применяют приборы, называемые спектроскопом и спектрографом. 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 н 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 втех 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.  
 
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 сплошом 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.

Астрономические наблюдения

Астрономические исследования проводятся в научных  институтах, университетах и обсерваториях. Пулковская обсерватория под Ленинградом  существует с 1839 г. и знаменита составлением точнейших звездных каталогов. Ее в прошлом веке называли астрономической столицей мира.  
 
Не каждая обсерватория ведет все виды астрономических работ. Но на многих обсерваториях есть специальные инструменты, при помощи которых определяют точное положение звезд на небе и точное время. 
 
Первая особенность астрономических наблюдений состоит в том, что наблюдения пассивны и иногда требуют очень длительных сроков. Мы не можем активно влиять на небесные тела, ставить опыты (за исключением редких случаев), как это делают в физике, в биологии. Лишь космонавтика дала в этом отношении некоторые возможности. 
 
Многие явления, например изменение наклона земной оси к плоскости ее орбиты, становятся заметны лишь по истечении громадных сроков. Поэтому для нас не потеряли своего значения некоторые наблюдения, производившиеся в Вавилоне и в Китае тысячи лет назад, хотя они и были по современным понятиям очень неточными. 
 
Вторая особенность астрономических исследований состоит в следующем. Мы наблюдаем положения небесных тел и их движения с Земли, которая сама находится в сложном движении. Вид неба для земного наблюдателя зависит и от того, в каком месте Земли он находится, и от того, когда он наблюдает. Например, когда у нас зимний день, в Южной Америке летняя ночь, и наоборот. 
 
Третья особенность астрономических наблюдений состоит в том, что при наблюдениях во многих случаях мы выполняем угловые измерения и уже из них, когда можно, делаем выводы о линейных расстояниях и размерах тел. Все светила так далеки от нас, что ни на глаз, ни в телескоп нельзя решить, какое из них ближе, какое дальше. Все они кажутся одинаково далекими. Мы говорим, что на небе две звезды близки друг к другу, если близки друг к другу направления, по которым мы их видим. 
 
Диаметры Солнца и Луны в угловой мере для нас примерно одинаковы — около половины градуса, а в линейных мерах Солнце больше: Луны по диаметру примерно в 400 раз, но оно во столько же раз от нас дальше. Поэтому их угловые диаметры для нас почти равны. Высоту светила на небе над горизонтом h можно выражать только в угловых единицах, но никак не в метрах, тем более что и линия горизонта — явление кажущееся. 
 
Измерения высоты, углового расстояния предмета или светила от горизонта, выполняют теодолитом. Теодолит — это зрительная труба, вращающаяся около вертикальной и горизонтальной осей. С осями скреплены круги, разделенные на градусы и минуты. На кораблях и на самолетах угловые измерения выполняют прибором, называемым секстантом  (секстаном)  

Основа астрономии - наблюдения. Наблюдения доставляют нам основные факты,

которые позволяют  объяснить то или иное астрономическое  явление. Дело в том, что

для объяснения многих астрономических явлений необходимы тщательные измерения и

расчеты, которые  помогают выяснению действительных, истинных обстоятельств,

вызвавших эти  явления. Так, например, нам кажется, что все небесные тела

находятся от нас  на одинаковом расстоянии, что Земля  неподвижна и находится в

центре Вселенной, что все светила вращаются  вокруг Земли, что размеры Солнца и

Луны одинаковы и т.д. Только тщательные измерения и их глубокий анализ помогают

отрешиться от этих ложных представлений.

Основным источником сведений о небесных телах являются электромагнитные волны,

которые либо излучаются, либо отражаются этими телами. Определение направлений,

по которым электромагнитные волны достигают Земли, позволяет  изучать видимые

положения и движение небесных тел. Спектральный анализ электромагнитного

излучения дает возможность  судить о физическом состоянии этих тел.

Особенностью астрономических исследований является также и то, что до последнего

времени у астрономов отсутствовала возможность постановки опыта, эксперимента

(если не считать  исследований упавших на Землю  метеоритов и радиолокационных

наблюдений), и  все астрономические наблюдения производились только с поверхности

Земли.

Однако с запуском первого искусственного спутника Земли  в нашей стране в 1957 г.

началась эра  космических исследований, что позволило  применить в астрономии

методы других наук (геологии, геохимии, биологии и  т.п.). Астрономия продолжает

оставаться наблюдательной наукой, но недалек тот день, когда  астрономические

наблюдения будут  производиться не только с межпланетных станций и орбитальных

обсерваторий, но и с поверхности Луны или других планет.