Un observatorio es una institución científica en la que los empleados, científicos de diversas especialidades, observan fenómenos naturales, analizan observaciones y continúan estudiando lo que sucede en la naturaleza sobre su base.
Los observatorios astronómicos son especialmente comunes: solemos imaginarlos cuando escuchamos esta palabra. Exploran estrellas, planetas, grandes cúmulos estelares y otros objetos espaciales.
Pero existen otros tipos de estas instituciones:
- geofísica - para estudiar la atmósfera, la aurora, la magnetosfera terrestre, las propiedades de las rocas, el estado de la corteza terrestre en regiones sísmicamente activas y otros temas y objetos similares;
- auroral - para estudiar la aurora boreal;
- sísmica - para el registro continuo y detallado de todas las fluctuaciones de la corteza terrestre y su estudio;
- meteorológico - para estudiar las condiciones climáticas e identificar patrones climáticos;
- observatorios de rayos cósmicos y varios otros.
¿Dónde se construyen los observatorios?
Los observatorios se construyen en aquellas áreas que brindan a los científicos el máximo material para la investigación. 
Meteorológico - en todos los rincones de la Tierra; astronómico - en las montañas (donde el aire es limpio, seco, no "cegado" por la iluminación de la ciudad), observatorios de radio - en el fondo de valles profundos, inaccesibles a la interferencia de radio artificial.
observatorios astronómicos
Astronómico - el tipo más antiguo de observatorios. Los astrónomos en la antigüedad eran sacerdotes, mantuvieron un calendario, estudiaron el movimiento del Sol en el cielo, predijeron eventos, el destino de las personas, dependiendo de la yuxtaposición de los cuerpos celestes. Estos eran astrólogos, personas que temían incluso a los gobernantes más feroces.
Los antiguos observatorios solían estar ubicados en las salas superiores de las torres. Las herramientas eran una barra recta equipada con una mira deslizante.
El gran astrónomo de la antigüedad fue Ptolomeo, quien reunió en la Biblioteca de Alejandría una ingente cantidad de evidencias astronómicas, registros, formó un catálogo de posiciones y brillo para 1022 estrellas; inventó la teoría matemática del movimiento de los planetas y compiló tablas de movimiento: ¡los científicos usaron estas tablas durante más de 1000 años!
En la Edad Media, los observatorios se construyeron especialmente activamente en el Este. Se conoce el observatorio gigante de Samarcanda, donde Ulugbek, descendiente del legendario Timur-Tamerlane, observó el movimiento del Sol, describiéndolo con una precisión sin precedentes. El observatorio de 40 m de radio tenía forma de sextante-trinchera con orientación sur y decoración de mármol.
El mayor astrónomo de la Edad Media europea, que casi literalmente puso el mundo patas arriba, fue Nicolás Copérnico, quien “trasladó” el Sol al centro del universo en lugar de la Tierra y propuso considerar a la Tierra como un planeta más.
Y uno de los observatorios más avanzados fue Uraniborg, o Sky Castle, propiedad de Tycho Brahe, el astrónomo de la corte danesa. El observatorio estaba equipado con el mejor y más preciso instrumento en ese momento, tenía sus propios talleres de fabricación de instrumentos, un laboratorio químico, un almacén de libros y documentos, e incluso una imprenta para sus propias necesidades y una papelera para la producción de papel. - lujo real en ese momento!
En 1609, apareció el primer telescopio, el instrumento principal de cualquier observatorio astronómico. Su creador fue Galileo. Era un telescopio reflector: los rayos se refractaban en él, pasando a través de una serie de lentes de vidrio.
Kepler mejoró el telescopio: en su aparato la imagen estaba invertida, pero de mejor calidad. Esta característica finalmente se convirtió en estándar para los instrumentos telescópicos.
En el siglo XVII, con el desarrollo de la navegación, comenzaron a aparecer observatorios estatales: el Royal Paris, los observatorios Royal Greenwich en Polonia, Dinamarca, Suecia. La consecuencia revolucionaria de su construcción y actividades fue la introducción de un patrón de tiempo: ahora estaba regulado por señales luminosas, y luego por telégrafo y radio.
En 1839 se inauguró el Observatorio Pulkovo (San Petersburgo), que se convirtió en uno de los más famosos del mundo. Hoy en día hay más de 60 observatorios en Rusia. Uno de los más grandes a escala internacional es el Observatorio de Radioastronomía de Pushchino, fundado en 1956.
El Observatorio de Zvenigorod (a 12 km de Zvenigorod) tiene la única cámara VAU del mundo capaz de realizar observaciones masivas de satélites de geoestación. En 2014, la Universidad Estatal de Moscú abrió un observatorio en el Monte Shadzhatmaz (Karachay-Cherkessia), donde instalaron el telescopio moderno más grande de Rusia, con un diámetro de 2,5 m.
Los mejores observatorios extranjeros modernos.
mauna kea- ubicado en la Gran Isla de Hawái, tiene el mayor arsenal de equipos de alta precisión en la Tierra.
complejo VLT("enorme telescopio") - ubicado en Chile, en el "desierto de telescopios" de Atacama. 
Observatorio Yerk en los Estados Unidos, "la cuna de la astrofísica".
Observatorio ORM(Islas Canarias) - tiene un telescopio óptico con la mayor apertura (capacidad de captar luz).
Arecibo- ubicada en Puerto Rico y posee un radiotelescopio (305 m) con una de las aperturas más grandes del mundo.
Observatorio de la Universidad de Tokio(Atacama) - el más alto de la Tierra, ubicado en la cima del cerro Cerro Chainantor.
OBSERVATORIO
una institución donde los científicos observan, estudian y analizan los fenómenos naturales. Los observatorios astronómicos más famosos para el estudio de estrellas, galaxias, planetas y otros objetos celestes. También existen observatorios meteorológicos para observar el clima; observatorios geofísicos para estudiar fenómenos atmosféricos, en particular, luces polares; estaciones sísmicas para el registro de vibraciones excitadas en la Tierra por terremotos y volcanes; observatorios para la observación de rayos cósmicos y neutrinos. Muchos observatorios están equipados no solo con instrumentos en serie para registrar fenomenos naturales, sino también instrumentos únicos que proporcionan la mayor sensibilidad y precisión posibles en condiciones de observación específicas. En los viejos tiempos, los observatorios, por regla general, se construían cerca de las universidades, pero luego comenzaron a colocarse en lugares con las mejores condiciones para observar los fenómenos que se estudian: observatorios sísmicos, en las laderas de los volcanes, meteorológicos, uniformemente alrededor. el globo, aurorales (para observar luces polares) - a una distancia de unos 2000 km del polo magnético del hemisferio norte, donde pasa una banda de intensas auroras. Los observatorios astronómicos, que utilizan telescopios ópticos para analizar la luz de fuentes cósmicas, requieren una atmósfera limpia y seca libre de luz artificial, por lo que tienden a construirse en lo alto de las montañas. Los observatorios de radio a menudo se encuentran en valles profundos, cerrados por todos lados por montañas de interferencia de radio artificial. Sin embargo, dado que los observatorios emplean personal calificado y visitan regularmente a los científicos, siempre que sea posible, intentan ubicar los observatorios no muy lejos de los centros científicos y centros culturales y centros de transporte. Sin embargo, el desarrollo de las comunicaciones hace que este problema sea cada vez menos relevante. Este artículo trata sobre observatorios astronómicos. Además, en los artículos se describen otros tipos de observatorios y estaciones científicas:
ASTRONOMÍA EXTRAATMOSFÉRICA;
VOLCANES;
GEOLOGÍA;
TERREMOTO;
METEOROLOGIA Y CLIMATOLOGIA ;
ASTRONOMÍA DE NEUTRINOS;
ASTRONOMÍA DE RADIOLOCALIZACIÓN;
ASTRONOMÍA RADIAL.
HISTORIA DE LOS OBSERVATORIOS ASTRONÓMICOS Y TELESCOPIOS
Mundo antiguo. Los hechos más antiguos de observaciones astronómicas que nos han llegado están asociados con las antiguas civilizaciones del Medio Oriente. Al observar, registrar y analizar el movimiento del Sol y la Luna en el cielo, los sacerdotes llevaban la cuenta del tiempo y el calendario, predecían estaciones importantes para la agricultura y también participaban en pronósticos astrológicos. Al medir los movimientos de los cuerpos celestes con la ayuda de los instrumentos más simples, encontraron que la posición relativa de las estrellas en el cielo permanece sin cambios, y el Sol, la Luna y los planetas se mueven en relación con las estrellas y, además, muy difícil. Los sacerdotes notaron raros fenómenos celestes: eclipses lunares y solares, la aparición de cometas y nuevas estrellas. Las observaciones astronómicas, que aportan beneficios prácticos y ayudan a dar forma a la cosmovisión, encontraron cierto apoyo tanto de las autoridades religiosas como de los gobernantes civiles de diferentes pueblos. Muchas tablillas de arcilla sobrevivientes de la antigua Babilonia y Sumeria registran observaciones y cálculos astronómicos. En aquellos días, como ahora, el observatorio servía simultáneamente como taller, almacenamiento de instrumentos y centro de recopilación de datos. ver también
ASTROLOGÍA;
ESTACIONES ;
HORA ;
EL CALENDARIO . Poco se sabe sobre los instrumentos astronómicos utilizados antes de la era ptolemaica (c. 100 - c. 170 d. C.). Ptolomeo, junto con otros científicos, reunió en la enorme biblioteca de Alejandría (Egipto) una gran cantidad de registros astronómicos dispersos realizados en varios países a lo largo de los siglos anteriores. Utilizando las observaciones de Hiparco y las suyas propias, Ptolomeo compiló un catálogo de las posiciones y el brillo de 1022 estrellas. Siguiendo a Aristóteles, colocó la Tierra en el centro del mundo y creía que todas las luminarias giraban alrededor de ella. Junto con sus colegas, Ptolomeo llevó a cabo observaciones sistemáticas de cuerpos en movimiento (el Sol, la Luna, Mercurio, Venus, Marte, Júpiter, Saturno) y desarrolló una teoría matemática detallada para predecir su posición futura en relación con las estrellas "fijas". Con su ayuda, Ptolomeo calculó tablas del movimiento de las estrellas, que luego se usaron durante más de mil años.
ver también Hiparco. Para medir los tamaños ligeramente cambiantes del Sol y la Luna, los astrónomos utilizaron una barra recta con una mira deslizante en forma de disco oscuro o una placa con un orificio redondo. El observador dirigió la barra hacia el objetivo y movió la mira a lo largo de él, logrando una coincidencia exacta entre el agujero y el tamaño de la luminaria. Ptolomeo y sus colegas mejoraron muchos de los instrumentos astronómicos. Llevando a cabo observaciones cuidadosas con ellos y utilizando la trigonometría que convierte las lecturas instrumentales en ángulos de posición, llevaron la precisión de las mediciones a aproximadamente 10 ".
(ver también PTOLOMEO Claudio).
Edad media. Debido a las convulsiones políticas y sociales de la Antigüedad tardía y la Alta Edad Media, el desarrollo de la astronomía en el Mediterráneo quedó suspendido. Los catálogos y tablas de Ptolomeo sobrevivieron, pero cada vez menos personas sabían cómo usarlos, y las observaciones y el registro de eventos astronómicos eran cada vez menos comunes. Sin embargo, en Oriente Medio y Asia Central floreció la astronomía y se construyeron observatorios. En el siglo VIII. Abdullah al-Ma'mun fundó una Casa de la Sabiduría en Bagdad, similar a la Biblioteca de Alejandría, y organizó observatorios asociados en Bagdad y Siria. Allí, varias generaciones de astrónomos estudiaron y desarrollaron el trabajo de Ptolomeo. Instituciones similares florecieron en los siglos X y XI. en el Cairo. La culminación de esa era fue un gigantesco observatorio en Samarcanda (ahora Uzbekistán). Allí Ulukbek (1394-1449), nieto del conquistador asiático Tamerlán (Timur), habiendo construido un enorme sextante con un radio de 40 m en forma de trinchera orientada al sur de 51 cm de ancho con paredes de mármol, hizo observaciones de la Sun con una precisión sin precedentes. Varios instrumentos más pequeños que utilizó para observar las estrellas, la luna y los planetas.
Renacimiento. Cuando en la cultura islámica del siglo XV. floreció la astronomía, Europa Occidental redescubrió esta gran creación del mundo antiguo.
Copérnico. Nicolás Copérnico (1473-1543), inspirado por la sencillez de los principios de Platón y otros filósofos griegos, miró con desconfianza y ansiedad el sistema geocéntrico de Ptolomeo, que requería engorrosos cálculos matemáticos para explicar los movimientos aparentes de las estrellas. Copérnico propuso, manteniendo el enfoque de Ptolomeo, colocar al Sol en el centro del sistema y considerar a la Tierra como un planeta. Esto simplificó enormemente el asunto, pero causó una profunda conmoción en la mente de las personas (ver también Copérnico Nicolás).
Tranquilo Brahe. El astrónomo danés T. Brahe (1546-1601) se desanimó por el hecho de que la teoría copernicana predecía con mayor precisión la posición de las luminarias que la teoría ptolemaica, pero aún así no del todo bien. Consideró que datos de observación más precisos resolverían el problema y persuadió al rey Federico II para que le diera al p. Viena cerca de Copenhague. Este observatorio, llamado Uraniborg (Castillo en el Cielo) tenía muchos instrumentos estacionarios, talleres, una biblioteca, un laboratorio químico, dormitorios, un comedor y una cocina. Tycho incluso tenía su propia fábrica de papel e imprenta. En 1584 construyó un nuevo edificio para observaciones: Stjerneborg (Star Castle), donde reunió los instrumentos más grandes y avanzados. Es cierto que estos eran instrumentos del mismo tipo que en la época de Ptolomeo, pero Tycho mejoró mucho su precisión al reemplazar la madera con metales. Introdujo miras y escalas especialmente precisas, y ideó métodos matemáticos para calibrar las observaciones. Tycho y sus asistentes, al observar los cuerpos celestes a simple vista, lograron con sus instrumentos una precisión de medidas de 1". Midieron sistemáticamente las posiciones de las estrellas y observaron el movimiento del Sol, la Luna y los planetas, recopilando datos de observación con una precisión sin precedentes. persistencia y precisión.
(ver también BRAGE Tycho).
Kepler. Estudiando los datos de Tycho, I. Kepler (1571-1630) descubrió que la revolución observada de los planetas alrededor del Sol no puede representarse como un movimiento en círculos. Kepler tenía un gran respeto por los resultados obtenidos en Uraniborg y, por lo tanto, rechazó la idea de que las pequeñas discrepancias en las posiciones calculadas y observadas de los planetas pudieran deberse a errores en las observaciones de Tycho. Continuando con la búsqueda, Kepler estableció que los planetas se mueven en elipses, sentando así las bases para la nueva astronomía y física.
(ver también KEPLER Johann; LEYES DE KEPLER). El trabajo de Tycho y Kepler anticipó muchas características de la astronomía moderna, como la organización de observatorios especializados con apoyo estatal; perfeccionando los instrumentos, incluso los tradicionales; división de los científicos en observadores y teóricos. Se aprobaron nuevos principios de trabajo junto con nueva tecnología: un telescopio vino en ayuda del ojo en astronomía.
La llegada de los telescopios. Los primeros telescopios refractores. En 1609 Galileo comenzó a utilizar su primer telescopio casero. Las observaciones de Galileo marcaron el comienzo de una era de estudios visuales de los cuerpos celestes. Los telescopios pronto se extendieron por toda Europa. Los curiosos los fabricaban ellos mismos o encargaban a los artesanos y establecían pequeños observatorios personales, por lo general en sus propios hogares.
(ver también GALILEO Galileo). El telescopio de Galileo se llamaba refractor, porque los rayos de luz se refractan en él (latín refractus - refractado), pasando a través de varias lentes de vidrio. En el diseño más simple, el objetivo de la lente frontal recoge los rayos en un foco, creando una imagen del objeto allí, y la lente del ocular ubicada cerca del ojo se usa como una lupa para ver esta imagen. En el telescopio de Galileo, una lente negativa servía como ocular, dando una imagen directa de calidad bastante pobre con un campo de visión pequeño. Kepler y Descartes desarrollaron la teoría de la óptica, y Kepler propuso un esquema para un telescopio con una imagen invertida, pero significativamente campo Grande visión y magnificación que la de Galileo. Este diseño suplantó rápidamente al anterior y se convirtió en el estándar para los telescopios astronómicos. Por ejemplo, en 1647, el astrónomo polaco Jan Hevelius (1611-1687) utilizó telescopios keplerianos de 2,5 a 3,5 metros de largo para observar la luna. Inicialmente, los instaló en una pequeña torreta en el techo de su casa en Gdansk (Polonia), y luego, en un sitio con dos puestos de observación, uno de los cuales giraba (ver también Hevelius Jan). En Holanda, Christian Huygens (1629-1695) y su hermano Constantine construyeron telescopios muy largos con lentes de unos pocos centímetros de diámetro pero con distancias focales enormes. Esto mejoraba la calidad de la imagen, aunque dificultaba el trabajo con la herramienta. En la década de 1680, Huygens experimentó con "telescopios aéreos" de 37 y 64 metros, cuyas lentes se colocaban en la parte superior del mástil y se giraban con un palo largo o cuerdas, y el ocular simplemente se sujetaba con las manos ( véase también HUYGENS Christian). Utilizando lentes fabricadas por D. Campani, J.D. Cassini (1625-1712) en Bolonia y más tarde en París realizó observaciones con telescopios aéreos de 30 y 41 m de largo, demostrando sus indudables ventajas, a pesar de la complejidad de trabajar con ellos. Las observaciones se vieron muy entorpecidas por la vibración del mástil con la lente, la dificultad de apuntar con cuerdas y cables, así como la falta de homogeneidad y turbulencia del aire entre la lente y el ocular, especialmente fuerte en ausencia de un tubo. Newton, el telescopio reflector y la teoría de la gravitación. A fines de la década de 1660, I. Newton (1643-1727) trató de desentrañar la naturaleza de la luz en relación con los problemas de los refractores. Decidió erróneamente que la aberración cromática, es decir, la incapacidad de la lente para recoger los rayos de todos los colores en un solo foco es fundamentalmente inamovible. Por lo tanto, Newton construyó el primer telescopio reflector viable, en el que el papel de un objetivo en lugar de una lente lo desempeñaba un espejo cóncavo que recoge la luz en un foco donde la imagen se puede ver a través del ocular. Sin embargo, la contribución más importante de Newton a la astronomía fue su trabajo teórico, que demostró que las leyes de Kepler del movimiento planetario son un caso especial de la ley universal de la gravedad. Newton formuló esta ley y desarrolló técnicas matemáticas para calcular con precisión el movimiento de los planetas. Esto estimuló el nacimiento de nuevos observatorios, donde se midieron con la mayor precisión las posiciones de la Luna, los planetas y sus satélites, refinando los elementos de sus órbitas utilizando la teoría de Newton y prediciendo el movimiento.
ver también
MECÁNICA CELESTIAL;
GRAVEDAD ;
Newton Isaac.
Reloj, micrómetro y mira telescópica. No menos importante que la mejora de la parte óptica del telescopio fue la mejora de su montura y equipamiento. Para las mediciones astronómicas, se han vuelto necesarios relojes de péndulo que puedan seguir el ritmo de la hora local, que se determina a partir de algunas observaciones y se utiliza en otras.
(ver también HORAS). Usando un micrómetro de filamento, fue posible medir ángulos muy pequeños al observar a través del ocular de un telescopio. Para aumentar la precisión de la astrometría, la combinación de un telescopio con una esfera armilar, un sextante y otros instrumentos goniométricos jugó un papel importante. Tan pronto como las miras a simple vista fueron reemplazadas por pequeños telescopios, surgió la necesidad de una fabricación y división de escalas angulares mucho más precisas. En gran parte en relación con las necesidades de los observatorios europeos, se ha desarrollado la producción de pequeñas máquinas herramienta de alta precisión.
(ver también HERRAMIENTAS DE MEDICIÓN).
observatorios estatales. Mejora de las tablas astronómicas. De la segunda mitad del siglo XVII. con fines de navegación y cartografía, los gobiernos de varios países comenzaron a establecer observatorios estatales. En la Real Academia de Ciencias, fundada por Luis XIV en París en 1666, los académicos se dedicaron a revisar las constantes y tablas astronómicas desde cero, utilizando como base el trabajo de Kepler. En 1669, por iniciativa del ministro J.-B. Colbert, se fundó en París el Real Observatorio. Fue dirigido por cuatro maravillosas generaciones de Cassini, comenzando con Jean Dominique. En 1675 se fundó el Observatorio Real de Greenwich, encabezado por el primer astrónomo Royal D. Flamsteed (1646-1719). Junto con la Royal Society, que inició su actividad en 1647, se convirtió en el centro de investigación astronómica y geodésica de Inglaterra. En los mismos años, se fundaron observatorios en Copenhague (Dinamarca), Lund (Suecia) y Gdansk (Polonia) (ver también FLEMSTID John). El resultado más importante de las actividades de los primeros observatorios fueron las efemérides: tablas de posiciones precalculadas del Sol, la Luna y los planetas, necesarias para la cartografía, la navegación y la investigación astronómica fundamental.
Introducción al tiempo estándar. Los observatorios estatales se convirtieron en los guardianes del tiempo de referencia, que primero se distribuyó mediante señales ópticas (banderas, globos de señales) y luego por telégrafo y radio. La tradición actual de lanzar globos a medianoche en la víspera de Navidad se remonta a los días en que los globos de señales caían desde un mástil alto en el techo del observatorio en el momento preciso, lo que permitía a los capitanes de los barcos en el puerto comprobar sus cronómetros antes de navegar. .
Definición de longitudes. Una tarea extremadamente importante de los observatorios estatales de esa época fue determinar las coordenadas de los barcos. La latitud geográfica es fácil de encontrar por el ángulo de la Estrella Polar sobre el horizonte. Pero la longitud es mucho más difícil de determinar. Algunos métodos se basaban en los momentos de eclipses de las lunas de Júpiter; otros, sobre la posición de la luna en relación con las estrellas. Pero los métodos más fiables requerían cronómetros de alta precisión capaces de llevar la hora del observatorio cerca del puerto de salida durante la travesía.
Desarrollo de los observatorios de Greenwich y París. En el siglo 19 los centros astronómicos más importantes siguieron siendo públicos y algunos observatorios privados en Europa. En la lista de observatorios de 1886 encontramos 150 en Europa, 42 en América del Norte y 29 en otros lugares. El Observatorio de Greenwich a finales de siglo tenía un reflector de 76 cm, refractores de 71, 66 y 33 cm y muchos instrumentos auxiliares. Participó activamente en astrometría, cronometraje, física solar y astrofísica, así como en geodesia, meteorología, observaciones magnéticas y otras. El Observatorio de París también contaba con instrumentos modernos y precisos y realizaba programas similares a los de Greenwich.
nuevos observatorios. El Observatorio Astronómico Pulkovo de la Academia Imperial de Ciencias de San Petersburgo, construido en 1839, ganó rápidamente respeto y honor. Su creciente equipo estaba involucrado en astrometría, determinación de constantes fundamentales, espectroscopia, cronometraje y una variedad de programas geofísicos. El Observatorio de Potsdam en Alemania, inaugurado en 1874, pronto se convirtió en una organización autorizada conocido por las obras sobre física solar, astrofísica y estudios fotográficos del cielo.
Construcción de grandes telescopios.¿Reflector o refractor? Aunque el telescopio reflector de Newton fue un invento importante, durante varias décadas los astrónomos lo consideraron solo como una herramienta para complementar los refractores. Al principio, los reflectores los hacían los propios observadores para sus propios pequeños observatorios. Pero a finales del siglo XVIII. esto fue asumido por la incipiente industria óptica, sintiendo la necesidad de un número creciente de astrónomos y topógrafos. Los observadores pudieron elegir entre muchos tipos de reflectores y refractores, cada uno con ventajas y desventajas. Los telescopios refractores con lentes de vidrio de alta calidad daban una mejor imagen que los reflectores y su tubo era más compacto y rígido. Pero los reflectores podían estar hechos de un diámetro mucho mayor, y las imágenes en ellos no estaban distorsionadas por bordes coloreados, como ocurre con los refractores. En el reflector se ven mejor los objetos débiles, ya que no hay pérdidas de luz en los cristales. Sin embargo, la aleación de espéculo, de la que estaban hechos los espejos, se desvanecía rápidamente y requería un pulido frecuente (todavía no sabían cómo cubrir la superficie con una fina capa de espejo).
Herschel. En la década de 1770, el meticuloso y obstinado astrónomo autodidacta W. Herschel construyó varios telescopios newtonianos, elevando el diámetro a 46 cm y la distancia focal a 6 m. La alta calidad de sus espejos hizo posible utilizar grandes aumentos. Usando uno de sus telescopios, Herschel descubrió el planeta Urano, así como miles de estrellas dobles y nebulosas. Muchos telescopios se construyeron en esos años, pero por lo general fueron construidos y utilizados por entusiastas solitarios, sin organizar un observatorio en el sentido moderno.
(ver también HERSHEL, WILLIAM). Herschel y otros astrónomos intentaron construir reflectores más grandes. Pero los enormes espejos se doblaron y perdieron su forma cuando el telescopio cambió de posición. El límite de los espejos metálicos lo alcanzó en Irlanda W. Parsons (Lord Ross), quien creó un reflector con un diámetro de 1,8 m para el observatorio de su casa.
Construcción de grandes telescopios. Los magnates industriales y los nuevos ricos en los Estados Unidos se acumularon a fines del siglo XIX. riqueza gigantesca, y algunos de ellos se volcaron a la filantropía. Así, J. Leek (1796-1876), que hizo su fortuna en la fiebre del oro, legó establecer un observatorio en el monte Hamilton, a 65 km de Santa Cruz (California). Su instrumento principal era un refractor de 91 cm, entonces el más grande del mundo, fabricado por la conocida empresa Alvan Clark and Sons e instalado en 1888. Y en 1896, en el Observatorio Lick, un reflector Crossley de 36 pulgadas, entonces el más grande de USA, comenzó a operar. El astrónomo J. Hale (1868-1938) convenció al magnate de los tranvías de Chicago C. Yerkes para financiar la construcción de un observatorio aún más grande para la Universidad de Chicago. Fue fundado en 1895 en Williams Bay, Wisconsin, con un refractor de 40 pulgadas, todavía y probablemente para siempre el más grande del mundo (ver también George Ellery HALE). Habiendo organizado el Observatorio Yerkes, Hale desarrolló una tormentosa actividad para atraer fondos de varias fuentes, incluido el magnate del acero A. Carnegie, para construir un observatorio en el mejor lugar para las observaciones en California. Equipado con varios telescopios solares de diseño Hale y un reflector de 152 cm, el Observatorio Mount Wilson en las Montañas San Gabriel al norte de Pasadena, California, pronto se convirtió en una meca astronómica. Habiendo adquirido la experiencia necesaria, Hale organizó la creación de un reflector de un tamaño sin precedentes. El nombre del patrocinador principal, el telescopio de 100 pulgadas. Hooker entró en servicio en 1917; pero antes hubo que superar muchos problemas de ingeniería, que en un principio parecían insolubles. El primero fue moldear un disco de vidrio del tamaño correcto y enfriarlo lentamente para producir vidrio de alta calidad. Pulir y pulir el espejo para darle la forma requerida tomó más de seis años y requirió la creación de máquinas únicas. La etapa final de pulido y revisión del espejo se llevó a cabo en una sala especial con perfecta limpieza y control de temperatura. Los mecanismos del telescopio, el edificio y la cúpula de su torre, construida en la cima del monte Wilson (Monte Wilson) con una altura de 1700 m, fueron considerados un milagro de la ingeniería de la época. Inspirado por la fina mano de obra del instrumento de 100 pulgadas, Hale dedicó el resto de su vida a construir el gigantesco telescopio de 200 pulgadas. 10 años después de su muerte y debido a un retraso provocado por la Segunda Guerra Mundial, el telescopio. Hale entró en servicio en 1948 en la cima del Monte Palomar de 1700 metros (Monte Palomar), 64 km al noreste de San Diego (pc. California). Fue un milagro científico y técnico de aquellos días. Durante casi 30 años, este telescopio siguió siendo el más grande del mundo y muchos astrónomos e ingenieros creían que nunca sería superado.
Pero el advenimiento de las computadoras contribuyó a una mayor expansión de la construcción de telescopios. En 1976, en el Monte Semirodniki de 2100 metros cerca del pueblo de Zelenchukskaya (Cáucaso del Norte, Rusia), comenzó a operar un telescopio BTA (Large Azimuthal Telescope) de 6 metros, demostrando el límite práctico de la tecnología de un "grueso y fuerte " espejo.
La forma de construir grandes espejos que puedan captar más luz, y por tanto ver más lejos y mejor, pasa por las nuevas tecnologías: en los últimos años se han desarrollado métodos para fabricar espejos delgados y prefabricados. Delgados espejos con un diámetro de 8,2 m (con un espesor de unos 20 cm) ya están en funcionamiento en los telescopios del Observatorio Austral de Chile. Su forma está controlada por un complejo sistema de "dedos" mecánicos controlados por una computadora. El éxito de esta tecnología ha llevado al desarrollo de varios proyectos similares en diferentes países. Para probar la idea de un espejo compuesto, el Observatorio Astrofísico Smithsonian construyó un telescopio en 1979 con una lente de seis espejos de 183 cm, equivalente en área a un espejo de 4,5 metros. Este telescopio de espejos múltiples, ubicado en el monte Hopkins a 50 km al sur de Tucson, Arizona, demostró ser muy efectivo y este enfoque se utilizó en la construcción de dos telescopios de 10 metros para ellos. W. Keka en el Observatorio de Mauna Kea (Hawái). Cada espejo gigante compuesto por 36 segmentos hexagonales, de 183 cm de ancho, controlado por computadora para producir una sola imagen. Aunque la calidad de imagen aún no es alta, es posible obtener espectros de objetos muy distantes y tenues que son inaccesibles para otros telescopios. Por lo tanto, a principios de la década de 2000, está previsto poner en funcionamiento varios telescopios multiespejo más con aperturas efectivas de 9 a 25 m.
EN LA CIMA DE MAUNA KEA, un antiguo volcán en Hawái, hay docenas de telescopios. Los astrónomos se sienten atraídos aquí por la gran altitud y el aire muy seco y limpio. En la parte inferior derecha, a través de la rendija abierta de la torre, se ve claramente el espejo del telescopio Kek I, y en la parte inferior izquierda, la torre del telescopio Kek II en construcción.
DESARROLLO DE HARDWARE
La foto. A mediados del siglo XIX algunos entusiastas han comenzado a usar la fotografía para registrar imágenes vistas a través de un telescopio. Con el aumento de la sensibilidad de las emulsiones, las placas fotográficas de vidrio se convirtieron en el principal medio de registro de datos astrofísicos. Además de los tradicionales registros de observación escritos a mano, aparecieron valiosas "bibliotecas de vidrio" en los observatorios. Una placa fotográfica es capaz de acumular la luz tenue de objetos distantes y capturar detalles inaccesibles al ojo. Con el uso de la fotografía en astronomía, se requirieron nuevos tipos de telescopios, como cámaras de visión amplia capaces de registrar grandes áreas del cielo a la vez para crear atlas fotográficos en lugar de mapas dibujados. En combinación con reflectores de gran diámetro, la fotografía y un espectrógrafo permitieron estudiar objetos débiles. En la década de 1920, utilizando el telescopio del Observatorio Mount Wilson de 100 pulgadas, E. Hubble (1889-1953) clasificó nebulosas débiles y demostró que muchas de ellas son galaxias gigantes como la Vía Láctea. Además, Hubble descubrió que las galaxias se separan rápidamente unas de otras. Esto cambió por completo las ideas de los astrónomos sobre la estructura y la evolución del Universo, pero solo unos pocos observatorios que tenían telescopios potentes para observar galaxias distantes débiles pudieron hacer tal investigación.
ver también
COSMOLOGÍA;
GALAXIAS;
HubbleEdwin Powell;
NEBLES.
Espectroscopia. Aparecida casi simultáneamente con la fotografía, la espectroscopia permitió a los astrónomos determinar su composición química a partir del análisis de la luz de las estrellas y estudiar el movimiento de las estrellas y las galaxias mediante el desplazamiento Doppler de las líneas en los espectros. El desarrollo de la física a principios del siglo XX. ayudó a descifrar los espectrogramas. Por primera vez, fue posible estudiar la composición de cuerpos celestes inaccesibles. Esta tarea resultó estar al alcance de modestos observatorios universitarios, ya que no se necesita un gran telescopio para obtener los espectros de los objetos brillantes. Por lo tanto, el Observatorio de la Universidad de Harvard fue uno de los primeros en participar en la espectroscopia y recolectó una gran colección de espectros estelares. Sus empleados han clasificado miles de espectros estelares y han creado la base para estudiar la evolución estelar. Combinando estos datos con la física cuántica, los teóricos entendieron la naturaleza de la fuente de energía estelar. En el siglo 20 Se crearon detectores de radiación infrarroja proveniente de estrellas frías, de las atmósferas y de la superficie de los planetas. Las observaciones visuales, como medida insuficientemente sensible y objetiva del brillo de las estrellas, fueron reemplazadas primero por placas fotográficas y luego por instrumentos electrónicos (ver también ESPECTROSCOPIA).
ASTRONOMÍA DESPUÉS DE LA SEGUNDA GUERRA MUNDIAL
Fortalecimiento del apoyo estatal. Después de la guerra, las nuevas tecnologías que nacieron en los laboratorios del ejército se pusieron a disposición de los científicos: equipos de radio y radar, receptores de luz electrónicos sensibles y computadoras. Los gobiernos de los países industrializados se dieron cuenta de la importancia de la investigación científica para la seguridad nacional y comenzaron a asignar fondos considerables para el trabajo científico y la educación.
Observatorios Nacionales de Estados Unidos. A principios de la década de 1950, la Fundación Nacional de Ciencias de EE. UU. se acercó a los astrónomos para presentar propuestas para un observatorio nacional que estaría en la mejor ubicación posible y accesible para todos los científicos calificados. Para la década de 1960, habían surgido dos grupos de organizaciones: la Asociación de Universidades para la Investigación en Astronomía (AURA), que creó el concepto de los Observatorios Nacionales de Astronomía Óptica (NOAO) en la cumbre de 2100 metros de Kitt Peak cerca de Tucson, Arizona, y las Universidades Amalgamadas, que desarrollaron el proyecto Observatorio Nacional de Radioastronomía (NRAO) en Deer Creek Valley cerca de Green Bank, WV.
OBSERVATORIO NACIONAL DE EE.UU. KITT-PEAK cerca de Tucson, Arizona. Entre sus instrumentos más grandes se encuentran el Telescopio Solar McMas (abajo), el Telescopio Mayall de 4 m (arriba a la derecha) y el Telescopio WIYN de 3,5 m del Observatorio Conjunto de Wisconsin, Indiana, Yale y NOAO (extremo izquierdo).
Para 1990, NOAO tenía 15 telescopios de hasta 4 m de diámetro en Kitt Peak. AURA también estableció el Observatorio Interamericano en Sierra Tololo (Andes chilenos) a una altitud de 2200 m, donde se estudia el cielo austral desde 1967. Además de Green Bank, donde el radiotelescopio más grande (43 m de diámetro) está instalado en un monte ecuatorial, NRAO también tiene un telescopio de ondas milimétricas de 12 metros en Kitt Peak y un sistema VLA (Very Large Array) de 27 radio telescopios con diámetros de 25 m en la llanura del desierto de San. -Agustín cerca de Socorro (pc. Nuevo México). El Centro Ionosférico y de Radio Nacional en la isla de Puerto Rico se convirtió en un importante observatorio estadounidense. Su radiotelescopio con el espejo esférico más grande del mundo con un diámetro de 305 m se encuentra inmóvil en un hueco natural entre las montañas y se utiliza para radioastronomía y radar.
Los empleados permanentes de los observatorios nacionales supervisan la capacidad de servicio del equipo, desarrollan nuevos instrumentos y llevan a cabo sus propios programas de investigación. Sin embargo, cualquier científico puede postularse para observar y, si lo aprueba el Comité de Coordinación de Investigación Científica, recibir tiempo para trabajar en el telescopio. Esto permite que los científicos de instituciones pobres utilicen el equipo más avanzado.
Observaciones del cielo del sur. Gran parte del cielo del sur no es visible desde la mayoría de los observatorios de Europa y Estados Unidos, aunque es el cielo del sur el que se considera especialmente valioso para la astronomía, ya que contiene el centro de la Vía Láctea y muchas galaxias importantes, incluidas las Nubes de Magallanes. - dos pequeñas galaxias vecinas a nosotros. Los primeros mapas del cielo austral fueron elaborados por el astrónomo inglés E. Halley, que trabajó entre 1676 y 1678 en la isla de Santa Elena, y el astrónomo francés N. Lacaille, que trabajó entre 1751 y 1753 en el sur de África. En 1820, la Oficina Británica de Longitudes estableció una Buena Esperanza Royal Observatory, equipándolo primero con solo un telescopio para mediciones astrométricas, y luego con un conjunto completo de instrumentos para varios programas. En 1869 se instaló un reflector de 122 cm en Melbourne (Australia); más tarde fue trasladado al Monte Stromlo, donde, a partir de 1905, comenzó a crecer un observatorio astrofísico. A finales del siglo XX, cuando las condiciones para las observaciones en los antiguos observatorios del Hemisferio Norte comenzaron a deteriorarse debido a la fuerte urbanización, los países europeos comenzaron a construir activamente observatorios con grandes telescopios en Chile, Australia, Asia Central, Canarias y islas hawaianas.
observatorios sobre la tierra. Los astrónomos comenzaron a usar globos de gran altitud como plataformas de observación ya en la década de 1930 y continúan investigando hasta el día de hoy. En la década de 1950, se instalaron instrumentos en aviones de gran altitud que se convirtieron en observatorios voladores. Las observaciones extraatmosféricas comenzaron en 1946, cuando científicos estadounidenses en cohetes V-2 alemanes capturados elevaron detectores a la estratosfera para observar la radiación ultravioleta del sol. El primer satélite artificial fue lanzado en la URSS el 4 de octubre de 1957, y ya en 1958 la estación soviética Luna-3 fotografió la cara oculta de la Luna. Luego comenzaron a realizarse vuelos a los planetas y aparecieron satélites astronómicos especializados para observar el Sol y las estrellas. En los últimos años, varios satélites astronómicos han estado operando constantemente en órbitas cercanas a la Tierra y otras, estudiando el cielo en todos los rangos del espectro.
trabajo en el observatorio. Antiguamente, la vida y el trabajo de un astrónomo dependían por completo de las capacidades de su observatorio, ya que la comunicación y los viajes eran lentos y difíciles. A principios del siglo XX Hale creó el Observatorio Mount Wilson como un centro de astrofísica solar y estelar, capaz de realizar no solo observaciones telescópicas y espectrales, sino también la investigación de laboratorio necesaria. Trató de asegurarse de que Mount Wilson tuviera todo lo necesario para la vida y el trabajo, tal como lo hizo Tycho en la isla de Ven. Hasta ahora, algunos de los principales observatorios de picos de las montañas son comunidades cerradas de científicos e ingenieros que viven en un albergue y trabajan de noche según sus programas. Pero poco a poco este estilo está cambiando. En busca de los lugares más propicios para la observación, los observatorios se ubican en zonas remotas donde es difícil vivir permanentemente. Los científicos visitantes permanecen en el observatorio desde unos pocos días hasta varios meses para realizar observaciones específicas. Las capacidades de la electrónica moderna hacen posible realizar observaciones remotas sin visitar el observatorio en absoluto, o construir en lugares difíciles de alcanzar telescopios totalmente automáticos que funcionan de forma independiente según el programa previsto. Las observaciones con la ayuda de telescopios espaciales tienen una cierta especificidad. Al principio, muchos astrónomos acostumbrados a trabajar de forma independiente con el instrumento se sintieron incómodos en el marco de la astronomía espacial, separados del telescopio no solo por el espacio, sino también por muchos ingenieros e instrucciones complejas. Sin embargo, en la década de 1980, en muchos observatorios terrestres, el control del telescopio se transfirió de simples consolas ubicadas directamente en el telescopio a una sala especial repleta de computadoras y, a veces, ubicada en un edificio separado. En lugar de apuntar el telescopio principal a un objeto mirando a través de un pequeño telescopio de búsqueda montado en él y presionando los botones de un pequeño control remoto manual, el astrónomo ahora se sienta frente a la pantalla de la guía de televisión y manipula el joystick. A menudo, un astrónomo simplemente envía a través de Internet a un observatorio programa detallado observaciones y, una vez realizadas, recibe los resultados directamente en su ordenador. Por lo tanto, el estilo de trabajar con telescopios terrestres y espaciales es cada vez más similar.
OBSERVATORIOS TERRESTRES MODERNOS
observatorios ópticos. El sitio para la construcción de un observatorio óptico generalmente se elige lejos de las ciudades con su brillante iluminación nocturna y su smog. Por lo general, esta es la cima de la montaña, donde la capa de la atmósfera es más delgada, a través de la cual debe realizar observaciones. Es deseable que el aire esté seco y limpio, y que el viento no sea especialmente fuerte. Idealmente, los observatorios deberían estar distribuidos uniformemente sobre la superficie de la Tierra para que los objetos en el cielo del norte y del sur puedan observarse en cualquier momento. Sin embargo, históricamente, la mayoría de los observatorios están ubicados en Europa y América del Norte, por lo que se estudia mejor el cielo del hemisferio norte. En las últimas décadas se han comenzado a construir grandes observatorios en el hemisferio sur y cerca del ecuador, desde donde se pueden observar tanto los cielos del norte como los del sur. El antiguo volcán Mauna Kea sobre. Con más de 4 km de altura, Hawái es considerado el mejor lugar del mundo para la observación astronómica. En la década de 1990 se instalaron allí decenas de telescopios de diferentes países.
Torre. Los telescopios son instrumentos muy sensibles. Para protegerlos del mal tiempo y los cambios de temperatura, se colocan en edificios especiales: torres astronómicas. Las pequeñas torres son de forma rectangular con un techo retráctil plano. Las torres de los grandes telescopios suelen estar hechas de forma redonda con una cúpula giratoria hemisférica, en la que se abre una rendija estrecha para las observaciones. Tal cúpula protege bien el telescopio del viento durante la operación. Esto es importante porque el viento balancea el telescopio y hace que la imagen se mueva. La vibración del suelo y la construcción de la torre también afecta negativamente a la calidad de las imágenes. Por lo tanto, el telescopio está montado sobre una base separada, no conectada con la base de la torre. En el interior de la torre o cerca de ella, se monta un sistema de ventilación para el espacio de la cúpula y una instalación para la deposición por vacío sobre el espejo del telescopio de una capa de aluminio reflectante, que se empaña con el tiempo.
Montar. Para apuntar a la luminaria, el telescopio debe girar alrededor de uno o dos ejes. El primer tipo incluye el círculo meridiano y el instrumento de tránsito, pequeños telescopios que giran alrededor de un eje horizontal en el plano del meridiano celeste. Moviéndose de este a oeste, cada luminaria cruza este plano dos veces al día. Con la ayuda de un instrumento de tránsito se determinan los momentos del paso de las estrellas por el meridiano y así se especifica la velocidad de rotación de la Tierra; esto es necesario para el servicio de tiempo exacto. El círculo del meridiano le permite medir no solo los momentos, sino también el lugar donde la estrella cruza el meridiano; esto es necesario para crear mapas precisos del cielo estrellado. En los telescopios modernos, la observación visual directa prácticamente no se utiliza. Se utilizan principalmente para fotografiar objetos celestes o para registrar su luz con detectores electrónicos; la exposición alcanza a veces varias horas. Durante este tiempo, el telescopio debe apuntar con precisión al objeto. Por lo tanto, con la ayuda de un mecanismo de reloj, gira a una velocidad constante alrededor del eje del reloj (paralelo al eje de rotación de la Tierra) de este a oeste siguiendo a la estrella, compensando así la rotación de la Tierra de oeste a este. El segundo eje, perpendicular al reloj, se llama eje de declinación; sirve para apuntar el telescopio en la dirección norte-sur. Este diseño se llama montura ecuatorial y se utiliza para casi todos los telescopios, con la excepción de los más grandes, para los que la montura de altacimutal resultó ser más compacta y económica. En él, el telescopio sigue a la luminaria, girando simultáneamente con velocidad variable alrededor de dos ejes: vertical y horizontal. Esto complica enormemente el trabajo del mecanismo del reloj y requiere control por computadora.
telescopio refractor tiene una lente. Dado que los rayos de diferentes colores se refractan de manera diferente en el vidrio, el objetivo de una lente se calcula de modo que proporcione una imagen nítida enfocada en los rayos de un solo color. Los refractores antiguos estaban diseñados para la observación visual y, por lo tanto, daban una imagen clara en los haces amarillos. Con el advenimiento de la fotografía, comenzaron a construirse telescopios fotográficos: astrógrafos, que dan una imagen clara en rayos azules, a los que es sensible la emulsión fotográfica. Posteriormente, aparecieron emulsiones sensibles a la luz amarilla, roja e incluso infrarroja. Se pueden utilizar para fotografía con refractores visuales. El tamaño de la imagen depende de la distancia focal de la lente. El refractor Yerkes de 102 cm tiene una distancia focal de 19 m, por lo que el diámetro del disco lunar en su foco es de unos 17 cm El tamaño de las placas fotográficas de este telescopio es de 20x25 cm; la luna llena se adapta fácilmente a ellos. Los astrónomos utilizan placas fotográficas de vidrio por su gran rigidez: incluso después de 100 años de almacenamiento, no se deforman y permiten medir la posición relativa de las imágenes estelares con una precisión de 3 micras, que para grandes refractores como el de Yerk corresponde a un arco de 0.03" en el cielo.
telescopio reflector como una lente tiene un espejo cóncavo. Su ventaja sobre un refractor es que los rayos de cualquier color se reflejan en el espejo de la misma manera, proporcionando una imagen clara. Además, la lente de un espejo se puede hacer mucho más grande que la lente de una lente, ya que es posible que el interior del vidrio del espejo no sea transparente; se puede evitar que se deforme por su propio peso colocándolo en un marco especial que sostiene el espejo desde abajo. Cuanto mayor sea el diámetro de la lente, más luz recoge el telescopio y los objetos más débiles y distantes son capaces de "ver". Durante muchos años, el 6º reflector de la BTA (Rusia) y el 5º reflector del Observatorio Palomar (EE.UU.) fueron los más grandes del mundo. Pero ahora en el Observatorio Mauna Kea en Hawai, hay dos telescopios con espejos compuestos de 10 metros y se están construyendo varios telescopios con espejos monolíticos con un diámetro de 8-9 metros. Tabla 1.
LOS TELESCOPIOS MÁS GRANDES DEL MUNDO
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__Diámetro ______Observatorio ______Ubicación y año de objetivo (m) ________________construcción/desmantelamiento
REFLECTORES
10,0 Mauna Kea Hawái (EE. UU.) 1996 10,0 Mauna Kea Hawái (EE. UU.) 1993 9,2 McDonald Texas (EE. UU.) 1997 8,3 Nacional japonés de Hawái (EE. UU.) 1999 8,2 Sierra Paranal del sur de Europa (Chile) 1998 8,2 Sierra Paranal del sur de Europa (Chile) 1999 8,2 European Southern Sierra Paranal (Chile) 2000 8,1 Gemini North Hawaii (EE. UU.) 1999 6,5 Universidad de Arizona Mount Hopkins (Arizona) 1999 6,0 Academia Especial de Ciencias Astrofísicas de Rusia stan. Zelenchukskaya (Rusia) 1976 5,0 Palomar Mountain Palomar (California) 1949 1,8*6=4,5 University of Arizona Hopkins Mountain (Arizona) 1979/1998 4,2 Roca de los Muchachos Islas Canarias (España) 1986 4,0 Interamericana Sierra Tololo (Chile) 1975 3,9 Anglo-Australian Siding Spring (Australia) 1975 3,8 Kitt Peak National Tucson (Arizona) 1974 3,8 Mauna Kea (IR) Hawái (EE. UU.) 1979 3,6 Sur de Europa La Silla (Chile) 1976 3,6 Mauna Kea Hawái (EE. UU.) 1979 3,5 Roca de los Muchachos Islas Canarias (España) 1989 3,5 Intercolegial Sacramento Peak (unidad) (Nuevo México) 1991 3,5 Alemán-Español Calar Alto (España) 1983
REFRACTORES
1,02 Yerke Williams Bay (Wisconsin) 1897 0,91 Lick Hill Hamilton (CA) 1888 0,83 Parisian Meudon (Francia) 1893 0,81 Potsdam Potsdam (Alemania) 1899 0,76 French Southern Nice (Francia) 1880 0,76 Allegheny Pittsburgh (Pennsylvania) 1917 0,76 Pulkovo St. Petersburg 1885/1941
CÁMARAS SCHMIDT*
1,3-2,0 K. Schwarzschild Tautenburg (Alemania) 1960 1,2-1,8 Palomar Mountain Palomar (California) 1948 1,2-1,8 Anglo-Australian Siding Spring (Australia) 1973 1, 1-1,5 Astronomical Tokyo (Japón) 1975 1,0-1,6 Chile meridional europeo 1972
SOLAR
1,60 Kitt Peak Nacional Tucson (Arizona) 1962 1,50 Sacramento Peak (B)* Mancha solar (Nuevo México) 1969 1,00 Astrofísica Crimea (Ucrania) 1975 0,90 Kitt Peak (2 adicionales)* Tucson (Arizona) 1962 0,70 Kitt Peak (B)* Tucson (Arizona) 1975 0,70 Tenerife (España) 1988 0,66 Mitaka Tokio (Japón) 1920 0,64 Cambridge Cambridge (Inglaterra) 1820
Nota: Para cámaras Schmidt, se indica el diámetro de la placa de corrección y el espejo; para telescopios solares: (B) - vacío; 2 adicionales - dos telescopios adicionales en una carcasa común con un telescopio de 1,6 m.
cámaras réflex. La desventaja de los reflectores es que dan una imagen clara solo cerca del centro del campo de visión. Esto no interfiere si estudian un objeto. Pero el trabajo de patrulla, por ejemplo, la búsqueda de nuevos asteroides o cometas, requiere fotografiar grandes áreas del cielo a la vez. Un reflector ordinario no es adecuado para esto. El óptico alemán B. Schmidt en 1932 creó un telescopio combinado, en el que las deficiencias del espejo principal se corrigen con la ayuda de una lente delgada de forma compleja ubicada frente a él: una placa de corrección. La cámara Schmidt del Observatorio Palomar adquiere una imagen de una región del cielo de 6°6° sobre una placa fotográfica de 35x35 cm. Otro diseño de cámara gran angular fue creado por D.D. Maksutov en 1941 en Rusia. Es más simple que la cámara Schmidt, ya que el papel de la placa de corrección lo desempeña una lente gruesa simple: el menisco.
El trabajo de los observatorios ópticos. Ahora más de 100 grandes observatorios operan en más de 30 países del mundo. Por lo general, cada uno de ellos, de forma independiente o en cooperación con otros, lleva a cabo varios programas de observación a largo plazo. Mediciones astrométricas. Los grandes observatorios nacionales - el Observatorio Naval de EE. UU., el Observatorio Real de Greenwich en el Reino Unido (cerrado en 1998), Pulkovo en Rusia, etc. - miden regularmente las posiciones de las estrellas y los planetas en el cielo. Este es un trabajo muy delicado; es en él donde se logra la mayor precisión "astronómica" de las mediciones, sobre la base de la cual se crean catálogos de la posición y el movimiento de las estrellas, que son necesarios para la navegación terrestre y espacial, para determinar la posición espacial de las estrellas, aclarar las leyes del movimiento planetario. Por ejemplo, midiendo las coordenadas de las estrellas a intervalos de medio año, puedes ver que algunas de ellas experimentan fluctuaciones asociadas al movimiento de la Tierra en su órbita (el efecto de paralaje). La distancia a las estrellas está determinada por la magnitud de este cambio: cuanto menor sea el cambio, mayor será la distancia. Desde la Tierra, los astrónomos pueden medir un desplazamiento de 0,01" (¡el grosor de una cerilla a 40 km de distancia!), que corresponde a una distancia de 100 parsecs.
Patrulla Meteoro. Múltiples cámaras gran angular espaciadas a gran distancia fotografían continuamente el cielo nocturno para determinar las trayectorias de los meteoritos y los posibles lugares de impacto. Por primera vez, estas observaciones desde dos estaciones comenzaron en el Observatorio de Harvard (EE. UU.) en 1936 y se llevaron a cabo regularmente bajo la dirección de F. Whipple hasta 1951. En 1951-1977, el mismo trabajo se llevó a cabo en el Observatorio Ondrejovskaya. (Republica checa). Desde 1938 en la URSS, se han llevado a cabo observaciones fotográficas de meteoros en Dushanbe y Odessa. Las observaciones de meteoros permiten estudiar no solo la composición de las partículas de polvo cósmico, sino también la estructura de la atmósfera terrestre a altitudes de 50 a 100 km, que son de difícil acceso para el sondeo directo. La patrulla de meteoritos recibió el mayor desarrollo en forma de tres "redes balísticas": en los EE. UU., Canadá y Europa. Por ejemplo, la Prairie Network del Smithsonian Observatory (EE. UU.) utilizó cámaras automáticas de 2,5 cm en 16 estaciones ubicadas a una distancia de 260 km alrededor de Lincoln (Nebraska) para fotografiar meteoros brillantes: bolas de fuego. Desde 1963, se ha desarrollado la red de bolas de fuego checa, que luego se convirtió en una red europea de 43 estaciones en la República Checa, Eslovaquia, Alemania, Bélgica, los Países Bajos, Austria y Suiza. Ahora es la única red de bola de fuego operativa. Sus estaciones están equipadas con cámaras de ojo de pez que permiten fotografiar todo el hemisferio del cielo a la vez. Con la ayuda de las redes de bolas de fuego, varias veces fue posible encontrar meteoritos que cayeron al suelo y restaurar su órbita antes de una colisión con la Tierra.
Observaciones del sol. Muchos observatorios fotografían regularmente el Sol. La cantidad de manchas oscuras en su superficie sirve como indicador de actividad, que aumenta periódicamente en promedio cada 11 años, lo que provoca la interrupción de las comunicaciones por radio, un aumento de las auroras y otros cambios en la atmósfera terrestre. El instrumento más importante para estudiar el Sol es el espectrógrafo. Al hacer pasar la luz del sol a través de una rendija estrecha en el foco de un telescopio y luego descomponerla en un espectro utilizando un prisma o rejilla de difracción, se puede averiguar la composición química de la atmósfera solar, la velocidad del movimiento del gas en ella, su temperatura y campo magnético. Usando un espectroheliógrafo, puede tomar fotografías del Sol en la línea de emisión de un solo elemento, como hidrógeno o calcio. Las prominencias son claramente visibles en ellos: enormes nubes de gas que vuelan sobre la superficie del Sol. De gran interés es la región caliente y enrarecida de la atmósfera solar: la corona, que generalmente es visible solo durante los eclipses solares totales. Sin embargo, en algunos observatorios de gran altitud, se han creado telescopios especiales: coronógrafos que no eclipsan, en los que un pequeño obturador ("luna artificial") cierra el disco brillante del Sol, lo que permite observar su corona en cualquier momento. Tales observaciones se llevan a cabo en la isla de Capri (Italia), en el Sacramento Peak Observatory (Nuevo México, EE. UU.), Pic du Midi (Pirineos franceses) y otros.
Observaciones de la Luna y los planetas. Se estudia la superficie de planetas, satélites, asteroides y cometas mediante espectrógrafos y polarímetros, determinando la composición química de la atmósfera y las características de la superficie sólida. Muy activos en estas observaciones son el Observatorio Lovell (Arizona), Meudon y Pic-du-Midi (Francia), y Krymskaya (Ucrania). Aunque en los últimos años se han obtenido muchos resultados notables con la ayuda de naves espaciales, las observaciones desde tierra no han perdido su relevancia y cada año traen consigo nuevos descubrimientos.
Observaciones de estrellas. Al medir la intensidad de las líneas en el espectro de una estrella, los astrónomos determinan la abundancia de elementos químicos y la temperatura del gas en su atmósfera. La posición de las líneas sobre la base del efecto Doppler determina la velocidad de la estrella como un todo, y la forma del perfil de la línea determina la velocidad de los flujos de gas en la atmósfera de la estrella y la velocidad de su rotación alrededor del eje. . A menudo, en el espectro de las estrellas, son visibles líneas de materia interestelar enrarecida, ubicadas entre la estrella y el observador terrestre. Al observar sistemáticamente el espectro de una estrella, se pueden estudiar las oscilaciones de su superficie, establecer la presencia de satélites y corrientes de materia, que a veces fluyen de una estrella a otra. Usando un espectrógrafo colocado en el foco del telescopio, es posible obtener un espectro detallado de una sola estrella en decenas de minutos de exposición. Para un estudio masivo de los espectros de las estrellas, se coloca un gran prisma frente a la lente de una cámara gran angular (Schmidt o Maksutov). En este caso, se obtiene una sección del cielo sobre una placa fotográfica, donde cada imagen de una estrella está representada por su espectro, cuya calidad no es alta, pero sí suficiente para el estudio masivo de estrellas. Este tipo de observaciones se realizan desde hace muchos años en el Observatorio de la Universidad de Michigan (EE.UU.) y en el Observatorio Abastumani (Georgia). Recientemente, se han creado espectrógrafos de fibra óptica: se colocan guías de luz en el foco del telescopio; cada uno de ellos está instalado con un extremo en la imagen de una estrella y con el otro, en la rendija del espectrógrafo. Entonces, para una exposición, puede obtener espectros detallados de cientos de estrellas. Al pasar la luz de una estrella a través de varios filtros y medir su brillo, se puede determinar el color de una estrella, lo que indica la temperatura de su superficie (cuanto más azul, más caliente) y la cantidad de polvo interestelar que se encuentra entre la estrella y la estrella. observador (cuanto más polvo, más roja la estrella). Muchas estrellas cambian periódicamente o al azar su brillo; se llaman variables. Los cambios en el brillo asociados con las fluctuaciones en la superficie de una estrella o con los eclipses mutuos de los componentes de los sistemas binarios dicen mucho sobre la estructura interna de las estrellas. Cuando se investigan estrellas variables, es importante contar con series largas y densas de observaciones. Por lo tanto, los astrónomos a menudo involucran a los aficionados en este trabajo: incluso las estimaciones oculares del brillo de las estrellas a través de binoculares o un pequeño telescopio tienen valor científico. Los entusiastas de la astronomía a menudo se unen a clubes para realizar observaciones conjuntas. Además de estudiar estrellas variables, a menudo descubren cometas y brotes de nuevas estrellas, que también hacen una contribución significativa a la astronomía. Las estrellas débiles se estudian solo con la ayuda de grandes telescopios con fotómetros. Por ejemplo, un telescopio con un diámetro de 1 m recoge 25.000 veces más luz que la pupila del ojo humano. El uso de una placa fotográfica durante una exposición prolongada aumenta mil veces más la sensibilidad del sistema. Los fotómetros modernos con receptores de luz electrónicos, como un tubo fotomultiplicador, un convertidor óptico de electrones o una matriz CCD de semiconductores, son diez veces más sensibles que las placas fotográficas y le permiten registrar directamente los resultados de la medición en la memoria de la computadora.
Observaciones de objetos débiles. Las observaciones de estrellas y galaxias lejanas se llevan a cabo utilizando los telescopios más grandes con un diámetro de 4 a 10 m. El papel principal pertenece a los observatorios Mauna Kea (Hawái), Palomarskaya (California), La Silla y Sierra Tololo (Chile) , Observatorio Astrofísico Especial (Rusia). Para el estudio masivo de objetos tenues, se utilizan grandes cámaras Schmidt en los observatorios de Tonantzintla (México), Mount Stromlo (Australia), Bloemfontein (Sudáfrica) y Byurakan (Armenia). Estas observaciones permiten penetrar más profundamente en el Universo y estudiar su estructura y origen.
Programas de observaciones conjuntas. Muchos programas de observación se llevan a cabo conjuntamente por varios observatorios, cuya interacción cuenta con el apoyo de la Unión Astronómica Internacional (IAU). Reúne a unos 8.000 astrónomos de todo el mundo, tiene 50 comisiones en diversas áreas de la ciencia, reúne grandes Asambleas una vez cada tres años y organiza anualmente varios grandes simposios y coloquios. Cada comisión de la IAU coordina observaciones de objetos de una determinada clase: planetas, cometas, estrellas variables, etc. La IAU coordina el trabajo de muchos observatorios en la compilación de mapas estelares, atlas y catálogos. El Observatorio Astrofísico Smithsonian (EE. UU.) opera la Oficina Central de Telegramas Astronómicos, que notifica rápidamente a todos los astrónomos sobre eventos inesperados: estallidos de nuevas y supernovas, el descubrimiento de nuevos cometas, etc.
RADIOOBSERVATORIOS
El desarrollo de la tecnología de comunicación por radio en las décadas de 1930 y 1940 hizo posible comenzar las observaciones de radio de los cuerpos espaciales. Esta nueva "ventana" al Universo ha traído muchos descubrimientos asombrosos. De todo el espectro de radiación electromagnética, solo las ondas ópticas y de radio atraviesan la atmósfera hasta la superficie de la Tierra. En este caso, la "ventana de radio" es mucho más ancha que la óptica: se extiende desde longitudes de onda milimétricas hasta decenas de metros. Además de los objetos conocidos en astronomía óptica (el Sol, los planetas y las nebulosas calientes), los objetos previamente desconocidos resultaron ser fuentes de ondas de radio: nubes frías de gas interestelar, núcleos galácticos y estrellas en explosión.
Tipos de radiotelescopios. La emisión de radio de los objetos espaciales es muy débil. Para notarlo en el contexto de la interferencia natural y artificial, se necesitan antenas altamente direccionales que reciban una señal desde un solo punto en el cielo. Estas antenas son de dos tipos. Para la radiación de onda corta, están hechos de metal en forma de espejo parabólico cóncavo (como un telescopio óptico), que concentra la radiación que incide sobre él en el foco. Dichos reflectores con un diámetro de hasta 100 m (giro completo) pueden mirar cualquier parte del cielo (como un telescopio óptico). Las antenas más grandes se fabrican en forma de cilindro parabólico que puede girar solo en el plano meridiano (como un círculo meridiano óptico). La rotación alrededor del segundo eje asegura la rotación de la Tierra. Los paraboloides más grandes se inmovilizan utilizando huecos naturales en el suelo. Solo pueden observar un área limitada del cielo. Tabla 2.
LOS RADIOTELESCOPIOS MÁS GRANDES
________________________________________________
Mayor __ Observatorio _____ Ubicación y año _ tamaño ____________________ de estructura/desmantelamiento
antena (m)
________________________________________________
1000 1 Instituto de Física Lebedev, RAS Serpukhov (Rusia) 1963 600 1 Academia Especial de Ciencias Astrofísicas de Rusia Sev. Kavkaz (Rusia) 1975 305 2 Ionosferico Arecibo Arecibo (Puerto Rico) 1963 305 1 Meudon Meudon (Francia) 1964 183 Universidad Danville de Illinois (Illinois) 1962 122 Universidad Hat Creek de California (California) 1960 110 1 Universidad de Ohio Delaware (Ohio) 1962 107 Stanford Radio Laboratory Stanford (California) 1959 100 Institute. Max Planck Bonn (Alemania) 1971 76 Jodrell Bank Macclesfield (Inglaterra) 1957 ________________________________________________
Notas:
1 una antena con una abertura sin llenar;
2 antena fija. ________________________________________________
Las antenas para la radiación de onda larga se montan a partir de una gran cantidad de dipolos metálicos simples, colocados en un área de varios kilómetros cuadrados e interconectados para que las señales que reciben se amplifiquen entre sí solo si provienen de una dirección determinada. Cómo tamaño más grande antenas, el área más estrecha en el cielo que examina, al tiempo que da una imagen más clara del objeto. Un ejemplo de tal instrumento es el UTR-2 (radiotelescopio ucraniano en forma de T) del Instituto de Radiofísica y Electrónica de Kharkov de la Academia de Ciencias de Ucrania. La longitud de sus dos brazos es de 1860 y 900 m; es el instrumento más avanzado del mundo para estudiar la radiación decámétrica en el rango de 12-30 m El principio de combinar varias antenas en un sistema también se usa para radiotelescopios parabólicos: al combinar las señales recibidas de un objeto por varios gigantes antena. Esto mejora significativamente la calidad de las imágenes de radio recibidas. Dichos sistemas se denominan interferómetros de radio, ya que las señales de diferentes antenas, cuando se suman, interfieren entre sí. Las imágenes de los interferómetros de radio no son peores que las ópticas en calidad: los detalles más pequeños tienen un tamaño de aproximadamente 1 ", y si combina señales de antenas ubicadas en diferentes continentes, se puede reducir el tamaño de los detalles más pequeños en la imagen del objeto. por otras mil veces. La señal recolectada por la antena es detectada y amplificada por un receptor especial: un radiómetro, que generalmente se sintoniza en una frecuencia fija o cambia de sintonización en una banda de frecuencia estrecha. Para reducir su propio ruido, los radiómetros a menudo se enfrían para una temperatura muy baja. La señal amplificada se graba en una grabadora o computadora. La potencia de la señal recibida generalmente se expresa en términos de "temperatura de la antena", como si hubiera un cuerpo absolutamente negro de una temperatura dada en lugar del antena, emitiendo la misma potencia. Al medir la potencia de la señal en diferentes frecuencias, se construye un espectro de radio, cuya forma permite juzgar el mecanismo de radiación y la naturaleza física del objeto. Las observaciones radioastronómicas se pueden llevar a cabo pero cuyo y durante el día, si la interferencia de las instalaciones industriales no interfiere: chispas de motores eléctricos, estaciones de radiodifusión, radares. Por este motivo, los radioobservatorios suelen instalarse lejos de las ciudades. Los radioastrónomos no tienen requisitos especiales para la calidad de la atmósfera, pero cuando observan ondas de menos de 3 cm, la atmósfera se convierte en un obstáculo, por lo que es preferible colocar antenas de onda corta en lo alto de las montañas. Algunos radiotelescopios se utilizan como radares, envían una señal potente y reciben un pulso reflejado por el objeto. Esto le permite determinar con precisión la distancia a los planetas y asteroides, medir su velocidad e incluso construir un mapa de superficie. Así se obtuvieron mapas de la superficie de Venus, que no es visible en la óptica a través de su densa atmósfera.
ver también
ASTRONOMÍA RADIAL;
ASTRONOMÍA RADAR.
observaciones radioastronómicas. Según los parámetros de la antena y el equipo disponible, cada radioobservatorio se especializa en una determinada clase de objetos de observación. El sol, debido a su proximidad a la tierra, es una poderosa fuente de ondas de radio. La emisión de radio proveniente de su atmósfera se registra constantemente, lo que permite predecir la actividad solar. En la magnetosfera de Júpiter y Saturno tienen lugar procesos activos, cuyos pulsos de radio se observan regularmente en los observatorios de Florida, Santiago y la Universidad de Yale. Las antenas más grandes de Inglaterra, EE. UU. y Rusia se utilizan para el radar planetario. Un descubrimiento notable fue la radiación de hidrógeno interestelar en una longitud de onda de 21 cm descubierta en el Observatorio de Leiden (Países Bajos). Luego, decenas de otros átomos y moléculas complejas, incluidas las orgánicas, se encontraron en el medio interestelar utilizando líneas de radio. Las moléculas irradian con especial intensidad en ondas milimétricas, para cuya recepción se crean antenas parabólicas especiales con una superficie de alta precisión. Primero, en el Cambridge Radio Observatory (Inglaterra), y luego en otros, desde principios de la década de 1950 se han realizado estudios sistemáticos de todo el cielo para identificar fuentes de radio. Algunos de ellos coinciden con objetos ópticos conocidos, pero muchos no tienen análogos en otros rangos de radiación y, aparentemente, son objetos muy distantes. A principios de la década de 1960, después de descubrir objetos tenues parecidos a estrellas que coincidían con fuentes de radio, los astrónomos descubrieron cuásares, galaxias muy distantes con núcleos increíblemente activos. De vez en cuando, algunos radiotelescopios intentan buscar señales de civilizaciones extraterrestres. El primer proyecto de este tipo fue el proyecto del Observatorio Nacional de Radioastronomía de EE. UU. en 1960 para buscar señales de los planetas de estrellas cercanas. Como todas las búsquedas posteriores, arrojó un resultado negativo.
ASTRONOMÍA EXTRAATMOSFÉRICA
Dado que la atmósfera terrestre no deja pasar rayos X, infrarrojos, ultravioleta y algunos tipos de emisiones de radio a la superficie del planeta, los instrumentos para su estudio se instalan en satélites artificiales de la Tierra, estaciones espaciales o vehículos interplanetarios. Estos dispositivos requieren poco peso y alta confiabilidad. Por lo general, se lanzan satélites astronómicos especializados para observar en un cierto rango del espectro. Incluso las observaciones ópticas se realizan preferentemente fuera de la atmósfera, lo que distorsiona significativamente las imágenes de los objetos. Desafortunadamente, la tecnología espacial es muy costosa, por lo que los observatorios extraatmosféricos son creados por los países más ricos o por varios países en cooperación entre sí. Inicialmente, ciertos grupos de científicos se dedicaron al desarrollo de instrumentos para satélites astronómicos y al análisis de los datos obtenidos. Pero a medida que ha crecido la productividad de los telescopios espaciales, se ha desarrollado un sistema de cooperación similar al adoptado en los observatorios nacionales. Por ejemplo, el Telescopio Espacial Hubble (EE. UU.) está disponible para cualquier astrónomo del mundo: se aceptan y evalúan solicitudes de observaciones, se realizan las más valiosas y los resultados se envían al científico para su análisis. Esta actividad está organizada por el Instituto de Ciencias del Telescopio Espacial.
- (nuevo lat. observatorio, de observare a observar). Edificio para observaciones físicas y astronómicas. Diccionario de palabras extranjeras incluidas en el idioma ruso. Chudinov A.N., 1910. OBSERVATORIO edificio que sirve para astronómico, ... ... Diccionario de palabras extranjeras del idioma ruso.
OBSERVATORIO, una institución para la producción de observaciones astronómicas o geofísicas (magnetométricas, meteorológicas y sísmicas); de ahí la división de los observatorios en astronómicos, magnetométricos, meteorológicos y sísmicos.
Observatorio Astronomico
Según su propósito, los observatorios astronómicos se pueden dividir en dos tipos principales: observatorios astrométricos y astrofísicos. observatorios astrométricos se dedican a determinar las posiciones exactas de las estrellas y otras luminarias para diferentes propósitos y, dependiendo de esto, con diferentes herramientas y métodos. observatorios astrofísicos estudiar varias propiedades físicas de los cuerpos celestes, como la temperatura, el brillo, la densidad, así como otras propiedades que requieren métodos físicos de estudio, como el movimiento de las estrellas a lo largo de la línea de visión, los diámetros de las estrellas determinados por el método de interferencia, etc. Muchos grandes observatorios persiguen propósitos mixtos, pero hay observatorios para un propósito más limitado, por ejemplo, para observar la variabilidad de la latitud geográfica, para buscar pequeños planetas, observar estrellas variables, etc.
Ubicación del Observatorio debe cumplir una serie de requisitos, que incluyen: 1) la ausencia total de sacudidas causadas por la proximidad de vías férreas, tráfico o fábricas, 2) la más alta pureza y transparencia del aire - la ausencia de polvo, humo, niebla, 3) la ausencia de iluminación del cielo provocada por la proximidad de la ciudad, fábricas, estaciones de ferrocarril, etc., 4) la calma del aire en la noche, 5) un horizonte bastante abierto. Las condiciones 1, 2, 3 y parcialmente 5 hacen que los observatorios se muevan fuera de la ciudad, a menudo incluso a alturas considerables sobre el nivel del mar, creando observatorios de montaña. La condición 4 depende de una serie de factores, en parte climáticos generales (vientos, humedad), en parte locales. En cualquier caso, obliga a evitar lugares con fuertes corrientes de aire, por ejemplo, derivadas del fuerte calentamiento del suelo por el sol, bruscas fluctuaciones de temperatura y humedad. Las más favorables son las áreas cubiertas por una cubierta vegetal uniforme, con un clima seco, a una altura suficiente sobre el nivel del mar. Los observatorios modernos suelen consistir en pabellones separados ubicados en medio de un parque o esparcidos por un prado, en los que se instalan los instrumentos (Fig. 1).
Al lado hay laboratorios: salas para trabajos de medición y computación, para el estudio de placas fotográficas y para la producción de varios experimentos (por ejemplo, para estudiar la radiación de un cuerpo completamente negro, como estándar para determinar la temperatura de las estrellas ), un taller mecánico, una biblioteca y una vivienda. En uno de los edificios hay un sótano para el reloj. Si el observatorio no está conectado a la red eléctrica, se organiza su propia planta de energía.
Equipamiento instrumental de observatorios varía mucho según el destino. Para determinar las ascensiones y declinaciones rectas de las luminarias se utiliza un círculo meridiano, que da simultáneamente ambas coordenadas. En algunos observatorios, siguiendo el ejemplo del observatorio de Pulkovo, se utilizan dos instrumentos diferentes para este fin: un instrumento de tránsito y un círculo vertical, que permiten determinar las coordenadas mencionadas por separado. La mayoría de las observaciones se dividen en fundamentales y relativas. El primero consiste en la derivación independiente de un sistema independiente de ascensiones y declinaciones rectas con la determinación de la posición del equinoccio vernal y el ecuador. El segundo consiste en vincular las estrellas observadas, generalmente ubicadas en una zona de declinación estrecha (de ahí el término: observaciones de zona), con estrellas de referencia, cuya posición se conoce a partir de observaciones fundamentales. Para las observaciones relativas, ahora se usa cada vez más la fotografía, y esta sección del cielo se toma con tubos especiales con una cámara (astrógrafos) con una distancia focal suficientemente grande (generalmente 2-3,4 m). La determinación relativa de la posición de objetos cercanos entre sí, por ejemplo, estrellas binarias, planetas menores y cometas, en relación con estrellas cercanas, satélites de planetas en relación con el planeta mismo, determinación de paralajes anuales, se lleva a cabo utilizando ecuatoriales tanto visualmente - utilizando un micrómetro ocular, y fotográfico, en el que se reemplaza el ocular por una placa fotográfica. Para ello se utilizan los instrumentos más grandes, con lentes de 0 a 1 m.La variabilidad de latitud se estudia principalmente con la ayuda de telescopios cenitales.
Las principales observaciones de carácter astrofísico son fotométricas, incluida la colorimetría, es decir, que determina el color de las estrellas, y espectroscópicas. Los primeros se producen mediante fotómetros montados como instrumentos independientes o, más a menudo, unidos a un refractor o reflector. Para las observaciones espectrales se utilizan espectrógrafos de hendidura, que se acoplan a los reflectores de mayor tamaño (con espejo de 0 a 2,5 m) o, en casos obsoletos, a refractores de gran tamaño. Las fotografías resultantes de los espectros se utilizan para diversos fines, tales como: determinación de velocidades radiales, paralajes espectroscópicos, temperatura. Para una clasificación general de los espectros estelares, se pueden usar herramientas más modestas, las llamadas. cámaras prismáticas, que consiste en una cámara fotográfica rápida de enfoque corto con un prisma frente a la lente, que brinda los espectros de muchas estrellas en una placa, pero con baja dispersión. Para los estudios espectrales del sol, así como de las estrellas, algunos observatorios utilizan los llamados. telescopios de torre representando beneficios conocidos. Consisten en una torre (hasta 45 m de altura), sobre la cual hay un celeste, que envía los rayos de la luminaria verticalmente hacia abajo; se coloca una lente ligeramente por debajo del coelite, a través de la cual pasan los rayos, enfocándose a nivel del suelo, donde ingresan a un espectrógrafo vertical u horizontal, que se encuentra en condiciones de temperatura constante.
Los instrumentos mencionados anteriormente están montados sobre sólidos pilares de piedra con una base profunda y grande, aislados del resto del edificio para que no se transmitan vibraciones. Los refractores y reflectores se colocan en torres redondas (Fig. 2), cubiertas con una cúpula giratoria semiesférica con una escotilla desplegable a través de la cual se realiza la observación.
En el caso de los refractores, el suelo de la torre se hace elevable, de forma que el observador pueda alcanzar cómodamente el extremo ocular del telescopio en cualquier inclinación de éste hacia el horizonte. En las torres reflectoras, en lugar de un suelo elevable, se suelen utilizar escaleras y pequeñas plataformas elevadoras. Las torres de grandes reflectores deberán disponer de un dispositivo que proporcione un buen aislamiento térmico durante el día frente al calentamiento y suficiente ventilación durante la noche, con la cúpula abierta. Los instrumentos destinados a la observación en una vertical específica (un círculo meridiano, un instrumento de paso y un círculo parcialmente vertical) están instalados en pabellones hechos de hierro corrugado (Fig. 3), que tienen la forma de un semicilindro acostado. Al abrir amplias escotillas o al enrollar las paredes, se forma un amplio espacio en el plano del meridiano o de la primera vertical, según la instalación del instrumento, que permite realizar las observaciones.
El dispositivo del pabellón debe proporcionar una buena ventilación, ya que al observar, la temperatura del aire dentro del pabellón debe ser igual a la temperatura exterior, lo que elimina la refracción incorrecta de la línea de visión, llamada refracción de pasillo(Saalrefacción). Con los instrumentos de paso y los círculos meridianos, se suelen disponer mundos, que son marcas sólidas instaladas en el plano meridiano a cierta distancia del instrumento.
Los observatorios que dan servicio al tiempo, además de realizar determinaciones fundamentales de ascensiones rectas, requieren una configuración de reloj grande. El reloj se coloca en el sótano, en condiciones de temperatura constante. Los tableros de distribución y los cronógrafos se colocan en una sala especial para comparar horas. Una estación de radio también está instalada aquí. Si el propio observatorio envía señales horarias, también se requiere una instalación para el envío automático de señales; la transmisión se realiza a través de una de las poderosas estaciones de radio de transmisión.
Además de los observatorios en funcionamiento permanente, a veces se instalan observatorios y estaciones temporales, diseñados para observar fenómenos a corto plazo, principalmente eclipses solares (anteriormente también los tránsitos de Venus a través del disco del sol), o para realizar ciertos trabajos, después de que tal observatorio se vuelve a cerrar. Así, algunos observatorios europeos y especialmente norteamericanos abrieron temporalmente -durante varios años- sucursales en el hemisferio sur para observar el cielo austral con el fin de compilar catálogos posicionales, fotométricos o espectroscópicos de las estrellas australes utilizando los mismos métodos y herramientas que se utilizaron para la mismo propósito en el observatorio principal en el hemisferio norte. El número total de observatorios astronómicos actualmente en funcionamiento alcanza los 300. En la tabla se dan algunos datos, a saber: ubicación, principales instrumentos y principales obras de los principales observatorios modernos.
observatorio magnético
Un observatorio magnético es una estación que realiza observaciones regulares de elementos geomagnéticos. Es un punto de referencia para estudios geomagnéticos del área adyacente. El material proporcionado por el observatorio magnético es fundamental en el estudio de la vida magnética terrestre. El trabajo de un observatorio magnético se puede dividir en los siguientes ciclos: 1) el estudio de las variaciones temporales de los elementos del magnetismo terrestre, 2) sus mediciones periódicas en medida absoluta, 3) el estudio y estudio de los instrumentos geomagnéticos utilizados en los levantamientos magnéticos , 4) trabajos especiales de investigación en áreas de fenómenos geomagnéticos.
Para llevar a cabo estos trabajos, el observatorio magnético cuenta con un conjunto de instrumentos geomagnéticos normales para medir los elementos del magnetismo terrestre en términos absolutos: teodolito magnético y inclinador, generalmente del tipo de inducción, como más avanzado. Estos dispositivos b. en comparación con los instrumentos estándar disponibles en cada país (en la URSS se almacenan en el Observatorio Magnético de Slutsk), a su vez en comparación con el estándar internacional en Washington. Para estudiar las variaciones temporales del campo magnético terrestre, el observatorio tiene a su disposición uno o dos conjuntos de instrumentos variacionales - variómetros D, H y Z - que proporcionan un registro continuo de los cambios en los elementos del magnetismo terrestre a lo largo del tiempo. El principio de funcionamiento de los dispositivos anteriores: ver magnetismo terrestre. Las construcciones de los más comunes se describen a continuación.
Un teodolito magnético para medidas absolutas de H se muestra en la Fig. 4 y 5. Aquí A es un círculo horizontal, cuyas lecturas se toman usando microscopios B; I - tubo para observaciones por el método de autocolimación; C - una casa para el imán m, D - un dispositivo de detención fijado en la base del tubo, dentro del cual pasa un hilo que sostiene el imán m. En la parte superior de este tubo hay una cabeza F, con la que se sujeta el hilo. Se colocan imanes deflectores (auxiliares) en los lagers M 1 y M 2; la orientación del imán sobre ellos está determinada por círculos especiales con lecturas usando microscopios a y b. Las observaciones de declinación se realizan utilizando el mismo teodolito, o se instala un declinador especial, cuyo diseño es en términos generales el mismo que el del dispositivo descrito, pero sin dispositivos para desviaciones. Para determinar la ubicación del norte verdadero en el círculo azimutal, se usa una medida especialmente establecida, cuyo azimut verdadero se determina usando medidas astronómicas o geodésicas.
El inductor de tierra (inclinador) para determinar la inclinación se muestra en la Fig. 6 y 7. Una bobina doble S puede girar alrededor de un eje que descansa sobre cojinetes montados en un anillo R. La posición del eje de rotación de la bobina se determina a lo largo de un círculo vertical V usando microscopios M, M. H es un círculo horizontal que sirve para establecer el eje de la bobina en el plano del meridiano magnético, K - un interruptor para convertir la corriente alterna, obtenida al girar la bobina, en corriente continua. Desde los terminales de este conmutador, se suministra corriente a un galvanómetro sensible con un sistema magnético satazado.
El variómetro H se muestra en la Fig. 8. Dentro de una pequeña cámara, un imán M está suspendido en un hilo de cuarzo o en un bifilar.El punto de unión superior del hilo está en la parte superior del tubo de suspensión y está conectado a la cabeza T, que puede girar sobre la vertical eje.
Un espejo S está unido inseparablemente al imán, sobre el cual cae un haz de luz del iluminador del aparato de registro. Junto al espejo, se fija un espejo fijo B, cuyo propósito es dibujar una línea base en el magnetograma. L es una lente que da una imagen de la rendija del iluminador en el tambor del aparato de grabación. Se instala una lente cilíndrica frente al tambor, reduciendo esta imagen a un punto. Ese. la grabación en papel fotográfico atornillado al tambor se realiza moviendo a lo largo de la generatriz del tambor un punto de luz de un haz de luz reflejado en el espejo S. El diseño del variómetro B es el mismo que el del dispositivo descrito, excepto por la orientación del imán M con respecto al espejo S.
El variómetro Z (Fig. 9) consiste esencialmente en un sistema magnético que oscila alrededor de un eje horizontal. El sistema está encerrado en el interior de la cámara 1, que tiene una abertura en su parte frontal, cerrada por una lente 2. Las oscilaciones del sistema magnético son registradas por el registrador gracias a un espejo, que está adosado al sistema. Para construir la línea de base se utiliza un espejo fijo, ubicado junto al móvil. Ubicación general variómetros durante las observaciones se muestra en la Fig. 10
Aquí R es el aparato registrador, U es su mecanismo de relojería, que hace girar el tambor W con papel sensible a la luz, l es una lente cilíndrica, S es un iluminador, H, D, Z son variómetros para los elementos correspondientes del magnetismo terrestre. En el variómetro Z, las letras L, M y t denotan, respectivamente, la lente, el espejo conectado al sistema magnético y el espejo conectado al dispositivo para registrar temperaturas. Dependiendo de las tareas especiales en las que participa el observatorio, su equipamiento adicional ya es de carácter especial. El funcionamiento confiable de los instrumentos geomagnéticos requiere condiciones especiales en términos de ausencia de campos magnéticos perturbadores, constancia de temperatura, etc.; por lo tanto, los observatorios magnéticos se alejan de la ciudad con sus instalaciones eléctricas y se disponen de manera que garanticen el grado deseado de constancia de temperatura. Para ello, los pabellones donde se realizan las mediciones magnéticas suelen construirse con paredes dobles y el sistema de calefacción se ubica a lo largo del pasillo formado por las paredes exterior e interior del edificio. Con el fin de excluir la influencia mutua de los instrumentos variacionales sobre los normales, ambos se suelen instalar en pabellones diferentes, algo distantes entre sí. Al construir tales edificios, b. se prestó especial atención al hecho de que no había masas de hierro en su interior y en las cercanías, especialmente en movimiento. Con respecto al cableado eléctrico, b. se cumplen las condiciones que garantizan la ausencia de campos magnéticos de corriente eléctrica (cableado bifilar). La proximidad de estructuras que crean sacudidas mecánicas es inaceptable.
Dado que el observatorio magnético es el punto principal para el estudio de la vida magnética: la tierra, requisito b. om su distribución uniforme sobre toda la superficie del globo. En la actualidad, este requisito sólo se cumple aproximadamente. La siguiente tabla, que presenta la lista de observatorios magnéticos, da una idea de hasta qué punto se ha cumplido este requisito. En la tabla, las cursivas indican el cambio anual promedio en el elemento del magnetismo terrestre, debido al curso secular.
El material más rico recogido por los observatorios magnéticos consiste en el estudio de las variaciones temporales de los elementos geomagnéticos. Esto incluye el curso diario, anual y secular, así como aquellos cambios repentinos en el campo magnético terrestre, que se denominan tormentas magnéticas. Como resultado del estudio de las variaciones diurnas, fue posible distinguir en ellas la influencia de la posición del sol y la luna en relación con el lugar de observación y establecer el papel de estos dos cuerpos cósmicos en las variaciones diurnas de los fenómenos geomagnéticos. elementos. La principal causa de variación es el sol; la influencia de la luna no excede 1/15 de la acción de la primera luminaria. La amplitud de las fluctuaciones diurnas en promedio tiene un valor del orden de 50 γ (γ = 0,00001 gauss, véase Magnetismo terrestre), es decir, alrededor de 1/1000 de la tensión total; varía según la latitud geográfica del lugar de observación y depende fuertemente de la época del año. Por regla general, la amplitud de las variaciones diurnas en verano es mayor que en invierno. El estudio de la distribución temporal de las tormentas magnéticas permitió determinar su conexión con la actividad del sol. El número de tormentas y su intensidad coinciden en el tiempo con el número de manchas solares. Esta circunstancia permitió a Stormer crear una teoría que explicaba la ocurrencia de tormentas magnéticas por la penetración en las capas superiores de nuestra atmósfera de cargas eléctricas emitidas por el sol durante los períodos de mayor actividad, y por la formación paralela de un anillo de electrones en movimiento en una altura considerable, casi fuera de la atmósfera, en el plano del ecuador terrestre.
observatorio meteorológico
observatorio meteorológico, la máxima institución científica para el estudio de temas relacionados con la vida física de la tierra en el sentido más amplio. Estos observatorios ahora se ocupan no solo de cuestiones puramente meteorológicas y climatológicas y del servicio meteorológico, sino que también incluyen en el ámbito de sus tareas las cuestiones del magnetismo terrestre, la electricidad atmosférica y la óptica atmosférica; algunos observatorios incluso realizan observaciones sísmicas. Por lo tanto, dichos observatorios tienen un nombre más amplio: institutos o observatorios geofísicos.
Las propias observaciones de los observatorios en el campo de la meteorología están destinadas a proporcionar material estrictamente científico de las observaciones realizadas sobre elementos meteorológicos, necesarios para los fines de la climatología, el servicio meteorológico y satisfacer una serie de solicitudes prácticas basadas en registros de registradores con registro continuo de todos los cambios. en el curso de los elementos meteorológicos. Se realizan observaciones directas en ciertas horas urgentes de elementos tales como la presión del aire (ver Barómetro), su temperatura y humedad (ver Higrómetro), dirección y velocidad del viento, sol, precipitación y evaporación, cubierta de nieve, temperatura del suelo y otros fenómenos atmosféricos según el programa de meteorología ordinaria, estaciones de 2ª categoría. Además de estas observaciones del programa, se realizan observaciones de control en los observatorios meteorológicos, y también se realizan estudios metodológicos, expresados en el establecimiento y ensayo de nuevos métodos de observación de fenómenos ya parcialmente estudiados; y no estudié nada. Las observaciones del observatorio deben ser a largo plazo para poder extraer de ellas una serie de conclusiones a fin de obtener con suficiente precisión los valores medios "normales", para determinar la magnitud de las fluctuaciones no periódicas inherentes a un determinado lugar de observación. , y determinar la regularidad en el curso de estos fenómenos a lo largo del tiempo.
Además de hacer sus propias observaciones meteorológicas, una de las principales tareas de los observatorios es estudiar el país entero como un todo o sus regiones individuales en términos físicos y cap. arreglo en términos de clima. El material observacional que llega desde la red de estaciones meteorológicas al observatorio se somete aquí a un estudio detallado, control y verificación exhaustiva con el fin de seleccionar las observaciones más benignas que ya pueden ser utilizadas para un mayor desarrollo. Los hallazgos iniciales de este material verificado se publican en las publicaciones del observatorio. Tales publicaciones en la red de estaciones anteriores. Rusia y la URSS cubren observaciones a partir de 1849. Estas publicaciones publican cap. arreglo conclusiones de las observaciones, y solo para un pequeño número de estaciones, las observaciones se imprimen en su totalidad.
El resto del material procesado y verificado se almacena en el archivo del observatorio. Como resultado de un estudio profundo y cuidadoso de estos materiales, aparecen de vez en cuando varias monografías que caracterizan la técnica de procesamiento o se refieren al desarrollo de elementos meteorológicos individuales.
Una de las características específicas de las actividades de los observatorios es un servicio especial de predicción y alerta sobre el estado del tiempo. En la actualidad, este servicio se ha separado del Observatorio Geofísico Principal en forma de un instituto independiente: la Oficina Meteorológica Central. Para mostrar el desarrollo y los logros de nuestro servicio meteorológico, a continuación se presentan datos sobre la cantidad de telegramas recibidos por la Oficina Meteorológica por día desde 1917.
En la actualidad, la Oficina Central de Meteorología recibe hasta 700 telegramas internos solamente, además de los informes. Además, aquí se está llevando a cabo un trabajo a gran escala para mejorar los métodos de pronóstico del tiempo. En cuanto al grado de acierto de las predicciones a corto plazo, se determina en un 80-85%. Además de los pronósticos a corto plazo, ahora se han desarrollado métodos y pronósticos a largo plazo sobre la naturaleza general del clima para la próxima temporada o para períodos cortos, o predicciones detalladas sobre cuestiones individuales (apertura y congelamiento de ríos, inundaciones, tormentas eléctricas , tormentas de nieve, granizo, etc.) se están dando.
Para que las observaciones realizadas en las estaciones de la red meteorológica sean comparables entre sí, es necesario que los instrumentos con los que se realizan estas observaciones se comparen con los estándares "normales" adoptados en los congresos internacionales. La tarea de verificar los instrumentos la resuelve un departamento especial del observatorio; en todas las estaciones de la red sólo se utilizan instrumentos probados en el observatorio y provistos de certificados especiales que dan correcciones o constantes para los instrumentos correspondientes en condiciones de observación dadas. Además, a los mismos efectos de comparabilidad de los resultados de las observaciones meteorológicas directas en las estaciones y en el observatorio, estas observaciones deberán efectuarse en plazos estrictamente definidos y de acuerdo con un programa específico. En vista de esto, el observatorio emite instrucciones especiales para hacer observaciones, revisadas periódicamente sobre la base de experimentos, el progreso de la ciencia y de acuerdo con las decisiones de congresos y conferencias internacionales. El observatorio, por su parte, calcula y publica tablas especiales para el procesamiento de las observaciones meteorológicas realizadas en las estaciones.
Además de la investigación meteorológica, varios observatorios también realizan estudios actinométricos y observaciones sistemáticas de la intensidad de la radiación solar, la radiación difusa y la radiación propia de la tierra. En este sentido, es merecidamente famoso el observatorio de Slutsk (antiguo Pavlovsk), donde se ha diseñado una gran cantidad de instrumentos tanto para mediciones directas como para el registro automático continuo de cambios en varios elementos de radiación (actinógrafos), y estos instrumentos fueron instalado aquí para operar antes que en los observatorios de otros países. En algunos casos, se están realizando estudios para estudiar la energía en partes individuales del espectro además de la radiación integral. Las cuestiones relacionadas con la polarización de la luz también son objeto de un estudio especial de los observatorios.
Vuelos científicos en globos y globos libres, realizados en repetidas ocasiones para la observación directa del estado de los elementos meteorológicos en la atmósfera libre, si bien aportaron una serie de datos muy valiosos para comprender la vida de la atmósfera y las leyes que la rigen, no obstante, estos vuelos solo tenían muy uso limitado en la vida cotidiana debido a los importantes costes asociados a los mismos, así como a la dificultad de alcanzar grandes alturas. Los éxitos de la aviación plantearon demandas persistentes para determinar el estado de los elementos meteorológicos y el cap. arreglo dirección y velocidad del viento a diferentes alturas en la atmósfera libre, etc. destacar la importancia de la investigación aerológica. Se organizaron institutos especiales, se desarrollaron métodos especiales para levantar instrumentos de grabación de varios diseños, que se elevan a una altura en cometas o con la ayuda de globos de goma especiales llenos de hidrógeno. Los registros de tales registradores brindan información sobre el estado de la presión, la temperatura y la humedad, así como sobre la velocidad del movimiento del aire y la dirección a varias altitudes en la atmósfera. En el caso de que solo se requiera información sobre el viento en diferentes capas, las observaciones se realizan en pequeños globos piloto que se sueltan libremente desde el punto de observación. En vista de la gran importancia de tales observaciones para los fines del transporte aéreo, el observatorio organiza toda una red de estaciones aerológicas; el procesamiento de los resultados de las observaciones realizadas, así como la solución de una serie de problemas de importancia teórica y práctica relacionados con el movimiento de la atmósfera, se llevan a cabo en los observatorios. Las observaciones sistemáticas en observatorios de alta montaña también proporcionan material para comprender las leyes de la circulación atmosférica. Además, estos observatorios de alta montaña son importantes en cuestiones relacionadas con la alimentación de los ríos que se originan en los glaciares y cuestiones relacionadas con el riego, lo cual es importante en climas semidesérticos, por ejemplo, en Asia Central.
Pasando a las observaciones sobre los elementos de la electricidad atmosférica, realizadas en observatorios, es necesario señalar que están directamente relacionados con la radiactividad y, además, tienen cierta importancia en el desarrollo de la producción agrícola. culturas El objetivo de estas observaciones es medir la radiactividad y el grado de ionización del aire, así como determinar el estado eléctrico de la precipitación que cae sobre el suelo. Cualquier perturbación que ocurra en el campo eléctrico de la tierra causa perturbaciones en la comunicación inalámbrica y, a veces, incluso en la comunicación por cable. Los observatorios situados en las zonas costeras incluyen en su programa de trabajo e investigación el estudio de la hidrología del mar, las observaciones y predicciones del estado del mar, lo que tiene una importancia directa a efectos del transporte marítimo.
Además de obtener material observacional, su procesamiento y posibles conclusiones, en muchos casos parece necesario someter a estudio experimental y teórico los fenómenos observados en la naturaleza. De aquí se derivan las tareas de investigación matemática y de laboratorio realizadas por los observatorios. Bajo las condiciones de un experimento de laboratorio, a veces es posible reproducir uno u otro fenómeno atmosférico, para estudiar de manera integral las condiciones para su ocurrencia y sus causas. En este sentido, se puede señalar el trabajo realizado en el Observatorio Geofísico Principal, por ejemplo, en el estudio del fenómeno del hielo de fondo y la determinación de medidas para combatir este fenómeno. Del mismo modo, en el laboratorio del observatorio se estudió el problema de la velocidad de enfriamiento de un cuerpo calentado en una corriente de aire, el cual está directamente relacionado con la solución del problema de la transferencia de calor en la atmósfera. Finalmente, el análisis matemático encuentra una amplia aplicación para resolver una serie de problemas relacionados con los procesos y diversos fenómenos que tienen lugar en condiciones atmosféricas, por ejemplo, circulación, movimiento turbulento, etc. En conclusión, damos una lista de observatorios ubicados en la URSS. . En primer lugar hay que poner el Observatorio Geofísico Principal (Leningrado), fundado en 1849; junto a él, como su rama suburbana, hay un observatorio en Slutsk. Estas instituciones llevan a cabo tareas a escala de toda la Unión. Además de ellos, varios observatorios con funciones de importancia republicana, regional o regional: el Instituto Geofísico de Moscú, el Instituto Meteorológico de Asia Central en Tashkent, el Observatorio Geofísico de Tiflis, Kharkov, Kiev, Sverdlovsk, Irkutsk y Vladivostok, organizaron por los Institutos Geofísicos en Saratov para la región del Bajo Volga y en Novosibirsk para el oeste de Siberia. Hay una serie de observatorios en los mares - en Arkhangelsk y un observatorio recientemente organizado en Aleksandrovsk para la cuenca norte, en Kronstadt - para el Mar Báltico, en Sebastopol y Feodosia - para los Mares Negro y Azov, en Bakú - para el Mar Caspio Mar y en Vladivostok - para el Océano Pacífico. Varias antiguas universidades también tienen observatorios con trabajos importantes en el campo de la meteorología y la geofísica en general: Kazan, Odessa, Kiev, Tomsk. Todos estos observatorios no solo realizan observaciones en un punto, sino que también organizan investigaciones expedicionarias, ya sean independientes o complejas, sobre varios problemas y departamentos de geofísica, contribuyendo así en gran medida al estudio de las fuerzas productivas de la URSS.
observatorio sísmico
observatorio sísmico sirve para registrar y estudiar los terremotos. El principal instrumento en la práctica de medir los terremotos es un sismógrafo, que registra automáticamente cualquier sacudida que ocurra en un plano determinado. Por lo tanto, una serie de tres instrumentos, dos de los cuales son péndulos horizontales que capturan y registran aquellas componentes de movimiento o velocidad que ocurren en la dirección del meridiano (NS) y paralelo (EW), y el tercero es un péndulo vertical para registrar desplazamientos verticales, es necesario y suficiente para resolver el tema de la ubicación de la región epicentral y la naturaleza del sismo ocurrido. Desafortunadamente, la mayoría de las estaciones sísmicas solo están equipadas con instrumentos para medir componentes horizontales. La estructura organizativa general del servicio sísmico en la URSS es la siguiente. Todo está dirigido por el Instituto Sísmico, que forma parte de la Academia de Ciencias de la URSS en Leningrado. Este último administra las actividades científicas y prácticas de los puestos de observación - observatorios sísmicos y varias estaciones ubicadas en ciertas regiones del país y que realizan observaciones de acuerdo con un programa específico. El Observatorio Sísmico Central en Pulkovo, por un lado, se dedica a la producción de observaciones regulares y continuas de los tres componentes del movimiento de la corteza terrestre a través de varias series de instrumentos de registro, por otro lado, realiza un estudio comparativo. de aparatos y métodos para procesar sismogramas. Además, en base a su propio estudio y experiencia, aquí se instruyen otras estaciones de la red sísmica. De acuerdo con el papel tan importante que juega este observatorio en el estudio del país en sentido sísmico, cuenta con un pabellón subterráneo especialmente dispuesto para que todos los efectos externos -cambios de temperatura, vibraciones de los edificios bajo la influencia de los golpes de viento, etc.- son eliminados. Una de las salas de este pabellón está aislada de las paredes y el suelo del edificio común y contiene la serie más importante de instrumentos de muy alta sensibilidad. Los instrumentos diseñados por el académico B. B. Golitsyn son de gran importancia en la práctica de la sismometría moderna. En estos dispositivos, el movimiento de los péndulos se puede registrar no mecánicamente, sino con la ayuda de los llamados registro galvanometrico, en el que se produce un cambio de estado eléctrico en la bobina que se mueve junto con el péndulo del sismógrafo en el campo magnético de un imán fuerte. Por medio de cables, cada bobina está conectada a un galvanómetro, cuya aguja oscila con el movimiento del péndulo. Un espejo unido a un indicador de galvanómetro permite seguir los cambios en curso en el instrumento, ya sea directamente o con la ayuda de una grabación fotográfica. Ese. no hay necesidad de entrar en la sala con instrumentos y, por lo tanto, perturbar el equilibrio de los instrumentos con corrientes de aire. Con esta configuración, los instrumentos pueden tener una sensibilidad muy alta. Además de los indicados, los sismógrafos con registro mecanico. Su diseño es más tosco, la sensibilidad es mucho menor y con la ayuda de estos dispositivos es posible controlar y, lo que es más importante, restaurar las grabaciones de dispositivos de alta sensibilidad en caso de varios tipos de fallas. En el observatorio central, además del trabajo en curso, también se llevan a cabo numerosos estudios especiales de importancia científica y aplicada.
Observatorios o estaciones de 1ª categoría diseñado para registrar terremotos distantes. Están equipados con instrumentos de sensibilidad suficientemente alta y, en la mayoría de los casos, están equipados con un conjunto de instrumentos para los tres componentes del movimiento de la tierra. El registro sincrónico de las lecturas de estos instrumentos permite determinar el ángulo de salida de los rayos sísmicos, y a partir de los registros de un péndulo vertical es posible resolver el problema de la naturaleza de la onda, es decir, determinar cuándo se produce una compresión. o enfoques de ondas de rarefacción. Algunas de estas estaciones aún cuentan con dispositivos de registro mecánico, es decir, menos sensibles. Varias estaciones, además de las generales, se ocupan de problemas locales de gran importancia práctica, por ejemplo, en Makeevka (Donbass), según los registros de instrumentos, se puede encontrar una conexión entre los fenómenos sísmicos y las emisiones de grisú; instalaciones en Bakú permiten determinar el efecto de los fenómenos sísmicos en el régimen de las fuentes de petróleo, etc. Todos estos observatorios publican boletines independientes, en los que, además de información general se da información sobre sismos sobre la posición de la estación y sobre los instrumentos, indicando los momentos de aparición de olas de varios órdenes, máximos sucesivos en la fase principal, máximos secundarios, etc. Además, se reportan datos propios del suelo. desplazamientos durante los sismos.
Por fin observación de puntos sísmicos de 2ª categoría diseñado para registrar terremotos que no son particularmente distantes o incluso locales. En vista de esto, estas estaciones están ubicadas Ch. arreglo en áreas sísmicas, como el Cáucaso, Turkestán, Altai, Baikal, la península de Kamchatka y la isla Sakhalin en nuestra Unión. Estas estaciones están equipadas con pesados péndulos con registro mecánico, cuentan con pabellones especiales semienterrados para instalaciones; determinan los momentos de inicio de las ondas primarias, secundarias y largas, así como la distancia al epicentro. Todos estos observatorios sísmicos también están al servicio del tiempo, ya que las observaciones instrumentales se estiman con una precisión de pocos segundos.
De los demás problemas tratados por el observatorio especial, destacamos el estudio de la atracción lunar-solar, es decir, los movimientos de marea de la corteza terrestre, análogos a los fenómenos de flujo y reflujo observados en el mar. Para estas observaciones, entre otras cosas, se construyó un observatorio especial dentro de una colina cerca de Tomsk, y aquí se instalaron 4 péndulos horizontales del sistema Zellner en 4 acimutes diferentes. Con la ayuda de instalaciones sísmicas especiales, se realizaron observaciones de las oscilaciones de las paredes de los edificios bajo la influencia de los motores diesel, observaciones de las oscilaciones de los estribos de los puentes, especialmente los ferroviarios, durante el movimiento de los trenes sobre ellos, observaciones de el régimen fuentes minerales etc. Recientemente, los observatorios sísmicos han estado realizando observaciones expedicionarias especiales para estudiar la ubicación y distribución de las capas subterráneas, lo cual es de gran importancia en la búsqueda de minerales, especialmente si estas observaciones van acompañadas de trabajo gravimétrico. Finalmente, un importante trabajo expedicionario de los observatorios sísmicos es la producción de niveles de alta precisión en áreas sujetas a eventos sísmicos significativos, ya que el trabajo repetido en estas áreas permite determinar con precisión la magnitud de los desplazamientos horizontales y verticales que se produjeron como resultado. de este o aquel terremoto, y para hacer un pronóstico de futuros desplazamientos y eventos sísmicos.
Observatorios astronómicos (en astronomía). Descripción de los observatorios en la antigüedad y en el mundo moderno.
Un observatorio astronómico es una institución científica diseñada para observar cuerpos celestes. Está construido en un lugar alto desde el que se puede mirar a cualquier parte. Todos los observatorios están necesariamente equipados con telescopios y equipos similares para observaciones astronómicas y geofísicas.
1. "Observatorios" astronómicos en la antigüedad.
Desde la antigüedad, para las observaciones astronómicas, las personas se han ubicado en colinas o terrenos altos. Las pirámides también servían para la observación.
No muy lejos de la fortaleza de Karnak, que se encuentra en la ciudad de Luxor, se encuentra el santuario de Ra - Gorakhte. El día del solsticio de invierno se observaba desde allí la salida del sol.
El prototipo más antiguo de un observatorio astronómico es el famoso Stonehenge. Se supone que en una serie de parámetros correspondía a amaneceres en los días del solsticio de verano.
2. Los primeros observatorios astronómicos.
Ya en 1425 se completó uno de los primeros observatorios cerca de Samarcanda. Era único, ya que no había nada igual en ningún otro lugar.
Más tarde, el rey danés tomó una isla cerca de Suecia para crear un observatorio astronómico. Se construyeron dos observatorios. Y durante 21 años, la actividad del rey continuó en la isla, durante la cual la gente aprendió más y más sobre lo que es el Universo.
3. Observatorios de Europa y Rusia.
Pronto, rápidamente comenzaron a crearse observatorios en Europa. Uno de los primeros fue el observatorio de Copenhague.
En París se construyó uno de los observatorios más majestuosos de la época. Los mejores científicos trabajan allí.
El Observatorio Real de Greenwich debe su popularidad al hecho de que el "meridiano de Greenwich" pasa por el eje del instrumento de tránsito. Fue fundada por orden del gobernante Carlos II. La construcción se justificó por la necesidad de medir la longitud de un lugar al navegar.
Tras la construcción de los observatorios de París y Greenwich, comenzaron a crearse observatorios estatales en muchos otros países europeos. Más de 100 observatorios comienzan a operar. Operan en casi todas las instituciones educativas, y el número de observatorios privados está aumentando.
Entre los primeros, se construyó el observatorio de la Academia de Ciencias de San Petersburgo. En 1690, en el norte de Dvina, cerca de Arkhangelsk, se creó el observatorio astronómico fundamental en Rusia. En 1839, se abrió otro observatorio, Pulkovo. El observatorio de Pulkovo fue y es de la mayor importancia en comparación con otros. Se cerró el Observatorio Astronómico de la Academia de Ciencias de San Petersburgo y sus numerosos instrumentos e instrumentos se trasladaron a Pulkovo.
El inicio de una nueva etapa en el desarrollo de la ciencia astronómica se refiere al establecimiento de la Academia de Ciencias.
Con el colapso de la URSS, los costos de desarrollo de la investigación se reducen. Por ello, comienzan a aparecer en el país observatorios no afiliados al Estado equipados con tecnología de nivel profesional.
Un observatorio astronómico es una institución de investigación en la que se llevan a cabo observaciones sistemáticas de cuerpos y fenómenos celestes.
Por lo general, el observatorio se construye en un área elevada, donde se abre una buena perspectiva. El observatorio está equipado con instrumentos para las observaciones: telescopios ópticos y radiotelescopios, instrumentos para el procesamiento de los resultados de las observaciones: astrógrafos, espectrógrafos, astrofotómetros y otros dispositivos para la caracterización de cuerpos celestes.
De la historia del observatorio
Es difícil incluso nombrar el momento en que aparecieron los primeros observatorios. Por supuesto, estas eran estructuras primitivas, pero sin embargo, en ellas se llevaron a cabo observaciones de cuerpos celestes. Los observatorios más antiguos se encuentran en Asiria, Babilonia, China, Egipto, Persia, India, México, Perú y otros estados. Los antiguos sacerdotes, de hecho, fueron los primeros astrónomos, porque observaron el cielo estrellado.
Un observatorio que data de la Edad de Piedra. Se encuentra cerca de Londres. Este edificio era tanto un templo como un lugar para observaciones astronómicas: la interpretación de Stonehenge como un gran observatorio de la Edad de Piedra pertenece a J. Hawkins y J. White. Las suposiciones de que este es el observatorio más antiguo se basan en el hecho de que sus losas de piedra están instaladas en un cierto orden. Es bien sabido que Stonehenge era un lugar sagrado de los druidas, representantes de la casta sacerdotal de los antiguos celtas. Los druidas estaban muy versados en astronomía, por ejemplo, en la estructura y el movimiento de las estrellas, el tamaño de la Tierra y los planetas y varios fenómenos astronómicos. Acerca de dónde obtuvieron este conocimiento, la ciencia no se conoce. Se cree que las heredaron de los verdaderos constructores de Stonehenge y, gracias a ello, tuvieron gran poder e influencia.
Se encontró otro observatorio antiguo en el territorio de Armenia, construido hace unos 5 mil años.
En el siglo XV en Samarcanda, el gran astrónomo Ulugbek construyó un observatorio excepcional para su época, en el que el instrumento principal era un enorme cuadrante para medir las distancias angulares de las estrellas y otros cuerpos (lea sobre esto en nuestro sitio web: http://website/index.php/earth/rabota-astrnom /10-etapi-astronimii/12-sredneverovaya-astronomiya).
El primer observatorio en el sentido moderno de la palabra fue el famoso museo en Alejandría arreglado por Ptolomeo II Filadelfo. Aristillus, Timocharis, Hipparchus, Aristarchus, Eratosthenes, Geminus, Ptolomeo y otros lograron aquí resultados sin precedentes. Aquí, por primera vez, comenzaron a usarse instrumentos con círculos divididos. Aristarco instaló un círculo de cobre en el plano del ecuador y con su ayuda observó directamente los tiempos del paso del Sol por los equinoccios. Hipparchus inventó el astrolabio (un instrumento astronómico basado en el principio de proyección estereográfica) con dos círculos mutuamente perpendiculares y dioptrías para observaciones. Ptolomeo introdujo los cuadrantes y los instaló con una plomada. La transición de círculos completos a cuadrantes fue, de hecho, un paso atrás, pero la autoridad de Ptolomeo mantuvo los cuadrantes en los observatorios hasta la época de Römer, quien demostró que los círculos completos hacían observaciones con mayor precisión; sin embargo, los cuadrantes fueron abandonados por completo solo a principios del siglo XIX.
Los primeros observatorios de tipo moderno comenzaron a construirse en Europa tras la invención del telescopio en el siglo XVII. El primer gran observatorio estatal - parisino. Fue construido en 1667. Junto a los cuadrantes y otros instrumentos de la astronomía antigua, ya se utilizaban aquí grandes telescopios refractores. En 1675 abrió Observatorio Real de Greenwich en Inglaterra, en las afueras de Londres.
Hay más de 500 observatorios en el mundo.
observatorios rusos
El primer observatorio en Rusia fue el observatorio privado de A.A. Lyubimov en Kholmogory, región de Arkhangelsk, abrió sus puertas en 1692. En 1701, por decreto de Pedro I, se creó un observatorio en la Escuela de Navegación de Moscú. En 1839, se fundó el Observatorio Pulkovo cerca de San Petersburgo, equipado con los instrumentos más avanzados, que permitieron obtener resultados de alta precisión. Por esto, el Observatorio Pulkovo fue nombrado la capital astronómica del mundo. Ahora hay más de 20 observatorios astronómicos en Rusia, entre ellos el Observatorio Astronómico Principal (Pulkovo) de la Academia de Ciencias es el principal.
observatorios del mundo
Entre los observatorios extranjeros, los más grandes son Greenwich (Gran Bretaña), Harvard y Mount Palomar (EEUU), Potsdam (Alemania), Cracovia (Polonia), Byurakan (Armenia), Viena (Austria), Crimea (Ucrania), etc. Observatorios de varios países comparten los resultados de las observaciones y la investigación, a menudo trabajan en el mismo programa para desarrollar los datos más precisos.
El dispositivo de los observatorios.
Para los observatorios modernos, una vista característica es el edificio de forma cilíndrica o poliédrica. Son torres en las que se instalan telescopios. Los observatorios modernos están equipados con telescopios ópticos ubicados en edificios abovedados cerrados o radiotelescopios. La radiación de luz captada por los telescopios se registra mediante métodos fotográficos o fotoeléctricos y se analiza para obtener información sobre objetos astronómicos distantes. Los observatorios suelen estar ubicados lejos de las ciudades, en zonas climáticas con poca nubosidad y, si es posible, en mesetas altas, donde la turbulencia atmosférica es despreciable y se puede estudiar la radiación infrarroja absorbida por la atmósfera inferior.
Tipos de observatorios
Existen observatorios especializados que funcionan según un programa científico acotado: radioastronomía, estaciones de montaña para la observación del Sol; algunos observatorios están asociados con observaciones realizadas por astronautas desde naves espaciales y estaciones orbitales.
La mayor parte del rango infrarrojo y ultravioleta, así como los rayos X y los rayos gamma de origen cósmico, son inaccesibles para las observaciones desde la superficie de la Tierra. Para estudiar el Universo en estos rayos, es necesario llevar instrumentos de observación al espacio. Hasta hace poco, la astronomía extraatmosférica no estaba disponible. Ahora se ha convertido en una rama de la ciencia en rápido desarrollo. Los resultados obtenidos con los telescopios espaciales, sin la menor exageración, dieron un vuelco a muchas de nuestras ideas sobre el Universo.
El telescopio espacial moderno es un conjunto único de instrumentos desarrollado y operado por varios países durante muchos años. Miles de astrónomos de todo el mundo participan en observaciones en modernos observatorios orbitales.
La imagen muestra el proyecto del telescopio óptico infrarrojo más grande del Observatorio Europeo Austral con una altura de 40 m.
El funcionamiento exitoso de un observatorio espacial requiere los esfuerzos conjuntos de una variedad de especialistas. Los ingenieros espaciales preparan el telescopio para el lanzamiento, lo ponen en órbita, supervisan el suministro de energía de todos los instrumentos y su funcionamiento normal. Cada objeto se puede observar durante varias horas, por lo que es especialmente importante mantener la orientación del satélite que orbita la Tierra en la misma dirección para que el eje del telescopio permanezca apuntando directamente al objeto.
observatorios infrarrojos
Para llevar a cabo observaciones infrarrojas, se debe enviar una carga bastante grande al espacio: el propio telescopio, dispositivos para procesar y transmitir información, un enfriador que debe proteger el receptor IR de la radiación de fondo: cuantos infrarrojos emitidos por el propio telescopio. Por lo tanto, en toda la historia de los vuelos espaciales, muy pocos telescopios infrarrojos han operado en el espacio. El primer observatorio infrarrojo se lanzó en enero de 1983 como parte del proyecto conjunto americano-europeo IRAS. En noviembre de 1995, la Agencia Espacial Europea lanzó el observatorio infrarrojo ISO a la órbita terrestre baja. Tiene un telescopio con el mismo diámetro de espejo que IRAS, pero se utilizan detectores más sensibles para detectar la radiación. Una gama más amplia del espectro infrarrojo está disponible para las observaciones ISO. Actualmente, se están desarrollando varios proyectos más de telescopios infrarrojos espaciales, que se pondrán en marcha en los próximos años.
No prescindir de equipos de infrarrojos y estaciones interplanetarias.
observatorios ultravioleta
La radiación ultravioleta del Sol y las estrellas es absorbida casi por completo por la capa de ozono de nuestra atmósfera, por lo que los cuantos UV solo pueden registrarse en las capas superiores de la atmósfera y más allá.
Por primera vez, se lanzó al espacio un telescopio reflector ultravioleta con un diámetro de espejo (SO cm) y un espectrómetro ultravioleta especial en el satélite conjunto estadounidense-europeo Copernicus, lanzado en agosto de 1972. Las observaciones se llevaron a cabo hasta 1981.
Actualmente, se está trabajando en Rusia para preparar el lanzamiento de un nuevo telescopio ultravioleta "Spektr-UV" con un diámetro de espejo de 170 cm observaciones con instrumentos terrestres en la parte ultravioleta (UV) del espectro electromagnético: 100- 320 nm.
El proyecto está encabezado por Rusia e incluido en el Programa Espacial Federal para 2006-2015. Rusia, España, Alemania y Ucrania participan actualmente en el proyecto. Kazajstán e India también están mostrando interés en participar en el proyecto. El Instituto de Astronomía de la Academia Rusa de Ciencias es la principal organización científica del proyecto. La organización principal del complejo de cohetes y espacio es la NPO que lleva su nombre. SA Lavochkin.
El instrumento principal del observatorio se está creando en Rusia: un telescopio espacial con un espejo primario de 170 cm de diámetro.El telescopio estará equipado con espectrógrafos de alta y baja resolución, un espectrógrafo de rendija larga, así como cámaras para imágenes de alta calidad. en las regiones ultravioleta y óptica del espectro.
En términos de capacidades, el proyecto VKO-UV es comparable al Telescopio Espacial Hubble estadounidense (HST) e incluso lo supera en espectroscopia.
WSO-UV abrirá nuevas oportunidades para la investigación planetaria, la astrofísica estelar y extragaláctica y la cosmología. El lanzamiento del observatorio está previsto para 2016.
observatorios de rayos X
Los rayos X nos transmiten información sobre poderosos procesos cósmicos asociados con condiciones físicas extremas. La alta energía de los cuantos de rayos X y gamma permite registrarlos "por pieza", con una indicación precisa del momento del registro. Los detectores de rayos X son relativamente fáciles de fabricar y livianos. Por lo tanto, se utilizaron para observaciones en la atmósfera superior y más allá con la ayuda de cohetes de gran altitud incluso antes de los primeros lanzamientos de satélites terrestres artificiales. Se instalaron telescopios de rayos X en muchas estaciones orbitales y naves espaciales interplanetarias. En total, alrededor de cien de estos telescopios han estado en el espacio cercano a la Tierra.
observatorios de rayos gamma
La radiación gamma está muy cerca de los rayos X, por lo que se utilizan métodos similares para registrarla. Muy a menudo, los telescopios lanzados a órbitas cercanas a la Tierra investigan simultáneamente fuentes de rayos X y rayos gamma. Los rayos gamma nos transmiten información sobre los procesos que ocurren dentro de los núcleos atómicos y sobre las transformaciones de las partículas elementales en el espacio.
Se clasificaron las primeras observaciones de fuentes gamma cósmicas. A finales de los 60 - principios de los 70. Estados Unidos lanzó cuatro satélites militares de la serie Vela. El equipo de estos satélites se desarrolló para detectar ráfagas de rayos X duros y radiación gamma que se producen durante las explosiones nucleares. Sin embargo, resultó que la mayoría de las explosiones registradas no están asociadas con pruebas militares, y sus fuentes no se encuentran en la Tierra, sino en el espacio. Por lo tanto, se descubrió uno de los fenómenos más misteriosos del Universo: los destellos de rayos gamma, que son destellos únicos y poderosos de radiación dura. Aunque los primeros estallidos cósmicos de rayos gamma se registraron ya en 1969, la información sobre ellos se publicó solo cuatro años después.
