1. Телескопи. Основним астрономічним приладом є теле­скоп.

Призначення телескопа — зібрати якнайбільше світла від до­сліджуваного об'єкта і (при візуальних спостереженнях) збіль­шити його видимі кутові розміри.

Основною оптичною частиною телескопа є об'єктив, який збирає світло і створює зображення джерела.

Якщо об'єктив телескопа являє собою лінзу або систему лінз, то телескоп називають рефрактором (мал. 1), а якщо угнуте дзеркало,— то рефлектором (мал. 2).

Світлова енергія, що її збирає телескоп, залежить від розмірів об'єктива. Чим більша площа його поверхні, тим слабкіші об'єкти, що світяться, можна спостерігати в телескоп.

У рефракторі промені, пройшовши крізь об'єктив, заломлюють­ся й утворюють зображення об'єкта у фокальній площині (мал. 3, а). У рефлекторі промені від угнутого дзеркала відбиваються й потім також збираються у фокальній площині (мал. 3, б). Утво­рене об'єктивом зображення небесного об'єкта можна або розгля­дати крізь лінзу, яку називають окуляром, або фотографувати. Виготовляючи об'єктив телескопа, намагаються звести до мі­німуму всі спотворення, які неминуче має зображення об'єктів. Проста лінза надто викривляє і забарвлює краї зображення. Щоб зменшити ці недоліки, об'єктив виготовляють з кількох лінз з різною кривизною поверхонь і з різних сортів скла. Поверхні угнутого скляного дзеркала, покритій сріблом чи алюмінієм, нада­ють для зменшення викривлень не сферичної, а параболічної форми.

Радянський оптик Д. Д. Максутов розробив систему телескопа, що називається менісковою. Вона поєднує в собі переваги рефрактора і рефлектора. За цією системою побудовано одну з моделей шкільного телескопа. Тон­ке опукло-вгнуте скло — ме­ніск—виправляє викривлення, які дає велике сферичне дзер­кало. Промені, що відбилися від дзеркала, відбиваються потім від посрібленої ділянки на внутрішній поверхні меніска і йдуть в оку­ляр (мал. 3, в), роль якого ви­конує короткофокусна лінза. Існу­ють також інші телескопічні сис­теми.

Телескоп збільшує видимі ку­тові розміри Сонця, Місяця, пла­нет і деталей на них, а також ви­димі кутові відстані між світилами, проте зорі в будь-який телескоп через величезну віддаленість видно тільки як світлі точки.

Мал. 1. Телескоп-рефрактор

Мал. 2. Найбільший у світі телескоп-рефлектор

з діаметром дзеркала 6 м (Росія).

У телескопі звичайно вихо­дить перевернуте зображення, але це не має ніякого значення при спостереженні космічних об'єктів. Введення додаткової лінзи в окуляр робить телескоп підзорною трубою, що дає пря­мі зображення, але при цьом втрачається частина світла

Під час спостережень у теле скоп рідко використовують збільшення понад 500 раз. При чина цього — повітряні течії, що зумовлюють тим помітніші спотворення зображення, чим сильніший телескоп.

Найбільший рефрактор має об'єктив діаметром близько 1 м Діаметр угнутого дзеркала най більшого в світі рефлектора — 6 м. Цей телескоп виготовлено в СРСР і встановлено в горах Кавказу. Він дає змогу спостерігати зорі, в десятки мільйонів раз слабші, ніж видимі не озброєним оком.

Мал. 3. Схеми ходу променів у телескопах

2. Особливості астрономічних спостережень.

Астрономія грун­тується на спостереженнях, що проводяться із Землі й тільки з 60-х років нашого століття також із космосу — з автоматичних і пілотованих станцій. Спостереження в астрономії, відіграючи та­ку саму роль, як досліди у фізиці й хімії, мають ряд особли­востей.

Перша особливість полягає в тому, що астрономічні спостере­ження здебільшого пасивні відносно об'єктів, що вивчаються. Ми не можемо активно впливати на небесні тіла, ставити досліди (за винятком окремих випадків), як це роблять в інших природ­ничих науках. Тільки використання космічних апаратів дало мож­ливість проводити безпосередні експериментальні дослідження на поверхні Місяця і найближчих планет.

Крім того, багато небесних явищ відбуваються так повільно, що потребують тривалих спостережень; так, зміна нахилу земної осі до площини її орбіти стає добре помітною лише через сотні років. Тому для нас не втратили значення деякі спостереження, що проводилися тисячі років тому, хоч вони й були, за сучасними поняттями, дуже неточними.

Ми спостерігаємо положення небесних тіл та їх рух із Землі, яка сама перебуває в русі — обертається навколо своєї осі і навколо Сонця. Однак ми, описуючи рух небесних тіл відносно земного спостерігача, нерідко вважаємо його нерухомим. Наприклад, говоримо про схід і захід світил, хоч відо­мо, що це відбувається внаслідок обертання Землі, про річний рух Сонця по сузір'ях, хоч він — наслідок обертання Землі навколо Сонця. Крім того, через рух Землі вигляд неба для земного спосте­рігача протягом року змінюється. Це залежить не лише від того, в якому місці Землі перебуває спостерігач, а й від того, в який час доби й року він спостерігає. Наприклад, коли в нас зимовий день, у Південній Америці літня ніч, і навпаки. Є зорі, видимі лише влітку або взимку.

Третя особливість астрономічних спостережень пов'язана з тим, що всі світила перебувають від нас дуже далеко, так да­леко, що ні на око, ні в телескоп не можна визначити, яке з них ближче, яке далі. Всі вони здаються нам однаково далекими. Тому відстань між об'єктами на небі (наприклад, між зорями) вимірю­ють кутом, який утворюють промені, спрямовані на об'єкти з точки спостереження (мал.). Така відстань називається кутовою і вимірюється градусами та його частками. При цьому вважається, що дві зорі перебувають недалеко одна від одної на й е б і, якщо близькі один до одного напрями, в яких ми їх бачимо (наприклад, зорі А і В, див. мал.). Можливо, що третя зоря С, на небі більш віддалена від А, у просторі до Л ближча, ніж зоря В.

Кутова відстань світила від горизонту Н. (див. мал.) нази­вається висотою світила над горизонтом.

Висоту світил відлічують від 0° (світило перебуває на го­ризонті) до 90° (світило над головою). Положення світила від­носно сторін горизонту (сторін світу) вказують за допомогою другого кута, який називається азимутом і змінюється в межах від 0 до 360° (відлічується від півдня за годинниковою стрілкою).

Мал. Кутові вимірювання на небі й висоти світила над горизонтом

Висоту світила і його азимут вимірюють спеціальними кутомір­ними оптичними інструментами — теодолітами.

Для наближеної оцінки кутових відстаней на небі корисно знати, що кутова відстань між двома зорями «ковша» Великої Ведмедиці дорівнює приблизно 5°.

Видимі розміри небесних об'єктів також можна обчислити в кутових одиницях. Наприклад, діаметри Сонця і Місяця в кутовій мірі приблизно дорівнюють по 0,5°.

За своїм лінійним розміром діаметр Сонця більший за діаметр Місяця приблизно в 400 раз. Чому їхні кутові діаметри майже однакові?