OBSERWATORIUM
instytucja, w której naukowcy obserwują, badają i analizują zjawiska przyrodnicze. Najsłynniejsze obserwatoria astronomiczne do badania gwiazd, galaktyk, planet i innych ciał niebieskich. Istnieją również obserwatoria meteorologiczne do obserwacji pogody; obserwatoria geofizyczne do badania zjawisk atmosferycznych, w szczególności świateł polarnych; stacje sejsmiczne do rejestracji drgań wzbudzanych w Ziemi przez trzęsienia ziemi i wulkany; obserwatoria do obserwacji promieni kosmicznych i neutrin. Wiele obserwatoriów wyposażonych jest nie tylko w seryjne przyrządy do rejestracji zjawisk przyrodniczych, ale także w unikalne przyrządy, które zapewniają najwyższą możliwą czułość i dokładność w określonych warunkach obserwacji. W dawnych czasach obserwatoria budowano z reguły w pobliżu uniwersytetów, ale potem zaczęto je umieszczać w miejscach o najlepszych warunkach do obserwacji badanych zjawisk: obserwatoria sejsmiczne - na zboczach wulkanów, meteorologiczne - równomiernie wokół globus, zorzy (do obserwacji zorzy polarnych) - w odległości około 2000 km od bieguna magnetycznego półkuli północnej, gdzie przechodzi pasmo intensywnych zórz polarnych. Obserwatoria astronomiczne, które wykorzystują teleskopy optyczne do analizy światła ze źródeł kosmicznych, wymagają czystej i suchej atmosfery wolnej od sztucznego światła, dlatego zwykle budowane są wysoko w górach. Obserwatoria radiowe często znajdują się w głębokich dolinach, zamkniętych ze wszystkich stron górami przed sztucznymi zakłóceniami radiowymi. Ponieważ jednak obserwatoria zatrudniają wykwalifikowany personel i regularnie odwiedzają naukowców, gdy tylko jest to możliwe, starają się lokalizować obserwatoria w niewielkiej odległości od ośrodków naukowych i kulturalnych oraz węzłów komunikacyjnych. Jednak rozwój komunikacji sprawia, że problem ten jest coraz mniej istotny. Ten artykuł dotyczy obserwatoriów astronomicznych. Ponadto w artykułach opisano inne rodzaje obserwatoriów i stacji naukowych:
ASTRONOMIA POZA ATMOSFERYCZNA;
WULKANY;
GEOLOGIA;
TRZĘSIENIE ZIEMI;
METEOROLOGIA I KLIMATOLOGIA ;
ASTRONOMIA NEUTRINO;
RADIOLOKALIZACJA ASTRONOMIA;
RADIOASTRONOMIA.
HISTORIA OBSERWATORIÓW ASTRONOMICZNYCH I TELESKOPÓW
Świat starożytny. Najstarsze fakty z obserwacji astronomicznych, które do nas dotarły, wiążą się ze starożytnymi cywilizacjami Bliskiego Wschodu. Obserwując, rejestrując i analizując ruch Słońca i Księżyca po niebie, kapłani śledzili czas i kalendarz, przewidywali ważne dla rolnictwa pory roku, a także zajmowali się prognozami astrologicznymi. Mierząc ruchy ciał niebieskich za pomocą najprostszych instrumentów, odkryli, że względne położenie gwiazd na niebie pozostaje niezmienione, a Słońce, Księżyc i planety poruszają się względem gwiazd, a ponadto bardzo trudne. Kapłani zauważyli rzadkie zjawiska na niebie: zaćmienia Księżyca i Słońca, pojawienie się komet i nowych gwiazd. Obserwacje astronomiczne, przynoszące praktyczne korzyści i pomagające kształtować światopogląd, znalazły poparcie zarówno władz religijnych, jak i władców cywilnych różnych narodów. Wiele zachowanych glinianych tabliczek ze starożytnego Babilonu i Sumeru zawiera zapisy astronomicznych obserwacji i obliczeń. W tamtych czasach, podobnie jak obecnie, obserwatorium pełniło jednocześnie funkcję warsztatu, przechowywania instrumentów i centrum gromadzenia danych. Zobacz też
ASTROLOGIA;
PORY ROKU ;
CZAS ;
KALENDARZ . Niewiele wiadomo o instrumentach astronomicznych używanych przed erą Ptolemeusza (ok. 100 - ok. 170 ne). Ptolemeusz wraz z innymi naukowcami zgromadził w ogromnej bibliotece Aleksandrii (Egipt) wiele rozproszonych zapisów astronomicznych dokonanych w różnych krajach na przestrzeni wieków. Korzystając z obserwacji Hipparcha i jego własnych, Ptolemeusz opracował katalog pozycji i jasności 1022 gwiazd. Podążając za Arystotelesem, umieścił Ziemię w centrum świata i wierzył, że wokół niej krążą wszystkie światła. Wspólnie z kolegami Ptolemeusz prowadził systematyczne obserwacje poruszających się ciał (Słońca, Księżyca, Merkurego, Wenus, Marsa, Jowisza, Saturna) i opracował szczegółową teorię matematyczną umożliwiającą przewidywanie ich przyszłej pozycji w stosunku do „stałych” gwiazd. Z jego pomocą Ptolemeusz obliczył tablice ruchu gwiazd, które były używane przez ponad tysiąc lat.
Zobacz też Hipparch. Aby zmierzyć nieco zmieniające się rozmiary Słońca i Księżyca, astronomowie wykorzystali prosty pasek z przesuwnym celownikiem w postaci ciemnego dysku lub płytki z okrągłym otworem. Obserwator skierował belkę na cel i przesuwał wzdłuż niej celownik, uzyskując dokładne dopasowanie otworu do wielkości oprawy. Ptolemeusz i jego koledzy ulepszyli wiele instrumentów astronomicznych. Prowadząc z nimi wnikliwe obserwacje i stosując trygonometrię przeliczającą odczyty instrumentalne na kąty położenia, doprowadzili dokładność pomiarów do około 10".
(patrz także Klaudiusz PTOLEMEUS).
Średniowiecze. Wskutek wstrząsów politycznych i społecznych późnego antyku i wczesnego średniowiecza rozwój astronomii na Morzu Śródziemnym został wstrzymany. Przetrwały katalogi i tablice Ptolemeusza, ale coraz mniej ludzi umieło z nich korzystać, a obserwacje i rejestracja zdarzeń astronomicznych były coraz rzadsze. Jednak na Bliskim Wschodzie iw Azji Środkowej kwitła astronomia i budowano obserwatoria. W VIII w. Abdullah al-Ma'mun założył Dom Mądrości w Bagdadzie, podobny do Biblioteki Aleksandryjskiej i zorganizował stowarzyszone obserwatoria w Bagdadzie i Syrii. Tam kilka pokoleń astronomów studiowało i rozwijało dzieło Ptolemeusza. Podobne instytucje rozkwitały w X i XI wieku. w Kairze. Zwieńczeniem tamtej epoki było gigantyczne obserwatorium w Samarkandzie (obecnie Uzbekistan). Tam Ulukbek (1394-1449), wnuk azjatyckiego zdobywcy Tamerlana (Timura), zbudowawszy ogromny sekstant o promieniu 40 m w formie wykopu zorientowanego na południe o szerokości 51 cm z marmurowymi ścianami, dokonał obserwacji Słońce z niespotykaną dokładnością. Kilka mniejszych instrumentów używał do obserwacji gwiazd, księżyca i planet.
Renesans. Kiedy w kulturze islamu XV wieku. kwitła astronomia, Europa Zachodnia na nowo odkryła to wielkie dzieło starożytnego świata.
Kopernika. Mikołaj Kopernik (1473-1543), zainspirowany prostotą zasad Platona i innych filozofów greckich, z nieufnością i niepokojem patrzył na geocentryczny system Ptolemeusza, który wymagał skomplikowanych obliczeń matematycznych, aby wyjaśnić pozorne ruchy gwiazd. Kopernik zaproponował, zachowując podejście Ptolemeusza, umieszczenie Słońca w centrum układu i traktowanie Ziemi jako planety. To znacznie uprościło sprawę, ale spowodowało głęboki wstrząs w umysłach ludzi (zob. też Mikołaj Kopernik).
Cichy Brahe. Duńskiego astronoma T. Brahe (1546-1601) zniechęcił fakt, że teoria Kopernika dokładniej przewidziała położenie opraw niż teoria Ptolemeusza, ale nadal nie do końca dobrze. Uważał, że dokładniejsze dane obserwacyjne rozwiążą problem i przekonał króla Fryderyka II, aby przekazał mu ks. Wiedeń w pobliżu Kopenhagi. W tym obserwatorium o nazwie Uraniborg ( podniebny zamek) było wiele narzędzi stacjonarnych, warsztaty, biblioteka, laboratorium chemiczne, sypialnie, jadalnia i kuchnia. Tycho miał nawet własną papiernię i prasę drukarską. W 1584 zbudował nowy budynek do obserwacji - Stjerneborg (Gwiezdny Zamek), gdzie zgromadził największe i najbardziej zaawansowane instrumenty. Były to wprawdzie instrumenty tego samego typu, co za Ptolemeusza, ale Tycho znacznie zwiększył ich celność, zastępując drewno metalami. Wprowadził szczególnie precyzyjne przyrządy celownicze i skale oraz wymyślił matematyczne metody kalibracji obserwacji. Tycho i jego asystenci, obserwując gołym okiem ciała niebieskie, osiągnęli za pomocą swoich instrumentów dokładność pomiarów 1”. Systematycznie mierzyli pozycje gwiazd i obserwowali ruch Słońca, Księżyca i planet, zbierając dane obserwacyjne z niespotykaną dotąd wytrwałość i dokładność.
(patrz też BRAGE Tycho).
Keplera. Studiując dane Tycho, I. Kepler (1571-1630) odkrył, że obserwowanego obrotu planet wokół Słońca nie można przedstawić jako ruchu po okręgach. Kepler miał wielki szacunek dla wyników uzyskanych w Uraniborgu i dlatego odrzucił pomysł, że małe rozbieżności w obliczonych i obserwowanych pozycjach planet mogą być spowodowane błędami w obserwacjach Tycho. Kontynuując poszukiwania, Kepler ustalił, że planety poruszają się po elipsach, kładąc w ten sposób podwaliny pod nową astronomię i fizykę.
(patrz także KEPLER Johann; PRAWA KEPLERA). Prace Tycho i Keplera przewidziały wiele cech współczesnej astronomii, takie jak organizacja wyspecjalizowanych obserwatoriów przy wsparciu państwa; doprowadzenie do perfekcji instrumentów, nawet tradycyjnych; podział naukowców na obserwatorów i teoretyków. Zatwierdzono nowe zasady pracy i nową technologię: teleskop przyszedł z pomocą oku w astronomii.
Pojawienie się teleskopów. Pierwsze teleskopy refrakcyjne. W 1609 Galileusz zaczął używać swojego pierwszego domowego teleskopu. Obserwacje Galileusza zapoczątkowały erę wizualnych studiów ciał niebieskich. Teleskopy wkrótce rozprzestrzeniły się w całej Europie. Ciekawi ludzie robili je sami lub zamawiali rzemieślników i zakładali małe osobiste obserwatoria, zwykle we własnych domach.
(patrz także GALILEO Galileo). Teleskop Galileusza nazwano refraktorem, ponieważ promienie światła są w nim załamywane (łac. refraktus - załamane), przechodząc przez kilka szklanych soczewek. W najprostszej konstrukcji przednia soczewka obiektywu zbiera promienie w ognisku, tworząc obraz obiektu, a soczewka okularu znajdująca się w pobliżu oka służy jako szkło powiększające do oglądania tego obrazu. W teleskopie Galileusza jako okular służyła soczewka negatywowa, dająca obraz bezpośredni o dość słabej jakości przy małym polu widzenia. Kepler i Kartezjusz opracowali teorię optyki, a Kepler zaproponował projekt teleskopu z odwróconym obrazem, ale znacznie większym polem widzenia i powiększeniem niż Galileusz. Ten projekt szybko wyparł poprzedni i stał się standardem dla teleskopów astronomicznych. Na przykład w 1647 roku polski astronom Jan Heweliusz (1611-1687) użył do obserwacji Księżyca teleskopów Keplera o długości 2,5-3,5 metra. Początkowo zainstalował je w małej wieżyczce na dachu swojego domu w Gdańsku (Polska), a później - w miejscu z dwoma stanowiskami obserwacyjnymi, z których jeden był obrotowy (patrz też Heweliusz Jan). W Holandii Christian Huygens (1629-1695) i jego brat Konstantyn zbudowali bardzo długie teleskopy z soczewkami o średnicy zaledwie kilku cali, ale o ogromnych ogniskowych. Poprawiło to jakość obrazu, choć utrudniło pracę z narzędziem. W latach 80. XVI wieku Huygens eksperymentował z 37-metrowymi i 64-metrowymi „teleskopami powietrznymi”, których soczewki umieszczono na szczycie masztu i obracano za pomocą długiego kija lub lin, a okular po prostu trzymano w rękach ( zobacz także HUYGENS Christian). Korzystając z soczewek wykonanych przez D. Campaniego, J.D. Cassini (1625-1712) w Bolonii, a później w Paryżu prowadzili obserwacje teleskopami lotniczymi o długości 30 i 41 m, wykazując ich niewątpliwe zalety, pomimo złożoności pracy z nimi. Obserwacje mocno utrudniały drgania masztu z soczewką, trudność celowania za pomocą lin i kabli, a także niejednorodność i turbulencje powietrza między soczewką a okularem, szczególnie silne przy braku tubusu. Newton, teleskop zwierciadlany i teoria grawitacji. Pod koniec lat 60. XVII wieku I. Newton (1643-1727) próbował rozwikłać naturę światła w związku z problemami refraktorów. Błędnie uznał, że aberracja chromatyczna, tj. niezdolność soczewki do zebrania promieni wszystkich kolorów w jednym ognisku jest zasadniczo nieusuwalna. Dlatego Newton zbudował pierwszy działający teleskop zwierciadlany, w którym rolę obiektywu zamiast soczewki pełniło zwierciadło wklęsłe, które zbiera światło w ognisku, z którego obraz może być oglądany przez okular. Jednak najważniejszym wkładem Newtona w astronomię była jego praca teoretyczna, która wykazała, że Keplerowskie prawa ruchu planet są szczególnym przypadkiem uniwersalnego prawa grawitacji. Newton sformułował to prawo i opracował techniki matematyczne do dokładnego obliczania ruchu planet. To pobudziło narodziny nowych obserwatoriów, w których pozycje Księżyca, planet i ich satelitów były mierzone z najwyższą dokładnością, dopracowując elementy ich orbit przy użyciu teorii Newtona i przewidując ruch.
Zobacz też
NIEBIAŃSKA MECHANIKA;
GRAWITACJA ;
NEWTON Izaak.
Zegarek, mikrometr i celownik teleskopowy. Nie mniej ważne niż ulepszenie części optycznej teleskopu było ulepszenie jego montażu i wyposażenia. Do pomiarów astronomicznych niezbędne stały się zegary wahadłowe, które nadążają za czasem lokalnym, który jest określany na podstawie niektórych obserwacji i używany w innych.
(patrz również GODZINY). Za pomocą mikrometru filamentowego można było mierzyć bardzo małe kąty podczas obserwacji przez okular teleskopu. W celu zwiększenia dokładności astrometrii ważną rolę odegrało połączenie teleskopu ze sferą armilarną, sekstantem i innymi przyrządami goniometrycznymi. Gdy tylko celowniki widziane gołym okiem zostały wyparte przez małe teleskopy, pojawiła się potrzeba znacznie dokładniejszego wytwarzania i podziału podziałek kątowych. W dużej mierze w związku z potrzebami europejskich obserwatoriów rozwinęła się produkcja małych, precyzyjnych obrabiarek.
(patrz również NARZĘDZIA POMIAROWE).
obserwatoria państwowe. Ulepszenie tablic astronomicznych. Z drugiej połowy XVII wieku. dla celów nawigacji i kartografii rządy różnych krajów zaczęły tworzyć obserwatoria państwowe. w założonej Królewskiej Akademii Nauk Ludwik XIV w Paryżu w 1666 r. akademicy przystąpili do rewizji od podstaw stałych astronomicznych i tablic, opierając się na pracy Keplera. W 1669 r. z inicjatywy ministra JB Colberta powstało w Paryżu Królewskie Obserwatorium Astronomiczne. Prowadziły ją cztery wspaniałe pokolenia Cassiniego, poczynając od Jeana Dominique'a. W 1675 założono Królewskie Obserwatorium w Greenwich, na czele którego stanął pierwszy astronom Królewski D. Flamsteed (1646-1719). Wraz z Towarzystwem Królewskim, które rozpoczęło swoją działalność w 1647 roku, stało się centrum badań astronomicznych i geodezyjnych w Anglii. W tych samych latach powstały obserwatoria w Kopenhadze (Dania), Lund (Szwecja) i Gdańsku (Polska) (patrz również FLEMSTID John). Najważniejszym efektem działalności pierwszych obserwatoriów były efemerydy - tablice z wcześniej obliczonymi pozycjami Słońca, Księżyca i planet, niezbędne do kartografii, nawigacji i podstawowych badań astronomicznych.
Wprowadzenie do czasu standardowego. Obserwatoria państwowe stały się strażnikami czasu referencyjnego, który był rozpowszechniany najpierw za pomocą sygnałów optycznych (flagi, balony sygnałowe), a później telegraficznie i radiowo. Obecna tradycja zrzucania balonów o północy w Wigilię sięga czasów, kiedy balony sygnałowe spadały z wysokiego masztu na dachu obserwatorium dokładnie we właściwym czasie, umożliwiając kapitanom statków w porcie sprawdzenie chronometrów przed wypłynięciem .
Definicja długości geograficznych. Niezwykle ważnym zadaniem państwowych obserwatoriów tamtych czasów było wyznaczanie współrzędnych statków. Szerokość geograficzna jest łatwa do znalezienia pod kątem gwiazda biegunowa nad horyzontem. Ale długość geograficzna jest znacznie trudniejsza do ustalenia. Niektóre metody opierały się na momentach zaćmień księżyców Jowisza; inne - na pozycji księżyca w stosunku do gwiazd. Jednak najbardziej niezawodne metody wymagały bardzo precyzyjnych chronometrów, zdolnych do utrzymywania czasu obserwatorium w pobliżu portu wyjścia podczas podróży.
Rozwój obserwatoriów w Greenwich i Paryżu. W 19-stym wieku najważniejsze ośrodki astronomiczne pozostały publiczne i niektóre prywatne obserwatoria w Europie. Na liście obserwatoriów z 1886 r. znajdujemy 150 w Europie, 42 w Ameryce Północnej i 29 w innych miejscach. Obserwatorium w Greenwich pod koniec wieku miało 76-cm reflektor, 71-, 66- i 33-cm refraktory i wiele instrumentów pomocniczych. Aktywnie zajmowała się astrometrią, pomiarem czasu, fizyką Słońca i astrofizyką, a także geodezji, meteorologii, obserwacji magnetycznych i innych. Obserwatorium Paryskie posiadało również dokładne nowoczesne instrumenty i prowadziło programy podobne do Greenwich.
nowe obserwatoria. Wybudowane w 1839 roku Obserwatorium Astronomiczne im. Pułkowa Cesarskiej Akademii Nauk w Petersburgu szybko zyskało szacunek i zaszczyt. Rozwijający się zespół zajmował się astrometrią, wyznaczaniem stałych fundamentalnych, spektroskopią, pomiarem czasu i różnymi programami geofizycznymi. Obserwatorium w Poczdamie w Niemczech, otwarte w 1874 r., wkrótce stało się autorytatywną organizacją znaną z prac nad fizyką Słońca, astrofizyką i fotograficznymi przeglądami nieba.
Budowanie dużych teleskopów. Odbłyśnik czy refraktor? Chociaż teleskop zwierciadlany Newtona był ważnym wynalazkiem, przez kilkadziesiąt lat był uważany przez astronomów jedynie za narzędzie uzupełniające refraktory. Początkowo reflektory wykonywali sami obserwatorzy dla własnych małych obserwatoriów. Ale pod koniec XVIII wieku. zostało to podjęte przez raczkujący przemysł optyczny, wyczuwając potrzebę rosnącej liczby astronomów i geodetów. Obserwatorzy mogli wybierać spośród wielu typów reflektorów i refraktorów, z których każdy miał zalety i wady. Teleskopy załamujące z wysokiej jakości szklanymi soczewkami dawały lepszy obraz niż reflektory, a ich tubus był bardziej zwarty i sztywniejszy. Ale reflektory mogły być wykonane o znacznie większej średnicy, a obrazy w nich nie były zniekształcone przez kolorowe ramki, jak w przypadku refraktorów. W odbłyśniku lepiej widoczne są słabe obiekty, ponieważ w okularach nie ma strat światła. Jednak stop wziernik, z którego wykonano lustra szybko wyblakł i wymagał częstego polerowania (wciąż nie wiedzieli, jak pokryć powierzchnię cienką warstwą lustra).
Herschela. Skrupulatny i uparty astronom samouk W. Herschel zbudował w latach siedemdziesiątych XVIII wieku kilka teleskopów newtonowskich, przybliżając średnicę do 46 cm, a ogniskową do 6 m. Wysoka jakość jego zwierciadeł pozwalała na zastosowanie bardzo silnego powiększenia. Za pomocą jednego ze swoich teleskopów Herschel odkrył planetę Uran, a także tysiące gwiazd podwójnych i mgławic. W tamtych latach zbudowano wiele teleskopów, ale zazwyczaj budowali je i używali samotni entuzjaści, bez organizowania obserwatorium we współczesnym tego słowa znaczeniu.
(patrz też HERSHEL, WILLIAM). Herschel i inni astronomowie próbowali zbudować większe reflektory. Ale masywne lustra wygięły się i straciły swój kształt, gdy teleskop zmienił położenie. Granicę luster metalowych osiągnął w Irlandii W. Parsons (Lord Ross), który stworzył reflektor o średnicy 1,8 m dla swojego domowego obserwatorium.
Budowa dużych teleskopów. Pod koniec XIX wieku zgromadzili się w Stanach Zjednoczonych magnaci przemysłowi i nowobogaci. gigantyczne bogactwo, a część z nich zwróciła się ku filantropii. Tak więc J. Leek (1796-1876), który zbił fortunę na gorączce złota, zapisał w spadku obserwatorium na Mount Hamilton, 65 km od Santa Cruz (Kalifornia). Jego głównym instrumentem był refraktor o średnicy 91 cm, wówczas największy na świecie, wyprodukowany przez znaną firmę Alvan Clark and Sons i zainstalowany w 1888 roku. A w 1896 roku w Obserwatorium Licka 36-calowy reflektor Crossleya, wówczas rozpoczęła działalność największa w USA. Astronom J. Hale (1868-1938) przekonał chicagowskiego magnata tramwajowego C. Yerkesa do sfinansowania budowy jeszcze większego obserwatorium dla Uniwersytetu w Chicago. Został założony w 1895 w Williams Bay w stanie Wisconsin, z 40-calowym refraktorem, wciąż i prawdopodobnie na zawsze największym na świecie (patrz też George Ellery HALE). Po zorganizowaniu Obserwatorium Yerkesa Hale rozpoczął burzliwą działalność, aby przyciągnąć fundusze z różnych źródeł, w tym potentata stalowego A. Carnegie, na budowę obserwatorium w najlepszym miejscu do obserwacji w Kalifornii. Wyposażone w kilka teleskopów słonecznych projektu Hale i reflektor 152 cm, Obserwatorium Mount Wilson w górach San Gabriel na północ od Pasadeny w Kalifornii wkrótce stało się astronomiczną mekką. Po zdobyciu niezbędnego doświadczenia Hale zorganizował stworzenie reflektora o niespotykanych dotąd rozmiarach. Nazwany na cześć głównego sponsora, 100-calowego teleskopu. Hooker wszedł do służby w 1917 roku; ale wcześniej trzeba było przezwyciężyć wiele problemów inżynieryjnych, które początkowo wydawały się nie do rozwiązania. Pierwszym z nich było odlanie szklanego krążka o wymaganej wielkości i powolne schłodzenie do uzyskania Wysoka jakość szkło. Szlifowanie i polerowanie lustra w celu nadania mu wymaganego kształtu zajęło ponad sześć lat i wymagało stworzenia unikalnych maszyn. Ostatni etap polerowania i sprawdzania lustra został przeprowadzony w specjalnym pomieszczeniu z idealną czystością i kontrolą temperatury. Mechanizmy teleskopu, budynek i kopuła jego wieży, wzniesione na szczycie Mount Wilson (Mount Wilson) o wysokości 1700 m, uchodziły za cud inżynieryjny tamtych czasów. Zainspirowany znakomitym wykonaniem 100-calowego instrumentu, Hale poświęcił resztę swojego życia na zbudowanie gigantycznego 200-calowego teleskopu. 10 lat po jego śmierci i z powodu opóźnienia spowodowanego II wojną światową teleskop. Hale wszedł do służby w 1948 roku na szczycie 1700-metrowej góry Palomar (Mount Palomar), 64 km na północny wschód od San Diego (np. Kalifornia). Był to cud naukowy i techniczny tamtych czasów. Przez prawie 30 lat teleskop ten pozostawał największym na świecie, a wielu astronomów i inżynierów wierzyło, że nigdy nie zostanie przekroczony.
Ale pojawienie się komputerów przyczyniło się do dalszej ekspansji konstrukcji teleskopów. W 1976 roku na 2100-metrowej górze Semirodniki w pobliżu wsi Zelenchukskaya (Północny Kaukaz, Rosja) zaczął działać 6-metrowy teleskop BTA (Large Azimuthal Telescope), demonstrujący praktyczną granicę technologii „grubego i mocnego " lustro.
Sposób na zbudowanie dużych luster, które mogą zbierać więcej światła, a tym samym widzieć dalej i lepiej, leżą dzięki nowym technologiom: w ostatnich latach opracowano metody wytwarzania luster cienkich i prefabrykowanych. Cienkie lustra o średnicy 8,2 m (o grubości ok. 20 cm) już pracują na teleskopach Obserwatorium Południowego w Chile. Ich kształt jest kontrolowany przez złożony system mechanicznych „palców” sterowanych przez komputer. Sukces tej technologii doprowadził do rozwoju kilku podobnych projektów w różnych krajach. Aby przetestować ideę zwierciadła złożonego, Smithsonian Astrophysical Observatory zbudowało w 1979 roku teleskop z soczewką sześciu luster o średnicy 183 cm, co odpowiada powierzchni jednego lustra 4,5 metra. Ten teleskop z wieloma zwierciadłami, znajdujący się na Mount Hopkins 50 km na południe od Tucson w Arizonie, okazał się bardzo skuteczny, a podejście to wykorzystano przy budowie dwóch 10-metrowych teleskopów do nich. W. Keka w Obserwatorium Mauna Kea (Hawaje). Każde gigantyczne lustro składa się z 36 sześciokątnych segmentów o średnicy 183 cm, sterowanych komputerowo w celu uzyskania pojedynczego obrazu. Choć jakość obrazu nie jest jeszcze wysoka, możliwe jest uzyskanie widm bardzo odległych i słabych obiektów, niedostępnych dla innych teleskopów. Dlatego na początku XXI wieku planowane jest uruchomienie kilku kolejnych teleskopów z wieloma zwierciadłami o efektywnych aperturach 9–25 m.
NA SZCZYCIE MAUNA KEA, starożytnego wulkanu na Hawajach, znajdują się dziesiątki teleskopów. Astronomów przyciąga tu duża wysokość i bardzo suche, czyste powietrze. U dołu po prawej, przez otwartą szczelinę wieży, wyraźnie widać lustro teleskopu Kek I, a u dołu po lewej - wieżę budowanego teleskopu Kek II.
ROZWÓJ SPRZĘTU
Zdjęcie. W połowie XIX wieku kilku entuzjastów zaczęło używać fotografii do rejestrowania obrazów widzianych przez teleskop. Wraz ze wzrostem czułości emulsji, głównym sposobem rejestracji danych astrofizycznych stały się szklane klisze fotograficzne. Oprócz tradycyjnych odręcznych dzienników obserwacyjnych w obserwatoriach pojawiły się cenne „szklane biblioteki”. Płyta fotograficzna jest w stanie akumulować słabe światło odległych obiektów i uchwycić szczegóły niedostępne dla oka. Wraz z wykorzystaniem fotografii w astronomii potrzebne były nowe typy teleskopów, takie jak kamery szerokokątne zdolne do rejestrowania jednocześnie dużych obszarów nieba w celu tworzenia atlasów fotograficznych zamiast rysowanych map. W połączeniu z reflektorami o dużej średnicy, fotografia i spektrograf umożliwiły badanie słabych obiektów. W latach dwudziestych E. Hubble (1889-1953) za pomocą 100-calowego teleskopu Mount Wilson Observatory sklasyfikował słabe mgławice i udowodnił, że wiele z nich to gigantyczne galaktyki, takie jak Droga Mleczna. Ponadto Hubble odkrył, że galaktyki szybko oddalają się od siebie. To całkowicie zmieniło poglądy astronomów na budowę i ewolucję Wszechświata, ale tylko kilka obserwatoriów, które posiadały potężne teleskopy do obserwacji słabych odległych galaktyk, było w stanie przeprowadzić takie badania.
Zobacz też
KOSMOLOGIA;
GALAKTYKI;
Hubble'a Edwina Powella;
NEBLE.
Spektroskopia. Spektroskopia, która pojawiła się niemal równocześnie z fotografią, pozwoliła astronomom określić gwiazdy poprzez analizę światła gwiazd. skład chemiczny, oraz badanie ruchu gwiazd i galaktyk poprzez przesunięcie linii Dopplera w widmach. Rozwój fizyki na początku XX wieku. pomógł rozszyfrować spektrogramy. Po raz pierwszy stało się możliwe badanie składu niedostępnych ciał niebieskich. Zadanie to okazało się w gestii skromnych obserwatoriów uniwersyteckich, ponieważ do uzyskania widm jasnych obiektów nie jest potrzebny duży teleskop. Tak więc Obserwatorium Harvard College było jednym z pierwszych, które zaangażowało się w spektroskopię i zgromadziło ogromną kolekcję widm gwiazd. Jej pracownicy sklasyfikowali tysiące widm gwiazd i stworzyli podstawę do badania ewolucji gwiazd. Łącząc te dane z fizyką kwantową, teoretycy zrozumieli naturę źródła energii gwiazdowej. W XX wieku stworzono detektory promieniowania podczerwonego pochodzącego od zimnych gwiazd, atmosfer i powierzchni planet. Obserwacje wizualne, jako niewystarczająco czuła i obiektywna miara jasności gwiazd, zostały wyparte najpierw przez klisze fotograficzne, a następnie przez instrumenty elektroniczne (patrz też SPEKTROSKOPIA).
ASTRONOMIA PO II WOJNIE ŚWIATOWEJ
Wzmocnienie wsparcia państwa. Po wojnie nowe technologie, które narodziły się w laboratoriach wojskowych, stały się dostępne dla naukowców: sprzęt radiowy i radarowy, czułe elektroniczne odbiorniki światła i komputery. Rządy krajów uprzemysłowionych uświadomiły sobie znaczenie badań naukowych dla bezpieczeństwa narodowego i zaczęły przeznaczać znaczne środki na pracę naukową i edukację.
Amerykańskie Obserwatoria Narodowe. Na początku lat pięćdziesiątych amerykańska Narodowa Fundacja Nauki zwróciła się do astronomów z propozycją utworzenia ogólnokrajowego obserwatorium, które byłoby w najlepszej możliwej lokalizacji i dostępne dla wszystkich wykwalifikowanych naukowców. W latach sześćdziesiątych pojawiły się dwie grupy organizacji: Stowarzyszenie Uniwersytetów na rzecz Badań Astronomicznych (AURA), które stworzyło koncepcję National Optical Astronomy Observatories (NOAO) na 2100-metrowym szczycie Kitt Peak niedaleko Tucson w Arizonie, oraz Amalgamated Universities, które opracowały projekt National Radio Astronomy Observatory (NRAO) w Deer Creek Valley w pobliżu Green Bank, WV.
US National OBSERVATORY KITT-PEAK w pobliżu Tucson w Arizonie. Do największych instrumentów należą McMas Solar Telescope (na dole), 4-m Mayall Telescope (u góry po prawej) oraz 3,5-metrowy Teleskop WIYN Joint Observatory of Wisconsin, Indiana, Yale i NOAO (dalej po lewej).
Do 1990 roku NOAO posiadało na Kitt Peak 15 teleskopów o średnicy do 4 m. AURA utworzyła także Międzyamerykańskie Obserwatorium w Sierra Tololo (Chilejskie Andy) na wysokości 2200 m, gdzie południowe niebo było badane od 1967 roku. Oprócz Green Bank, gdzie największy radioteleskop (43 m średnicy) jest zainstalowany na montażu paralaktycznym, NRAO posiada również 12-metrowy teleskop na falach milimetrowych na Kitt Peak i system VLA (Very Large Array) 27 radiotelefonów. teleskopy o średnicy 25 m na równinie pustyni San - Augustine koło Socorro (szt. Nowy Meksyk). Narodowe Centrum Radia i Jonosfery na wyspie Portoryko stało się głównym amerykańskim obserwatorium. Jego radioteleskop z największym na świecie lustrem sferycznym o średnicy 305 m leży nieruchomo w naturalnym zagłębieniu wśród gór i służy do radioastronomii i radaru.
Stali pracownicy obserwatoriów krajowych monitorują sprawność sprzętu, opracowują nowe przyrządy i prowadzą własne programy badawcze. Jednak każdy naukowiec może ubiegać się o obserwację i, za zgodą Komitetu Koordynacji Badań Naukowych, otrzymać czas na pracę nad teleskopem. Dzięki temu naukowcy z ubogich instytucji mogą korzystać z najnowocześniejszego sprzętu.
Obserwacje nieba południowego. Większość nieba południowego nie jest widoczna z większości obserwatoriów w Europie i Stanach Zjednoczonych, chociaż to właśnie niebo południowe jest uważane za szczególnie cenne dla astronomii, ponieważ zawiera centrum Drogi Mlecznej i wiele ważnych galaktyk, w tym Obłoki Magellana - sąsiadują z nami dwie małe galaktyki. Pierwsze mapy nieba południowego wykonali angielski astronom E. Halley, który pracował w latach 1676-1678 na wyspie św. Heleny, oraz francuski astronom N. Lacaille, który pracował w latach 1751-1753 w południowej Afryce. W 1820 r. Brytyjskie Biuro ds. Długości Geograficznych założyło Królewskie Obserwatorium na Przylądku Dobrej Nadziei, wyposażając je najpierw tylko w teleskop do pomiarów astrometrycznych, a następnie w kompletny zestaw instrumentów do różnych programów. W 1869 w Melbourne (Australia) zainstalowano reflektor 122 cm; później został przeniesiony na górę Stromlo, gdzie po 1905 roku zaczęło się rozwijać obserwatorium astrofizyczne. Pod koniec XX wieku, kiedy na skutek silnej urbanizacji warunki do prowadzenia obserwacji w starych obserwatoriach półkuli północnej zaczęły się pogarszać, kraje europejskie zaczął aktywnie budować obserwatoria z dużymi teleskopami w Chile, Australii, Azji Środkowej, na Wyspach Kanaryjskich i Hawajach.
obserwatoria nad ziemią. Astronomowie zaczęli używać balonów na dużych wysokościach jako platform obserwacyjnych już w latach 30. XX wieku i kontynuują takie badania do dziś. W latach 50. instrumenty zostały zainstalowane na samolotach latających na dużych wysokościach, które stały się latającymi obserwatoriami. Obserwacje pozaatmosferyczne rozpoczęły się w 1946 roku, kiedy amerykańscy naukowcy na przechwyconych niemieckich rakietach V-2 podnieśli detektory do stratosfery, aby obserwować promieniowanie ultrafioletowe Słońca. Pierwszy sztuczny satelita został wystrzelony w ZSRR 4 października 1957 r., a już w 1958 r. radziecka stacja Luna-3 sfotografowała dalszą stronę Księżyca. Następnie zaczęto przeprowadzać loty na planety i pojawiły się wyspecjalizowane satelity astronomiczne do obserwacji Słońca i gwiazd. W ostatnich latach kilka satelitów astronomicznych stale operuje na orbitach bliskich Ziemi i innych, badając niebo we wszystkich zakresach widma.
praca w obserwatorium. W dawnych czasach życie i praca astronoma zależały całkowicie od możliwości jego obserwatorium, ponieważ komunikacja i podróżowanie były powolne i trudne. Na początku XX wieku Hale stworzył Obserwatorium Mount Wilson jako centrum astrofizyki słonecznej i gwiezdnej, zdolne do prowadzenia nie tylko obserwacji teleskopowych i spektralnych, ale także niezbędnych badań laboratoryjnych. Starał się, aby Mount Wilson miał wszystko, co było niezbędne do życia i pracy, tak jak Tycho zrobił na wyspie Ven. Do tej pory niektóre duże obserwatoria na górskich szczytach to zamknięte społeczności naukowców i inżynierów mieszkających w schronisku i pracujących nocą według swoich programów. Ale stopniowo ten styl się zmienia. W poszukiwaniu najkorzystniejszych miejsc do obserwacji obserwatoria znajdują się na odległych terenach, gdzie trudno jest zamieszkać na stałe. Przyjezdni naukowcy przebywają w obserwatorium od kilku dni do kilku miesięcy, aby dokonać konkretnych obserwacji. Możliwości współczesnej elektroniki pozwalają na prowadzenie zdalnych obserwacji bez konieczności odwiedzania obserwatorium, czy też budowanie w trudno dostępnych miejscach w pełni automatycznych teleskopów, które samodzielnie pracują zgodnie z zaplanowanym programem. Obserwacje za pomocą teleskopów kosmicznych mają pewną specyfikę. Początkowo wielu astronomów przyzwyczajonych do samodzielnej pracy z instrumentem czuło się niekomfortowo w ramach astronomii kosmicznej, oddzielonej od teleskopu nie tylko kosmosem, ale także wieloma inżynierami i skomplikowanymi instrukcjami. Jednak w latach 80. w wielu obserwatoriach naziemnych sterowanie teleskopem zostało przeniesione z prostych konsol umieszczonych bezpośrednio przy teleskopie do specjalnego pomieszczenia wypełnionego komputerami, a czasem znajdującego się w osobnym budynku. Zamiast kierować główny teleskop na obiekt, patrząc w zamontowany na nim mały teleskop poszukiwawczy i naciskając przyciski na małym ręcznym pilocie, astronom siedzi teraz przed ekranem przewodnika telewizyjnego i manipuluje joystickiem. Często astronom po prostu przesyła do obserwatorium przez Internet szczegółowy program obserwacji, a po ich wykonaniu otrzymuje wyniki bezpośrednio do swojego komputera. Dlatego styl pracy z teleskopami naziemnymi i kosmicznym staje się coraz bardziej podobny.
NOWOCZESNE OBSERWACJE NAZIEMNE
obserwatoria optyczne. Miejsce pod budowę obserwatorium optycznego jest zwykle wybierane z dala od miast z ich jasnym oświetleniem nocnym i smogiem. Zwykle jest to szczyt góry, gdzie warstwa atmosfery jest cieńsza, przez co trzeba prowadzić obserwacje. Pożądane jest, aby powietrze było suche i czyste, a wiatr nie był szczególnie silny. Najlepiej byłoby, gdyby obserwatoria były równomiernie rozmieszczone na powierzchni Ziemi, aby w dowolnym momencie można było obserwować obiekty na niebie północnym i południowym. Jednak historycznie większość obserwatoriów znajduje się w Europie i Ameryce Północnej, więc niebo na półkuli północnej jest lepiej badane. W ostatnich dziesięcioleciach zaczęto budować duże obserwatoria na półkuli południowej i w pobliżu równika, skąd można obserwować zarówno północne, jak i południowe niebo. Starożytny wulkan Mauna Kea na około. Uwzględniane są Hawaje o wysokości ponad 4 km najlepsze miejsce? na świecie do obserwacji astronomicznych. W latach 90. osiedliły się tam dziesiątki teleskopów z różnych krajów.
Wieża. Teleskopy to bardzo czułe instrumenty. Aby chronić je przed złą pogodą i zmianami temperatury, umieszcza się je w specjalnych budynkach - wieżach astronomicznych. Małe wieże mają kształt prostokąta z płaskim rozsuwanym dachem. Wieże dużych teleskopów są zwykle okrągłe z półkulistą obracającą się kopułą, w której otwiera się wąska szczelina do obserwacji. Taka kopuła dobrze chroni teleskop przed wiatrem podczas pracy. Jest to ważne, ponieważ wiatr kołysze teleskopem i powoduje drgania obrazu. Wibracje gruntu i budowa wieży również negatywnie wpływają na jakość zdjęć. Dlatego teleskop montowany jest na osobnym fundamencie, nie połączonym z fundamentem wieży. Wewnątrz wieży lub w jej pobliżu montowany jest system wentylacji przestrzeni kopułowej oraz instalacja do próżniowego osadzania na lustrze teleskopu odblaskowej warstwy aluminium, która z czasem matowieje.
Uchwyt. Aby wycelować w oprawę, teleskop musi obracać się wokół jednej lub dwóch osi. Pierwszy typ obejmuje koło południkowe i instrument tranzytowy - małe teleskopy, które obracają się wokół osi poziomej w płaszczyźnie południka niebieskiego. Poruszając się ze wschodu na zachód, każda oprawa przecina tę płaszczyznę dwa razy dziennie. Za pomocą instrumentu tranzytowego wyznaczane są momenty przejścia gwiazd przez południk, a tym samym prędkość obrotu Ziemi; jest to konieczne dla dokładnej obsługi czasu. Koło południkowe pozwala mierzyć nie tylko momenty, ale także miejsce, w którym gwiazda przecina południk; konieczne jest stworzenie dokładne mapy gwiaździste niebo. W nowoczesnych teleskopach praktycznie nie stosuje się bezpośredniej obserwacji wizualnej. Służą one głównie do fotografowania ciał niebieskich lub rejestrowania ich światła za pomocą detektorów elektronicznych; ekspozycja czasami dochodzi do kilku godzin. W tym czasie teleskop musi być dokładnie wycelowany w obiekt. Dlatego za pomocą mechanizmu zegarowego obraca się ze stałą prędkością wokół osi zegara (równolegle do osi obrotu Ziemi) ze wschodu na zachód, podążając za gwiazdą, kompensując w ten sposób obrót Ziemi z zachodu na wschód. Druga oś, prostopadła do zegara, nazywana jest osią deklinacji; służy do skierowania teleskopu w kierunku północ-południe. Konstrukcja ta nazywana jest montażem paralaktycznym i jest stosowana w prawie wszystkich teleskopach, z wyjątkiem największych, dla których montaż azymutalny okazał się bardziej kompaktowy i tańszy. Na nim teleskop podąża za oprawą, obracając się jednocześnie ze zmienną prędkością wokół dwóch osi - pionowej i poziomej. To znacznie komplikuje pracę mechanizmu zegarka, wymagającego sterowania komputerowego.
Refraktor teleskopowy ma obiektyw. Ponieważ promienie o różnych kolorach są załamywane w szkle inaczej, obiektyw obiektywu jest obliczany tak, aby w promieniach jednego koloru dawał ostry obraz w ognisku. Stare refraktory zostały zaprojektowane do obserwacji wizualnych i dlatego dawały wyraźny obraz w żółtych wiązkach. Wraz z nadejściem fotografii zaczęto budować teleskopy fotograficzne - astrografy, które dają wyraźny obraz w niebieskich promieniach, na które wrażliwa jest emulsja fotograficzna. Później pojawiły się emulsje wrażliwe na światło żółte, czerwone, a nawet podczerwone. Mogą być używane do fotografii z wizualnymi refraktorami. Rozmiar obrazu zależy od ogniskowej obiektywu. 102-cm refraktor Yerkesa ma ogniskową 19 m, więc średnica dysku księżycowego w jego ognisku wynosi około 17 cm, a wielkość klisz fotograficznych tego teleskopu to 20x25 cm; księżyc w pełni z łatwością do nich pasuje. Astronomowie stosują szklane klisze fotograficzne ze względu na ich dużą sztywność: nawet po 100 latach przechowywania nie odkształcają się i umożliwiają pomiar względnego położenia obrazów gwiazd z dokładnością do 3 mikronów, co w przypadku dużych refraktorów, takich jak Yerk, odpowiada łuk 0,03 cala na niebie.
teleskop zwierciadlany jako soczewka ma wklęsłe lustro. Jego przewaga nad refraktorem polega na tym, że promienie dowolnego koloru odbijają się od lustra w ten sam sposób, zapewniając wyraźny obraz. Ponadto soczewka lustrzana może być znacznie większa niż soczewka soczewkowa, ponieważ szklany półfabrykat zwierciadła może być wewnątrz nieprzezroczysty; można go uchronić przed odkształceniem pod własnym ciężarem, umieszczając je w specjalnej ramie, która podtrzymuje lustro od dołu. Im większa średnica soczewki, tym więcej światła zbiera teleskop i słabsze i bardziej odległe obiekty są w stanie „widzieć”. Przez wiele lat 6. reflektor BTA (Rosja) i 5. reflektor Palomar Observatory (USA) były największymi na świecie. Ale teraz w Obserwatorium Mauna Kea na Hawajach działają dwa teleskopy z 10-metrowymi lustrami złożonymi i budowanych jest kilka teleskopów z monolitycznymi lustrami o średnicy 8-9 metrów. Tabela 1.
NAJWIĘKSZE TELESKOPY NA ŚWIECIE
___
__Średnica ______Obserwatorium ______Miejsce i rok celu (m) ________________budowa/demontaż
REFLEKTORY
10,0 Mauna Kea Hawaii (USA) 1996 10,0 Mauna Kea Hawaii (USA) 1993 9,2 McDonald Texas (USA) 1997 8,3 Japońskie Hawaje Narodowe (USA) 1999 8,2 Europejskie południowa góra Sierra Paranal (Chile) 1998 8,2 Europejska Southern Mountain Sierra Paranal (Chile) 1999 8,2 Europejska Southern Mountain Sierra Paranal (Chile) 2000 8,1 Gemini North Hawaii (USA) 1999 6,5 University of Arizona Mountain Hopkins (Arizona) 1999 6,0 Specjalna Akademia Astrofizyczna Rosji stan. Zelenchukskaya (Rosja) 1976 5,0 Palomar Mountain Palomar (Kalifornia) 1949 1,8*6=4,5 Uniwersytet Arizona Hopkins Mountain (Arizona) 1979/1998 4,2 Roca de los Muchachos Wyspy Kanaryjskie (Hiszpania) 1986 4,0 Międzyamerykańskie 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) Hawaje (USA) 1979 3.6 European South La Silla (Chile) 1976 3.6 Mauna Kea Hawaii (USA) 1979 3.5 Roca de los Muchachos Wyspy Kanaryjskie (Hiszpania) 1989 3.5 Międzyuczelniany szczyt Sacramento (jednostka) Nowy Meksyk 1991 3.5 Calar Alto niemiecko-hiszpański (Hiszpania) 1983
REFLEKTORÓW
1,02 Yerke Williams Bay (Wisconsin) 1897 0,91 Lick Hill Hamilton (CA) 1888 0,83 Paryska Meudon (Francja) 1893 0,81 Poczdam Poczdam (Niemcy) 1899 0,76 Francuska Nicea Południowa (Francja) 1880 0,76 Allegheny Pittsburgh (Pensylwania) 1917 0,76 Petersburg St. 1885/1941
KAMERY SCHMIDT*
1,3-2,0 K. Schwarzschild Tautenburg (Niemcy) 1960 1,2-1,8 Palomar Mountain Palomar (Kalifornia) 1948 1,2-1,8 Anglo-Australian Siding Spring (Australia) 1973 1, 1-1,5 Astronomiczne Tokio (Japonia) 1975 1,0-1,6 Europejskie Południowe Chile 1972
SŁONECZNY
1,60 Kitt Peak National Tucson (Arizona) 1962 1,50 Sacramento Peak (B)* Plama słoneczna (Nowy Meksyk) 1969 1,00 Astrofizyczny Krym (Ukraina) 1975 0,90 Kitt Peak (2 dodatkowe)* Tucson (Arizona) 1962 0,70 Kitt Peak (B)* Tucson (Arizona) 1975 0,70 Teneryfa (Hiszpania) 1988 0,66 Mitaka Tokio (Japonia) 1920 0,64 Cambridge Cambridge (Anglia) 1820
Notatka: W przypadku aparatów Schmidt podana jest średnica płytki korekcyjnej i lustra; dla teleskopów słonecznych: (B) - próżnia; 2 dodatkowe - dwie dodatkowe lunety we wspólnej obudowie z lunetą 1,6m.
Lustrzanki. Wadą reflektorów jest to, że dają wyraźny obraz tylko w pobliżu środka pola widzenia. To nie przeszkadza, jeśli badają jeden obiekt. Ale praca patrolowa, na przykład poszukiwanie nowych asteroid lub komet, wymaga jednoczesnego fotografowania dużych obszarów nieba. Zwykły reflektor się do tego nie nadaje. Niemiecki optyk B. Schmidt w 1932 roku stworzył kombinowany teleskop, w którym wady zwierciadła głównego są korygowane za pomocą znajdującej się przed nim cienkiej soczewki o złożonym kształcie - płytki korekcyjnej. Kamera Schmidta z Obserwatorium Palomar uzyskuje obraz obszaru nieba 6°6° na płycie fotograficznej 35x35 cm. Kolejny projekt aparatu szerokokątnego został stworzony przez D.D. Maksutowa w 1941 roku w Rosji. Jest prostszy niż aparat Schmidta, ponieważ rolę płytki korekcyjnej w nim pełni prosty gruby obiektyw - menisk.
Praca obserwatoriów optycznych. Obecnie w ponad 30 krajach świata działa ponad 100 dużych obserwatoriów. Zwykle każdy z nich samodzielnie lub we współpracy z innymi prowadzi kilka długoterminowych programów obserwacyjnych. Pomiary astrometryczne. Duże obserwatoria narodowe – US Naval Observatory, Royal Greenwich Observatory w Wielkiej Brytanii (zamknięte w 1998 roku), Pulkovo w Rosji itd. – regularnie mierzą pozycje gwiazd i planet na niebie. To bardzo delikatna praca; to w nim uzyskuje się najwyższą „astronomiczną” dokładność pomiarów, na podstawie której tworzone są katalogi położenia i ruchu gwiazd, niezbędne do nawigacji naziemnej i kosmicznej, do wyznaczania przestrzennego położenia gwiazd, wyjaśnić prawa ruchu planet. Na przykład mierząc współrzędne gwiazd w odstępach półrocznych, można zauważyć, że niektóre z nich doświadczają fluktuacji związanych z ruchem Ziemi po jej orbicie (efekt paralaksy). Odległość do gwiazd zależy od wielkości tego przesunięcia: im mniejsze przesunięcie, tym większa odległość. Z Ziemi astronomowie mogą zmierzyć przemieszczenie 0,01" (grubość zapałki oddalonej o 40 km!), co odpowiada odległości 100 parseków.
Patrol meteorów. Wiele szerokokątnych kamer rozmieszczonych w dużej odległości od siebie nieustannie fotografuje nocne niebo, aby określić trajektorie meteorów i możliwe miejsca uderzenia. Po raz pierwszy obserwacje te z dwóch stacji rozpoczęły się w Harvard Observatory (USA) w 1936 roku i były regularnie prowadzone pod kierunkiem F. Whipple'a do 1951 roku. W latach 1951-1977 te same prace prowadzono w Obserwatorium Ondrejovskaya (Republika Czeska). Od 1938 roku w ZSRR obserwacje fotograficzne meteorów prowadzono w Duszanbe i Odessie. Obserwacje meteorów umożliwiają badanie nie tylko składu cząstek pyłu kosmicznego, ale także struktury atmosfery ziemskiej na wysokościach 50–100 km, które są trudno dostępne dla bezpośredniego sondowania. Patrol meteorów otrzymał największy rozwój w postaci trzech „sieci balistycznych” - w USA, Kanadzie i Europie. Na przykład sieć Prairie Network of the Smithsonian Observatory (USA) użyła 2,5-centymetrowych automatycznych kamer na 16 stacjach znajdujących się w odległości 260 km wokół Lincoln (Nebraska) do fotografowania jasnych meteorów - ognistych kul. Od 1963 roku rozwinęła się czeska sieć fireball, która później przekształciła się w europejską sieć 43 stacji w Czechach, Słowacji, Niemczech, Belgii, Holandii, Austrii i Szwajcarii. Teraz jest to jedyna działająca sieć fireball. Jej stacje wyposażone są w kamery typu rybie oko, które pozwalają na jednoczesne fotografowanie całej półkuli nieba. Za pomocą sieci ognistych kul kilka razy udało się znaleźć meteoryty, które spadły na ziemię i przywrócić ich orbitę przed zderzeniem z Ziemią.
Obserwacje słońca. Wiele obserwatoriów regularnie fotografuje Słońce. Liczba ciemnych plam na jego powierzchni służy jako wskaźnik aktywności, która okresowo wzrasta średnio co 11 lat, prowadząc do zakłóceń komunikacji radiowej, wzmożonych zórz polarnych i innych zmian w ziemskiej atmosferze. Najważniejszym instrumentem do badania Słońca jest spektrograf. Przepuszczając światło słoneczne przez wąską szczelinę w ognisku teleskopu, a następnie rozkładając je na widmo za pomocą pryzmatu lub siatki dyfrakcyjnej, można poznać skład chemiczny atmosfery słonecznej, prędkość ruchu w niej gazu, jego temperaturę i pole magnetyczne. Za pomocą spektroheliografu można wykonać zdjęcia Słońca w linii emisyjnej pojedynczego pierwiastka, takiego jak wodór czy wapń. Wyraźnie widoczne są na nich protuberancje - ogromne obłoki gazu unoszące się nad powierzchnią Słońca. Dużym zainteresowaniem cieszy się gorący, rozrzedzony obszar atmosfery słonecznej - korona, która jest zwykle widoczna tylko w momentach całkowitego zaćmienia Słońca. Jednak niektóre obserwatoria wysokogórskie stworzyły specjalne teleskopy - koronografy bez zaćmienia, w których mała przesłona ("sztuczny księżyc") zamyka jasny dysk Słońca, umożliwiając obserwację jego korony w dowolnym momencie. Takie obserwacje są prowadzone na wyspie Capri (Włochy), w obserwatorium Sacramento Peak (Nowy Meksyk, USA), Pic du Midi (Pireneje francuskie) i innych.
Obserwacje Księżyca i planet. Powierzchnię planet, satelitów, asteroid i komet bada się za pomocą spektrografów i polarymetrów, określając skład chemiczny atmosfery i cechy powierzchni ciała stałego. Bardzo aktywne w tych obserwacjach są Obserwatorium Lovell (Arizona), Meudon i Pic-du-Midi (Francja) oraz Krymskaya (Ukraina). Chociaż w ostatnich latach za pomocą statków kosmicznych uzyskano wiele niezwykłych wyników, obserwacje naziemne nie straciły na aktualności i corocznie przynoszą nowe odkrycia.
Obserwacje gwiazd. Mierząc intensywność linii w widmie gwiazdy, astronomowie określają obfitość pierwiastków chemicznych oraz temperaturę gazu w jej atmosferze. Położenie linii na podstawie efektu Dopplera determinuje prędkość gwiazdy jako całości, a kształt profilu linii determinuje prędkość przepływu gazu w atmosferze gwiazdy oraz prędkość jej obrotu wokół osi . Często w widmach gwiazd widoczne są linie rozrzedzonej materii międzygwiazdowej, znajdujące się między gwiazdą a ziemskim obserwatorem. Obserwując systematycznie widmo jednej gwiazdy, można badać oscylacje jej powierzchni, ustalić obecność satelitów i strumieni materii, czasem przepływających od jednej gwiazdy do drugiej. Za pomocą spektrografu umieszczonego w ognisku teleskopu możliwe jest uzyskanie szczegółowego widma tylko jednej gwiazdy w ciągu kilkudziesięciu minut ekspozycji. W celu masowego badania widm gwiazd przed obiektywem aparatu szerokokątnego (Schmidta lub Maksutowa) umieszcza się duży pryzmat. W tym przypadku wycinek nieba uzyskuje się na kliszy fotograficznej, na której każdy obraz gwiazdy jest reprezentowany przez jej widmo, którego jakość nie jest wysoka, ale wystarczająca do masowego badania gwiazd. Takie obserwacje prowadzone są od wielu lat w Obserwatorium Uniwersytetu Michigan (USA) oraz Obserwatorium Abastumani (Gruzja). Niedawno powstały spektrografy światłowodowe: w ognisku teleskopu umieszczane są światłowody; każdy z nich jest zainstalowany jednym końcem na obrazie gwiazdy, a drugim - na szczelinie spektrografu. Tak więc na jednej ekspozycji można uzyskać szczegółowe widma setek gwiazd. Przepuszczając światło gwiazdy przez różne filtry i mierząc jej jasność, można określić kolor gwiazdy, który wskazuje na temperaturę jej powierzchni (bardziej niebieską, tym gorętszą) oraz ilość pyłu międzygwiazdowego znajdującego się między gwiazdą a gwiazdą. obserwator (im więcej pyłu, tym czerwieńsza gwiazda). Wiele gwiazd okresowo lub losowo zmienia swoją jasność - nazywane są zmiennymi. Zmiany jasności związane z fluktuacjami powierzchni gwiazdy lub wzajemnymi zaćmieniami elementów układów podwójnych wiele mówią o wewnętrznej budowie gwiazd. Podczas badania gwiazd zmiennych ważne jest posiadanie długich i gęstych serii obserwacji. Dlatego astronomowie często angażują w tę pracę amatorów: nawet oszacowanie jasności gwiazd przez lornetkę lub mały teleskop ma wartość naukową. Miłośnicy astronomii często dołączają do klubów na wspólne obserwacje. Oprócz badania gwiazd zmiennych często odkrywają komety i wybuchy nowych gwiazd, które również wnoszą znaczący wkład w astronomię. Słabe gwiazdy są badane tylko za pomocą dużych teleskopów z fotometrami. Na przykład teleskop o średnicy 1 m zbiera 25 000 razy więcej światła niż źrenica ludzkiego oka. Zastosowanie kliszy fotograficznej podczas długich naświetlań zwiększa czułość systemu tysiąckrotnie. Nowoczesne fotometry z elektronicznymi odbiornikami światła, takimi jak fotopowielacz, przetwornik elektronowo-optyczny czy półprzewodnikowa matryca CCD, są dziesięciokrotnie czulsze od klisz fotograficznych i umożliwiają bezpośredni zapis wyników pomiarów w pamięci komputera.
Obserwacje słabych obiektów. Obserwacje odległych gwiazd i galaktyk prowadzone są za pomocą największych teleskopów o średnicy od 4 do 10 m. Wiodącą rolę w tym odgrywają obserwatoria Mauna Kea (Hawaje), Palomarskaya (Kalifornia), La Silla i Sierra Tololo (Chile). , Specjalne Obserwatorium Astrofizyczne (Rosja ). Do masowych badań słabych obiektów używa się dużych kamer Schmidta w obserwatoriach Tonantzintla (Meksyk), Mount Stromlo (Australia), Bloemfontein (RPA) i Byurakan (Armenia). Obserwacje te pozwalają wniknąć najgłębiej we Wszechświat i zbadać jego budowę i pochodzenie.
Programy wspólnych obserwacji. Wiele programów obserwacyjnych jest realizowanych wspólnie przez kilka obserwatoriów, których współdziałanie jest wspierane przez Międzynarodową Unię Astronomiczną (IAU). Zrzesza około 8000 astronomów z całego świata, ma 50 komisji w różnych dziedzinach nauki, raz na trzy lata gromadzi duże Zgromadzenia, a corocznie organizuje kilka dużych sympozjów i kolokwiów. Każda komisja IAU koordynuje obserwacje obiektów określonej klasy: planet, komet, gwiazd zmiennych itp. IAU koordynuje pracę wielu obserwatoriów przy opracowywaniu map gwiazd, atlasów i katalogów. Smithsonian Astrophysical Observatory (USA) prowadzi Centralne Biuro Telegramów Astronomicznych, które szybko powiadamia wszystkich astronomów o nieoczekiwanych wydarzeniach – wybuchach nowych gwiazd i supernowych, odkryciu nowych komet itp.
OBSERWATORA RADIOWE
Rozwój techniki radiokomunikacyjnej w latach 30.-1940 umożliwił rozpoczęcie obserwacji radiowych ciał kosmicznych. To nowe „okno” na Wszechświat przyniosło wiele niesamowitych odkryć. Z całego spektrum promieniowania elektromagnetycznego tylko fale optyczne i radiowe przechodzą przez atmosferę na powierzchnię Ziemi. W tym przypadku „okno radiowe” jest znacznie szersze niż optyczne: rozciąga się od fal milimetrowych do kilkudziesięciu metrów. Oprócz obiektów znanych w astronomii optycznej - Słońca, planet i gorących mgławic - źródłami fal radiowych okazały się nieznane wcześniej obiekty: zimne obłoki gazu międzygwiazdowego, jądra galaktyk i wybuchające gwiazdy.
Rodzaje radioteleskopów. Emisja radiowa obiektów kosmicznych jest bardzo słaba. Aby to zauważyć na tle naturalnych i sztucznych zakłóceń, potrzebne są anteny wysokokierunkowe, które odbierają sygnał tylko z jednego punktu na niebie. Te anteny są dwojakiego rodzaju. W przypadku promieniowania krótkofalowego są one wykonane z metalu w postaci wklęsłego lustra parabolicznego (jak teleskop optyczny), które skupia padające na nie promieniowanie w ognisku. Takie reflektory o średnicy do 100 m – pełnoobrotowe – są w stanie patrzeć na dowolną część nieba (jak teleskop optyczny). Większe anteny są wykonane w formie parabolicznego walca, który może obracać się tylko w płaszczyźnie południka (jak południk optyczny). Obrót wokół drugiej osi zapewnia obrót Ziemi. Największe paraboloidy unieruchamia się za pomocą naturalnych zagłębień w ziemi. Mogą obserwować tylko ograniczony obszar nieba. Tabela 2.
NAJWIĘKSZE RADIOTELESKOPY
________________________________________________
Największe __ Obserwatorium _____ Miejsce i rok _ Wielkość ____________________ konstrukcji/demontażu
antena (m)
________________________________________________
1000 1 Instytut Fizyki im. Lebiediewa, RAS Serpukhov (Rosja) 1963 600 1 Specjalna Astrofizyczna Akademia Nauk Rosji Sev.Kavkaz (Rosja) 1975 305 2 Jonosferyczny Arecibo Arecibo (Puerto Rico) 1963 305 1 Meudon Meudon (Francja) 1964 183 Danville University of Illinois (Illinois) 1962 122 Hat Creek University of California (Kalifornia) 1960 110 1 Ohio University Delaware (Ohio) 1962 107 Stanford Radio Laboratory Stanford (Kalifornia) 1959 100 Instytut. Max Planck Bonn (Niemcy) 1971 76 Jodrell Bank Macclesfield (Anglia) 1957 ________________________________________________
Uwagi:
1 antena z niewypełnioną aperturą;
2 antena stała. ________________________________________________
Anteny promieniowania długofalowego są montowane z dużej liczby prostych metalowych dipoli, umieszczonych na obszarze kilku kilometrów kwadratowych i połączonych ze sobą tak, że odbierane przez nie sygnały wzmacniają się nawzajem tylko wtedy, gdy nadchodzą z określonego kierunku. Im większa antena, tym węższy obszar na niebie bada, dając jednocześnie wyraźniejszy obraz obiektu. Przykładem takiego instrumentu jest UTR-2 (ukraiński radioteleskop w kształcie litery T) Instytutu Radiofizyki i Elektroniki w Charkowie Akademii Nauk Ukrainy. Długość jego dwóch ramion wynosi 1860 i 900 m; jest to najbardziej zaawansowany instrument na świecie do badania promieniowania dekametrowego w zakresie 12-30 m. Zasada łączenia kilku anten w system stosowana jest również w przypadku radioteleskopów parabolicznych: poprzez łączenie sygnałów odbieranych z jednego obiektu przez kilka gigantycznych anten . Poprawia to znacznie jakość odbieranych obrazów radiowych. Takie systemy nazywane są interferometrami radiowymi, ponieważ sygnały z różnych anten, sumując się, zakłócają się nawzajem. Obrazy z interferometrów radiowych nie są gorsze jakościowo od optycznych: najmniejsze szczegóły mają około 1”, a jeśli połączymy sygnały z anten znajdujących się na różnych kontynentach, to wielkość najmniejszych szczegółów na obrazie obiektu można zmniejszyć o kolejny tysiąc Zbierany przez antenę sygnał jest wykrywany i wzmacniany przez specjalny odbiornik - radiometr, który zwykle dostraja się do jednej stałej częstotliwości lub zmienia strojenie w wąskim paśmie częstotliwości.W celu zmniejszenia własnego szumu, radiometry są często chłodzone do bardzo niskiego temperatury Wzmocniony sygnał jest rejestrowany na magnetofonie lub komputerze Moc odbieranego sygnału jest zwykle wyrażana w postaci „temperatury anteny”, tak jakby w miejscu anteny znajdował się absolutnie czarny korpus o danej temperaturze, emitujący tej samej mocy.Poprzez pomiar mocy sygnału na różnych częstotliwościach budowane jest widmo radiowe, którego kształt pozwala ocenić mechanizm promieniowania i fizyczną naturę obiektu.Obserwacje radioastronomiczne można prowadzić, ale których iw ciągu dnia, o ile zakłócenia z obiektów przemysłowych nie przeszkadzają: iskrzenie silników elektrycznych, nadawcze stacje radiowe, radary. Z tego powodu obserwatoria radiowe są zwykle ustawiane z dala od miast. Radioastronomowie nie mają specjalnych wymagań co do jakości atmosfery, ale podczas obserwacji na falach mniejszych niż 3 cm atmosfera staje się przeszkodą, dlatego preferuje się umieszczanie anten krótkofalowych wysoko w górach. Niektóre radioteleskopy są używane jako radary, wysyłające silny sygnał i odbierające impuls odbity od obiektu. Pozwala to dokładnie określić odległość do planet i asteroid, zmierzyć ich prędkość, a nawet zbudować mapę powierzchni. W ten sposób uzyskano mapy powierzchni Wenus, która nie jest widoczna w optyce przez jej gęstą atmosferę.
Zobacz też
RADIOASTRONOMIA;
ASTRONOMIA RADAROWA.
obserwacje radioastronomiczne. W zależności od parametrów anteny i dostępnego wyposażenia każde obserwatorium radiowe specjalizuje się w określonej klasie obiektów obserwacyjnych. Słońce, ze względu na bliskość ziemi, jest potężnym źródłem fal radiowych. Emisja radiowa pochodząca z jego atmosfery jest stale rejestrowana - umożliwia to przewidywanie aktywności słonecznej. Aktywne procesy zachodzą w magnetosferze Jowisza i Saturna, z których impulsy radiowe są regularnie obserwowane w obserwatoriach na Florydzie, w Santiago i na Uniwersytecie Yale. Do radarów planetarnych wykorzystywane są największe anteny w Anglii, USA i Rosji. Niezwykłym odkryciem było promieniowanie wodoru międzygwiazdowego o długości fali 21 cm odkryte w Obserwatorium w Lejdzie (Holandia), a następnie za pomocą linii radiowych w ośrodku międzygwiazdowym odkryto dziesiątki innych atomów i złożonych cząsteczek, w tym organicznych. Cząsteczki promieniują szczególnie intensywnie na falach milimetrowych, do odbioru których tworzone są specjalne anteny paraboliczne o bardzo precyzyjnej powierzchni. Najpierw w Cambridge Radio Observatory (Anglia), a następnie w innych, od początku lat pięćdziesiątych, prowadzone są systematyczne przeglądy całego nieba w celu identyfikacji źródeł radiowych. Niektóre z nich pokrywają się ze znanymi obiektami optycznymi, ale wiele z nich nie ma odpowiedników w innych zakresach promieniowania i najwyraźniej są to obiekty bardzo odległe. Na początku lat sześćdziesiątych, po odkryciu słabych obiektów gwiazdopodobnych pokrywających się ze źródłami radiowymi, astronomowie odkryli kwazary, bardzo odległe galaktyki z niezwykle aktywnymi jądrami. Od czasu do czasu niektóre radioteleskopy próbują szukać sygnałów od cywilizacji pozaziemskich. Pierwszym tego typu projektem był projekt amerykańskiego National Radio Astronomy Observatory z 1960 roku, którego celem było poszukiwanie sygnałów z planet pobliskich gwiazd. Jak wszystkie kolejne wyszukiwania, przyniosła wynik negatywny.
ASTRONOMIA POZAATMOSFERYCZNA
Ponieważ atmosfera ziemska nie przepuszcza promieniowania rentgenowskiego, podczerwieni, ultrafioletu i niektórych rodzajów emisji radiowych na powierzchnię planety, instrumenty do ich badania są instalowane na sztucznych satelitach Ziemi, stacjach kosmicznych lub pojazdach międzyplanetarnych. Urządzenia te wymagają niewielkiej wagi i wysokiej niezawodności. Zwykle wystrzeliwane są wyspecjalizowane satelity astronomiczne w celu obserwacji w określonym zakresie widma. Nawet obserwacje optyczne najlepiej prowadzi się poza atmosferą, co znacznie zniekształca obrazy obiektów. Niestety, technologia kosmiczna jest bardzo drogi, więc obserwatoria pozaatmosferyczne są tworzone albo przez najbogatsze kraje, albo przez kilka krajów we współpracy ze sobą. Początkowo pewne grupy naukowców zajmowały się opracowywaniem instrumentów dla satelitów astronomicznych i analizą uzyskanych danych. Jednak wraz ze wzrostem produktywności teleskopów kosmicznych rozwinął się system współpracy podobny do tego, który został przyjęty w krajowych obserwatoriach. Na przykład Teleskop Kosmiczny Hubble'a (USA) jest dostępny dla każdego astronoma na świecie: wnioski o obserwacje są przyjmowane i oceniane, przeprowadzane są najbardziej godne z nich, a wyniki są wysyłane do naukowca do analizy. Działalność tę organizuje Instytut Naukowy Teleskopu Kosmicznego.
- (nowe obserwatorium łac., od obserwatora do obserwacji). Budynek do obserwacji fizycznych i astronomicznych. Słownik wyrazów obcych zawartych w języku rosyjskim. Chudinov A.N., 1910. Budynek OBSERWATORIUM służący do astronomii, ... ... Słownik wyrazów obcych języka rosyjskiego
Obserwatorium astronomiczne to instytucja badawcza, w której prowadzone są systematyczne obserwacje ciał niebieskich i zjawisk.
Zwykle obserwatorium jest budowane na podwyższeniu, gdzie otwiera się dobry widok. Obserwatorium wyposażone jest w instrumenty obserwacyjne: teleskopy optyczne i radiowe, instrumenty do przetwarzania wyników obserwacji: astrografy, spektrografy, astrofotometry i inne urządzenia do charakteryzowania ciał niebieskich.
Z historii obserwatorium
Trudno nawet wymienić czas, kiedy pojawiły się pierwsze obserwatoria. Oczywiście były to struktury prymitywne, niemniej jednak prowadzono w nich obserwacje ciał niebieskich. Najstarsze obserwatoria znajdują się w Asyrii, Babilonie, Chinach, Egipcie, Persji, Indiach, Meksyku, Peru i innych państwach. W rzeczywistości starożytni kapłani byli pierwszymi astronomami, ponieważ obserwowali gwiaździste niebo.
Obserwatorium z epoki kamienia. Znajduje się w pobliżu Londynu. Budynek ten był zarówno świątynią, jak i miejscem obserwacji astronomicznych - interpretacja Stonehenge jako wielkiego obserwatorium epoki kamienia należy do J. Hawkinsa i J. White'a. Przypuszczenia, że jest to najstarsze obserwatorium, opierają się na fakcie, że jego kamienne płyty są montowane w określonej kolejności. Powszechnie wiadomo, że Stonehenge było święte miejsce Druidzi - przedstawiciele kasty kapłańskiej starożytnych Celtów. Druidzi byli bardzo dobrze zorientowani w astronomii, na przykład w budowie i ruchu gwiazd, wielkości Ziemi i planet oraz różnych zjawiskach astronomicznych. O tym, skąd uzyskali tę wiedzę, nauka nie jest znana. Uważa się, że odziedziczyli je po prawdziwych budowniczych Stonehenge i dzięki temu mieli wielką moc i wpływy.
Na terenie Armenii znaleziono kolejne starożytne obserwatorium, zbudowane około 5 tysięcy lat temu.
W XV wieku w Samarkandzie wielki astronom Uługbek zbudował na swoje czasy znakomite obserwatorium, w którym głównym instrumentem był ogromny kwadrant do pomiaru odległości kątowych gwiazd i innych ciał (przeczytaj o tym na naszej stronie internetowej: http://website/index.php/earth/rabota-astrnom /10-etapi-astronimii/12-sredneverovaya-astronomiya).
Pierwszym obserwatorium we współczesnym znaczeniu tego słowa było słynne muzeum w Aleksandrii zaaranżowane przez Ptolemeusza II Philadelphusa. Aristillus, Timocharis, Hipparchus, Aristarchus, Eratostenes, Geminus, Ptolemeusz i inni osiągnęli tu niespotykane rezultaty. Tutaj po raz pierwszy zaczęto używać instrumentów z podzielonymi kołami. Arystarch zainstalował miedziany okrąg w płaszczyźnie równika iz jego pomocą obserwował bezpośrednio czasy przejścia Słońca przez równonoce. Hipparch wynalazł astrolabium (przyrząd astronomiczny oparty na zasadzie rzutowania stereograficznego) z dwoma wzajemnie prostopadłymi okręgami i dioptriami do obserwacji. Ptolemeusz wprowadził kwadranty i zainstalował je pionem. Przejście od pełnych okręgów do kwadrantów było w rzeczywistości krokiem wstecz, ale autorytet Ptolemeusza utrzymywał kwadranty w obserwatoriach aż do czasów Romera, który dowiódł, że pełne okręgi umożliwiają dokładniejsze obserwacje; jednak kwadranty zostały całkowicie opuszczone dopiero na początku XIX wieku.
Pierwsze obserwatoria nowoczesny typ zaczęto budować w Europie po wynalezieniu teleskopu - w XVII wieku. Pierwsze duże obserwatorium państwowe - paryski. Został zbudowany w 1667 roku. Wraz z kwadrantami i innymi instrumentami starożytnej astronomii używano tu już dużych teleskopów refrakcyjnych. W 1675 otwarto Królewskie Obserwatorium w Greenwich w Anglii, na przedmieściach Londynu.
Na świecie istnieje ponad 500 obserwatoriów.
rosyjskie obserwatoria
Pierwszym obserwatorium w Rosji było prywatne obserwatorium A.A. Lubimow w Chołmogorach w obwodzie archangielskim, otwarty w 1692 r. W 1701 r. dekretem Piotra I utworzono obserwatorium przy Szkole Nawigacyjnej w Moskwie. W 1839 r. powstało Obserwatorium Pułkowo pod Petersburgiem, wyposażone w najnowocześniejsze instrumenty, które umożliwiły uzyskanie bardzo precyzyjnych wyników. W tym celu Obserwatorium Pulkovo zostało nazwane astronomiczną stolicą świata. Obecnie w Rosji istnieje ponad 20 obserwatoriów astronomicznych, wśród nich wiodące jest Główne Obserwatorium Astronomiczne Akademii Nauk w Pułkowie.
Obserwatoria świata
Wśród obserwatoriów zagranicznych największe to Greenwich (Wielka Brytania), Harvard i Mount Palomar (USA), Poczdam (Niemcy), Kraków (Polska), Byurakan (Armenia), Wiedeń (Austria), Krym (Ukraina) itd. różne kraje dzielą się wynikami obserwacji i badań, często pracują nad tym samym programem, aby opracować najdokładniejsze dane.
Urządzenie obserwatoriów
Dla nowoczesnych obserwatoriów charakterystycznym widokiem jest budynek o kształcie cylindrycznym lub wielościennym. Są to wieże, w których zainstalowane są teleskopy. Nowoczesne obserwatoria wyposażone są w teleskopy optyczne umieszczone w zamkniętych budynkach kopułowych lub radioteleskopy. Promieniowanie świetlne zbierane przez teleskopy jest rejestrowane metodami fotograficznymi lub fotoelektrycznymi i analizowane w celu uzyskania informacji o odległych obiektach astronomicznych. Obserwatoria są zwykle zlokalizowane z dala od miast, w strefach klimatycznych o niewielkim zachmurzeniu i, jeśli to możliwe, na wysokich płaskowyżach, gdzie turbulencje atmosferyczne są znikome i można badać promieniowanie podczerwone pochłaniane przez niższą atmosferę.
Rodzaje obserwatoriów
Istnieją wyspecjalizowane obserwatoria, które działają według wąskiego programu naukowego: radioastronomia, stacje górskie do obserwacji Słońca; niektóre obserwatoria kojarzą się z obserwacjami prowadzonymi przez astronautów ze statków kosmicznych i stacji orbitalnych.
Większość zakresu podczerwieni i ultrafioletu, a także promieni rentgenowskich i gamma pochodzenia kosmicznego jest niedostępna dla obserwacji z powierzchni Ziemi. Aby badać Wszechświat w tych promieniach, konieczne jest wyniesienie w kosmos instrumentów obserwacyjnych. Do niedawna astronomia pozaatmosferyczna była niedostępna. Teraz stała się szybko rozwijającą się gałęzią nauki. Wyniki uzyskane za pomocą teleskopów kosmicznych, bez najmniejszej przesady, obróciły wiele naszych poglądów na temat Wszechświata.
Nowoczesny teleskop kosmiczny - unikalny kompleks przyrządów, rozwijanych i eksploatowanych przez kilka krajów od wielu lat. Tysiące astronomów z całego świata biorą udział w obserwacjach w nowoczesnych obserwatoriach orbitalnych.
Zdjęcie przedstawia projekt największego teleskopu optycznego na podczerwień w Europejskim Obserwatorium Południowym o wysokości 40 m.
Pomyślne działanie obserwatorium kosmicznego wymaga wspólnych wysiłków różnych specjalistów. Inżynierowie kosmiczni przygotowują teleskop do startu, umieszczają go na orbicie, monitorują zasilanie wszystkich instrumentów i ich normalne funkcjonowanie. Każdy obiekt można obserwować przez kilka godzin, dlatego szczególnie ważne jest utrzymywanie orientacji satelity krążącego wokół Ziemi w tym samym kierunku, aby oś teleskopu pozostawała skierowana bezpośrednio na obiekt.
obserwatoria na podczerwień
Aby prowadzić obserwacje w podczerwieni, trzeba wysłać w kosmos dość duży ładunek: sam teleskop, urządzenia do przetwarzania i przesyłania informacji, chłodnicę, która ma chronić odbiornik podczerwieni przed promieniowaniem tła – kwanty podczerwieni emitowane przez sam teleskop. Dlatego w całej historii lotów kosmicznych bardzo niewiele teleskopów na podczerwień pracowało w kosmosie. Pierwsze obserwatorium na podczerwień uruchomiono w styczniu 1983 r. w ramach wspólnego amerykańsko-europejskiego projektu IRAS. W listopadzie 1995 roku Europejska Agencja Kosmiczna wystrzeliła obserwatorium podczerwieni ISO na niską orbitę okołoziemską. Posiada teleskop o tej samej średnicy lustra co IRAS, ale do wykrywania promieniowania wykorzystywane są bardziej czułe detektory. W przypadku obserwacji ISO dostępny jest szerszy zakres widma w podczerwieni. Obecnie opracowywanych jest kilka kolejnych projektów kosmicznych teleskopów na podczerwień, które zostaną uruchomione w nadchodzących latach.
Nie rezygnuj z urządzeń na podczerwień i stacji międzyplanetarnych.
obserwatoria ultrafioletowe
Promieniowanie ultrafioletowe Słońca i gwiazd jest prawie całkowicie pochłaniane przez warstwę ozonową naszej atmosfery, więc kwanty UV można rejestrować tylko w górnych warstwach atmosfery i poza nią.
Po raz pierwszy na wspólnym amerykańsko-europejskim satelicie Copernicus, wystrzelonym w sierpniu 1972 r., wystrzelono w kosmos teleskop odbijający promieniowanie ultrafioletowe o średnicy zwierciadła (SO cm) i specjalny spektrometr ultrafioletowy. Obserwacje na nim prowadzono do 1981 r.
Obecnie w Rosji trwają prace przygotowawcze do uruchomienia nowego teleskopu ultrafioletowego „Spektr-UV” o średnicy lustra 170 cm obserwacje instrumentami naziemnymi w ultrafioletowej (UV) części widma elektromagnetycznego: 100- 320 nm.
Projekt jest kierowany przez Rosję i włączony do Federalnego Programu Kosmicznego na lata 2006-2015. W projekcie uczestniczą obecnie Rosja, Hiszpania, Niemcy i Ukraina. Zainteresowanie udziałem w projekcie wykazują również Kazachstan i Indie. Instytut Astronomii Rosyjskiej Akademii Nauk jest wiodącą organizacją naukową projektu. Główną organizacją kompleksu rakietowo-kosmicznego jest organizacja non-profit o nazwie NPO. SA Ławoczkin.
Główny instrument obserwatorium powstaje w Rosji - teleskop kosmiczny z lustrem głównym o średnicy 170 cm Teleskop będzie wyposażony w spektrografy o wysokiej i niskiej rozdzielczości, spektrograf z długimi szczelinami, a także kamery do obrazowania wysokiej jakości w zakresie UV i optycznym widma.
Pod względem możliwości projekt VKO-UV jest porównywalny z amerykańskim teleskopem kosmicznym Hubble'a (HST), a nawet przewyższa go w spektroskopii.
WSO-UV otworzy nowe możliwości dla badań planetarnych, astrofizyki gwiazd, pozagalaktycznej i kosmologii. Uruchomienie obserwatorium zaplanowano na 2016 rok.
obserwatoria rentgenowskie
Promienie rentgenowskie przekazują nam informacje o potężnych procesach kosmicznych związanych z ekstremalnymi warunkami fizycznymi. Wysoka energia promieni rentgenowskich i kwantów gamma umożliwia ich rejestrację „po kawałku”, z dokładnym wskazaniem czasu rejestracji. Detektory rentgenowskie są stosunkowo łatwe w produkcji i lekkie. Dlatego były wykorzystywane do obserwacji w górnych warstwach atmosfery i poza nią za pomocą rakiet na dużych wysokościach jeszcze przed pierwszymi wystrzeleniami sztucznych satelitów naziemnych. Teleskopy rentgenowskie zainstalowano na wielu stacjach orbitalnych i międzyplanetarnych statkach kosmicznych. W sumie około stu takich teleskopów znajdowało się w kosmosie bliskiej Ziemi.
obserwatoria promieniowania gamma
Promieniowanie gamma sąsiaduje ściśle z promieniami rentgenowskimi, dlatego do jego rejestracji stosuje się podobne metody. Bardzo często teleskopy wystrzeliwane na orbity bliskie Ziemi jednocześnie badają źródła promieniowania rentgenowskiego i gamma. Promienie gamma przekazują nam informacje o procesach zachodzących w jądrach atomowych oraz o przemianach cząstek elementarnych w przestrzeni.
Sklasyfikowano pierwsze obserwacje kosmicznych źródeł gamma. Pod koniec lat 60-tych - na początku 70-tych. Stany Zjednoczone wystrzeliły cztery satelity wojskowe z serii Vela. Wyposażenie tych satelitów zostało opracowane do wykrywania wybuchów twardego promieniowania rentgenowskiego i promieniowania gamma, które występują podczas wybuchów jądrowych. Okazało się jednak, że większość zarejestrowanych rozbłysków nie jest związana z testami wojskowymi, a ich źródła znajdują się nie na Ziemi, ale w kosmosie. W ten sposób odkryto jedno z najbardziej tajemniczych zjawisk we Wszechświecie - błyski gamma, które są pojedynczymi silnymi błyskami twardego promieniowania. Chociaż pierwsze kosmiczne rozbłyski gamma zarejestrowano już w 1969 roku, informacje o nich opublikowano dopiero cztery lata później.
Obserwatorium to instytucja naukowa, w której pracownicy – naukowcy różnych specjalności – obserwują Zjawiska naturalne analizują obserwacje, na ich podstawie kontynuują badanie tego, co dzieje się w przyrodzie.
Szczególnie popularne są obserwatoria astronomiczne: zwykle je sobie wyobrażamy, kiedy słyszymy to słowo. Badają gwiazdy, planety, duże gromady gwiazd i inne obiekty kosmiczne.
Ale istnieją inne rodzaje tych instytucji:
- geofizyczne - do badania atmosfery, zorzy polarnej, magnetosfery Ziemi, właściwości skał, stanu skorupy ziemskiej w rejonach aktywnych sejsmicznie i innych podobnych zagadnień i obiektów;
- zorza polarna - do badania zorzy polarnej;
- sejsmiczne - do ciągłej i szczegółowej rejestracji wszystkich wahań skorupy ziemskiej i ich badania;
- meteorologiczne - do badań warunki pogodowe i identyfikować wzorce pogodowe;
- obserwatoria promieni kosmicznych i wiele innych.
Gdzie budowane są obserwatoria?
Obserwatoria budowane są w tych obszarach, które dają naukowcom maksymalny materiał do badań. 
Meteorologiczne - we wszystkich zakątkach Ziemi; astronomiczne – w górach (gdzie powietrze jest czyste, suche, nie „oślepione” miejskim oświetleniem), obserwatoria radiowe – na dnie głębokich dolin, niedostępne dla sztucznych zakłóceń radiowych.
Obserwatoria astronomiczne
Astronomiczne - najstarszy typ obserwatoriów. Astronomowie w starożytności byli kapłanami, prowadzili kalendarz, badali ruch Słońca na niebie, przepowiadali wydarzenia, losy ludzi w zależności od zestawienia ciał niebieskich. Byli to astrolodzy - ludzie, którzy bali się nawet najbardziej okrutnych władców.
Starożytne obserwatoria znajdowały się zwykle w górnych pomieszczeniach wież. Narzędzia były prostym prętem wyposażonym w przesuwny celownik.
Wielkim astronomem starożytności był Ptolemeusz, który zgromadził w Bibliotece Aleksandryjskiej ogromną liczbę dowodów astronomicznych, zapisów, utworzył katalog pozycji i jasności dla 1022 gwiazd; wymyślili matematyczną teorię ruchu planet i skompilowali tablice ruchu - naukowcy używali tych tablic przez ponad 1000 lat!
W średniowieczu na Wschodzie szczególnie aktywnie budowano obserwatoria. Znane jest gigantyczne obserwatorium Samarkanda, w którym Ulugbek, potomek legendarnego Timura-Tamerlana, obserwował ruch Słońca, opisując go z niespotykaną dotąd dokładnością. Obserwatorium o promieniu 40 m miało formę sekstantu-wykopu o orientacji południowej i marmurowej dekoracji.
Największym astronomem europejskiego średniowiecza, który niemal dosłownie wywrócił świat do góry nogami, był Mikołaj Kopernik, który zamiast Ziemi „przeniósł” Słońce do środka wszechświata i zaproponował traktowanie Ziemi jako innej planety.
A jednym z najbardziej zaawansowanych obserwatoriów był Uraniborg, czyli Zamek Pod Niebem, będący własnością Tycho Brahe, duńskiego nadwornego astronoma. Obserwatorium wyposażone było w najlepszy, najdokładniejszy wówczas instrument, posiadało własne warsztaty narzędziowe, laboratorium chemiczne, magazyn książek i dokumentów, a nawet drukarnia na własne potrzeby i papiernia do produkcji papieru – królewski luksus na tamte czasy!
W 1609 roku pojawił się pierwszy teleskop - główny instrument każdego obserwatorium astronomicznego. Jego twórcą był Galileo. Był to teleskop zwierciadlany: promienie załamywały się w nim, przechodząc przez szereg szklanych soczewek.
Kepler ulepszył teleskop: w jego urządzeniu obraz był odwrócony, ale lepszej jakości. Ta cecha w końcu stała się standardem dla instrumentów teleskopowych.
W XVII wieku wraz z rozwojem żeglugi zaczęły pojawiać się obserwatoria państwowe – Royal Paris, Royal Greenwich obserwatoria w Polsce, Danii, Szwecji. Rewolucyjną konsekwencją ich konstrukcji i działalności było wprowadzenie wzorca czasu: teraz był on regulowany sygnałami świetlnymi, a następnie telegraficznymi i radiowymi.
W 1839 roku otwarto Obserwatorium Pulkovo (St. Petersburg), które stało się jednym z najbardziej znanych na świecie. Obecnie w Rosji jest ponad 60 obserwatoriów. Jednym z największych na skalę międzynarodową jest Obserwatorium Radioastronomiczne Pushchino, założone w 1956 roku.
Obserwatorium Zvenigorod (12 km od Zvenigorod) posiada jedyną na świecie kamerę VAU zdolną do przeprowadzania masowych obserwacji satelitów geostacji. W 2014 roku Moskiewski Uniwersytet Państwowy otworzył obserwatorium na górze Shadzhatmaz (Karachay-Cherkessia), gdzie zainstalowano największy nowoczesny teleskop w Rosji o średnicy 2,5 m.
Najlepsze nowoczesne obserwatoria zagraniczne
mauna kea- położony na Big Hawaiian Island, posiada największy na Ziemi arsenał precyzyjnego sprzętu.
Kompleks VLT("ogromny teleskop") - znajduje się w Chile, na "pustyni teleskopów" Atacama. 
Obserwatorium Yerka w Stanach Zjednoczonych „miejsce narodzin astrofizyki”.
Obserwatorium ORM(Wyspy Kanaryjskie) - posiada teleskop optyczny o największej aperturze (zdolność do zbierania światła).
Arecibo- znajduje się w Portoryko i posiada radioteleskop (305 m) z jedną z największych apertur na świecie.
Obserwatorium Uniwersytetu Tokijskiego(Atacama) - najwyższa na Ziemi, położona na szczycie góry Cerro Chainantor.
OBSERWATORIUM, instytucja zajmująca się wykonywaniem obserwacji astronomicznych lub geofizycznych (magnetometrycznych, meteorologicznych i sejsmicznych); stąd podział obserwatoriów na astronomiczne, magnetometryczne, meteorologiczne i sejsmiczne.
obserwatorium astronomiczne
Zgodnie z ich przeznaczeniem obserwatoria astronomiczne można podzielić na dwa główne typy: obserwatoria astrometryczne i astrofizyczne. Obserwatoria astrometryczne zajmują się określaniem dokładnych pozycji gwiazd i innych źródeł światła do różnych celów i, w zależności od tego, za pomocą różnych narzędzi i metod. Obserwatoria astrofizyczne badać różne właściwości fizyczne ciał niebieskich, takie jak temperatura, jasność, gęstość, a także inne właściwości, które wymagają fizycznych metod badania, np. ruch gwiazd wzdłuż linii widzenia, średnice gwiazd określone metodą interferencji, itd. Wiele dużych obserwatoriów ma mieszane cele, ale istnieją obserwatoria do celów węższych, na przykład do obserwacji zmienności szerokości geograficznej, poszukiwania małych planet, obserwacji gwiazd zmiennych itp.
Lokalizacja obserwatorium musi spełniać szereg wymagań, do których należą: 1) całkowity brak wstrząsu mózgu spowodowanego bliskością szyny kolejowe, ruch uliczny lub fabryki, 2) największa czystość i przejrzystość powietrza - brak kurzu, dymu, mgły, 3) brak oświetlenia nieba spowodowany bliskością miasta, fabryk, stacja kolejowa itp., 4) spokój powietrza w nocy, 5) wystarczająco otwarty horyzont. Warunki 1, 2, 3, a częściowo 5 powodują, że obserwatoria wyprowadzają się poza miasto, często nawet na znaczne wysokości nad poziomem morza, tworząc obserwatoria górskie. Warunek 4 zależy od wielu czynników, częściowo ogólnoklimatycznych (wiatry, wilgotność), częściowo lokalnych. W każdym razie zmusza to do unikania miejsc o silnych prądach powietrza, np. wynikających z silnego nagrzewania gleby przez słońce, ostrych wahań temperatury i wilgotności. Najkorzystniejsze są tereny pokryte jednolitą szatą roślinną, o klimacie suchym, na dostatecznej wysokości nad poziomem morza. Współczesne obserwatoria składają się zwykle z oddzielnych pawilonów usytuowanych pośrodku parku lub rozsianych po łące, na których zainstalowane są instrumenty (ryc. 1).
Z boku znajdują się laboratoria - pomieszczenia do prac pomiarowych i obliczeniowych, do badania klisz fotograficznych oraz do wykonywania różnych eksperymentów (np. do badania promieniowania ciała całkowicie czarnego, jako standard do wyznaczania temperatury gwiazd), mechaniczny warsztat, biblioteka i pomieszczenia mieszkalne. W jednym z budynków znajduje się piwnica na zegar. Jeżeli obserwatorium nie jest podłączone do sieci elektrycznej, wówczas urządzona jest jego własna elektrownia.
Wyposażenie instrumentalne obserwatoriów różni się znacznie w zależności od miejsca docelowego. Do określenia rektascensji i deklinacji opraw używa się koła południkowego, które jednocześnie podaje obie współrzędne. W niektórych obserwatoriach, wzorując się na obserwatorium w Pułkowie, wykorzystuje się do tego celu dwa różne instrumenty: tranzytowy i pionowy, które umożliwiają osobne wyznaczenie wspomnianych współrzędnych. Większość obserwacji podzielona jest na podstawowe i względne. Pierwsza polega na niezależnym wyprowadzeniu niezależnego układu rektascensji i deklinacji z określeniem położenia równonocy wiosennej i równika. Drugi polega na łączeniu obserwowanych gwiazd, znajdujących się zwykle w wąskiej strefie deklinacji (stąd określenie: obserwacje strefowe), z gwiazdami odniesienia, których położenie jest znane z obserwacji fundamentalnych. Do obserwacji względnych coraz częściej stosuje się fotografię, a ten obszar nieba jest wykonywany za pomocą specjalnych tubusów z aparatem (astrografy) o wystarczająco dużej ogniskowej (zwykle 2-3,4 m). Względne określenie położenia obiektów znajdujących się blisko siebie, np. gwiazd podwójnych, mniejszych planet i komet, w stosunku do pobliskich gwiazd, satelitów planet względem samej planety, wyznaczenie rocznych paralaks - odbywa się za pomocą równika zarówno wizualnie - za pomocą mikrometru okularowego, oraz fotograficznego, w którym okular zastępowany jest przez kliszę fotograficzną. W tym celu stosuje się największe instrumenty, z soczewkami od 0 do 1 m. Zmienność szerokości geograficznej bada się głównie za pomocą teleskopów zenitowych.
Główne obserwacje o charakterze astrofizycznym to fotometria, w tym kolorymetria, czyli określanie koloru gwiazd, oraz spektroskopia. Te pierwsze są produkowane za pomocą fotometrów montowanych jako niezależne przyrządy lub, częściej, przymocowanych do refraktora lub reflektora. Do obserwacji spektralnych stosuje się spektrografy szczelinowe, które są przymocowane do największych reflektorów (ze zwierciadłem od 0 do 2,5 m) lub, w przestarzałych przypadkach, do dużych refraktorów. Otrzymane fotografie widm są wykorzystywane do różnych celów, takich jak: wyznaczanie prędkości radialnych, paralaksy spektroskopowych, temperatury. Do ogólnej klasyfikacji widm gwiazd można użyć skromniejszych narzędzi – tzw. komory pryzmatyczne, składający się z szybkiego, krótkoogniskowego aparatu fotograficznego z pryzmatem przed obiektywem, dającym widma wielu gwiazd na jednej płytce, ale o niskiej dyspersji. Do badań spektralnych Słońca, a także gwiazd, niektóre obserwatoria wykorzystują tzw. teleskopy wieżowe reprezentujące znane korzyści. Składają się z wieży (do 45 m wysokości), na szczycie której znajduje się niebiański, który kieruje promienie oprawy pionowo w dół; soczewka jest umieszczona nieco poniżej koelity, przez którą promienie przechodzą, skupiając się na poziomie gruntu, gdzie trafiają do pionowego lub poziomego spektrografu, który znajduje się w stałych warunkach temperaturowych.
Wspomniane instrumenty są osadzone na solidnych kamiennych filarach o głębokim i dużym fundamencie, odizolowanych od reszty budynku, aby nie przenosić drgań. Refraktory i reflektory umieszczone są w okrągłych wieżach (rys. 2), przykrytych półkulistą kopułą obrotową z opuszczanym włazem, przez który odbywa się obserwacja.
W przypadku refraktorów podłoga w wieży jest podnoszona, dzięki czemu obserwator może wygodnie sięgać do okularowego końca teleskopu przy dowolnym nachyleniu teleskopu do horyzontu. W wieżach reflektorowych zamiast podłogi podnoszonej zwykle stosuje się schody i małe platformy podnoszące. Wieże dużych reflektorów powinny mieć takie urządzenie, które przy otwartej kopule zapewni dobrą izolację termiczną w dzień przed nagrzewaniem i wystarczającą wentylację w nocy. W pawilonach wykonanych z blachy falistej (rys. 3) o kształcie leżącego półwalca montuje się przyrządy przeznaczone do obserwacji w jednym określonym pionie – południku kołowym, przechodniowym i częściowo pionowym kołowym. Otwierając szerokie włazy lub cofając ściany, tworzy się szeroka szczelina w płaszczyźnie południka lub pierwszego pionu, w zależności od instalacji instrumentu, umożliwiająca prowadzenie obserwacji.
Urządzenie pawilonu powinno zapewniać dobrą wentylację, gdyż obserwując temperaturę powietrza wewnątrz pawilonu powinna być ona równa temperaturze zewnętrznej, co eliminuje nieprawidłowe załamanie linii wzroku, tzw. załamanie hali(Refrakcja sprzedaży). W przypadku instrumentów pasażowych i okręgów południkowych często układa się światy, które są stałymi znakami zainstalowanymi na płaszczyźnie południka w pewnej odległości od instrumentu.
Obserwatoria obsługujące czas, a także dokonujące fundamentalnych ustaleń rektascensji, wymagają dużego ustawienia zegara. Zegar umieszczony jest w piwnicy, w warunkach stałej temperatury. Tablice rozdzielcze i chronografy umieszczone są w specjalnym pomieszczeniu do porównywania godzin. Zainstalowano tu również radiostację. Jeżeli samo obserwatorium wysyła sygnały czasu, to wymagana jest również instalacja do automatycznego wysyłania sygnałów; transmisja odbywa się za pośrednictwem jednej z potężnych radiostacji transmisyjnych.
Oprócz stale funkcjonujących obserwatoriów, czasami zakładane są obserwatoria i stacje tymczasowe, przeznaczone albo do obserwacji zjawisk krótkotrwałych, głównie zaćmień Słońca (wcześniej także tranzytów Wenus przez tarczę słoneczną), albo do wykonywania określonych prac, po które takie obserwatorium jest ponownie zamknięte. Tak więc niektóre obserwatoria europejskie, a zwłaszcza północnoamerykańskie, otworzyły tymczasowe - na kilka lat - oddziały na półkuli południowej, aby obserwować niebo południowe w celu opracowania katalogów pozycyjnych, fotometrycznych lub spektroskopowych gwiazd południowych przy użyciu tych samych metod i narzędzi, które były używane do ten sam cel w głównym obserwatorium na półkuli północnej. Łączna liczba obecnie działających obserwatoriów astronomicznych sięga 300. Niektóre dane, a mianowicie: położenie, główne instrumenty i główne prace dotyczące głównych współczesnych obserwatoriów podano w tabeli.
obserwatorium magnetyczne
Obserwatorium magnetyczne to stacja prowadząca regularne obserwacje elementów geomagnetycznych. Stanowi punkt odniesienia dla badań geomagnetycznych sąsiadującego z nim terenu. Materiał dostarczony przez obserwatorium magnetyczne ma fundamentalne znaczenie w badaniu życia magnetycznego Ziemi. Pracę obserwatorium magnetycznego można podzielić na następujące cykle: 1) badanie zmienności czasowej elementów ziemskiego magnetyzmu, 2) ich regularne pomiary w skali bezwzględnej, 3) badanie i badanie instrumentów geomagnetycznych stosowanych w badaniach magnetycznych , 4) specjalne prace badawcze w zakresie zjawisk geomagnetycznych.
Do wykonywania tych prac obserwatorium magnetyczne dysponuje zestawem normalnych przyrządów geomagnetycznych do pomiaru elementów magnetyzmu ziemskiego w wartościach bezwzględnych: teodolit magnetyczny i inklinator, zwykle typu indukcyjnego, jako bardziej zaawansowany. Te urządzenia b. w porównaniu ze standardowymi instrumentami dostępnymi w każdym kraju (w ZSRR są one przechowywane w Słuckim Obserwatorium Magnetycznym), z kolei w porównaniu z międzynarodowym standardem w Waszyngtonie. Do badania zmian czasowych ziemskiego pola magnetycznego obserwatorium dysponuje jednym lub dwoma zestawami instrumentów wariacyjnych - wariometrami D, H i Z - zapewniającymi ciągłą rejestrację zmian elementów ziemskiego magnetyzmu w czasie. Zasada działania powyższych urządzeń - patrz magnetyzm naziemny. Konstrukcje najczęstszych z nich zostały opisane poniżej.
Teodolit magnetyczny do bezwzględnych pomiarów H pokazano na ryc. 4 i 5. Tutaj A jest poziomym kołem, z którego odczyty są pobierane za pomocą mikroskopów B; I - tuba do obserwacji metodą autokolimacji; C - domek na magnes m, D - urządzenie blokujące zamocowane u podstawy rurki, wewnątrz której przechodzi nić, podtrzymujący magnes m. W górnej części tej rurki znajduje się główka F, za pomocą której mocowana jest nić. Magnesy odchylające (pomocnicze) są umieszczone na lagerach M 1 i M 2; orientację magnesu na nich określają specjalne kółka z odczytami za pomocą mikroskopów a i b. Obserwacje deklinacji przeprowadza się za pomocą tego samego teodolitu lub instaluje się specjalny deklinator, którego konstrukcja jest W ogólnych warunkach taki sam jak opisane urządzenie, ale bez urządzeń do odchyleń. Aby określić położenie prawdziwej północy na okręgu azymutalnym, stosuje się specjalnie ustawioną miarę, której prawdziwy azymut jest określany za pomocą pomiarów astronomicznych lub geodezyjnych.
Cewka uziemiająca (pochłaniacz) do określania nachylenia pokazano na ryc. 6 i 7. Podwójna cewka S może obracać się wokół osi leżącej na łożyskach osadzonych w pierścieniu R. Położenie osi obrotu cewki wyznacza pionowe koło V za pomocą mikroskopów M, M. H jest kołem poziomym służący do ustawiania osi cewki w płaszczyźnie południka magnetycznego, K - przełącznik do zamiany prądu przemiennego, uzyskanego przez obrót cewki, na prąd stały. Z zacisków tego komutatora prąd doprowadzany jest do czułego galwanometru z nasyconym układem magnetycznym.
Wariometr H pokazano na rys. 8. Wewnątrz małej komory na kwarcowej lub bifilarnej nitce zawieszony jest magnes M. Górny punkt mocowania nici znajduje się na górze rury zawieszenia i jest połączony z głowicą T, która może obracać się wokół pionu oś.
Do magnesu przymocowane jest nierozłącznie zwierciadło S, na które pada wiązka światła z oświetlacza aparatu rejestrującego. Obok lustra zamocowane jest stałe lustro B, którego celem jest narysowanie linii bazowej na magnetogramie. L jest soczewką, która daje obraz szczeliny oświetlacza na bębnie urządzenia rejestrującego. Cylindryczna soczewka jest zainstalowana przed bębnem, redukując ten obraz do punktu. To. zapis na papierze fotograficznym przykręconym do bębna odbywa się poprzez przesunięcie wzdłuż tworzącej bębna plamki świetlnej pochodzącej od wiązki światła odbitej od zwierciadła S. Konstrukcja wariometru B jest taka sama jak opisywanego urządzenia, z wyjątkiem orientacja magnesu M względem zwierciadła S.
Wariometr Z (rys. 9) składa się zasadniczo z układu magnetycznego oscylującego wokół osi poziomej. Układ zamknięty jest w komorze 1, która w przedniej części posiada otwór zamykany soczewką 2. Drgania układu magnetycznego rejestruje rejestrator dzięki lusterku, które jest przymocowane do układu. Do zbudowania linii bazowej wykorzystywane jest lusterko stałe, znajdujące się obok ruchomego. Ogólny układ wariometrów podczas obserwacji pokazano na rys. 10.
Tutaj R to urządzenie rejestrujące, U to mechanizm zegarowy, który obraca bęben W z papierem światłoczułym, l to cylindryczna soczewka, S to oświetlacz, H, D, Z to wariometry dla odpowiednich elementów ziemskiego magnetyzmu. W wariometrze Z litery L, M i t oznaczają odpowiednio soczewkę, zwierciadło połączone z systemem magnetycznym oraz zwierciadło przymocowane do urządzenia do rejestrowania temperatur. W zależności od zadań specjalnych, w jakich uczestniczy obserwatorium, jego dalsze wyposażenie ma już szczególny charakter. Niezawodna praca przyrządów geomagnetycznych wymaga specjalnych warunków w sensie braku zakłócających pól magnetycznych, stałości temperatury itp.; dlatego obserwatoria magnetyczne są wyniesione daleko poza miasto wraz z jego instalacjami elektrycznymi i rozmieszczone w taki sposób, aby gwarantować pożądany stopień stałości temperatury. W tym celu pawilony, w których dokonuje się pomiarów magnetycznych, są zwykle budowane z podwójnymi ścianami, a system grzewczy znajduje się wzdłuż korytarza utworzonego przez ściany zewnętrzne i wewnętrzne budynku. Aby wykluczyć wzajemny wpływ instrumentów wariacyjnych na normalne, oba są zwykle instalowane w różnych, nieco oddalonych od siebie pawilonach. Przy budowie takich budynków, b. szczególną uwagę zwrócono na to, że w ich wnętrzu i w ich pobliżu nie było mas żelaza, zwłaszcza ruchomych. W odniesieniu do instalacji elektrycznej, b. spełnione są warunki gwarantujące brak pól magnetycznych prądu elektrycznego (okablowanie bifilarne). Niedopuszczalna jest bliskość struktur powodujących mechaniczne wstrząsy.
Ponieważ obserwatorium magnetyczne jest głównym punktem badania życia magnetycznego: Ziemia, wymóg b. lub m. ich równomierny rozkład na całej powierzchni kuli ziemskiej. Obecnie wymóg ten jest spełniony tylko w przybliżeniu. Poniższa tabela, przedstawiająca listę obserwatoriów magnetycznych, daje wyobrażenie o stopniu spełnienia tego wymogu. W tabeli kursywą oznaczono średnią roczną zmianę pierwiastka ziemskiego magnetyzmu, spowodowaną przebiegiem świeckim.
Najbogatszy materiał zebrany przez obserwatoria magnetyczne polega na badaniu zmienności czasowej pierwiastków geomagnetycznych. Obejmuje to przebieg dobowy, roczny i świecki, a także nagłe zmiany pola magnetycznego Ziemi, zwane burzami magnetycznymi. W wyniku badania zmian dobowych stało się możliwe rozróżnienie w nich wpływu położenia słońca i księżyca w stosunku do miejsca obserwacji oraz ustalenie roli tych dwóch ciał kosmicznych w dobowych zmianach geomagnetycznych. elementy. Główną przyczyną zmienności jest słońce; wpływ księżyca nie przekracza 1/15 działania pierwszego źródła światła. Amplituda wahań dobowych ma średnio wartość rzędu 50 γ (γ = 0,00001 gausa, patrz magnetyzm ziemski), tj. około 1/1000 całkowitego naprężenia; zmienia się w zależności od szerokości geograficznej miejsca obserwacji i silnie zależy od pory roku. Z reguły amplituda wahań dobowych latem jest większa niż zimą. Badanie rozkładu czasowego burz magnetycznych doprowadziło do ustalenia ich związku z aktywnością Słońca. Liczba burz i ich intensywność pokrywają się w czasie z liczbą plam słonecznych. Ta okoliczność pozwoliła Stormerowi stworzyć teorię wyjaśniającą występowanie burz magnetycznych poprzez przenikanie do górnych warstw naszej atmosfery ładunków elektrycznych emitowanych przez słońce w okresach jego największej aktywności oraz przez równoległe tworzenie pierścienia poruszających się elektronów przy znaczna wysokość, prawie poza atmosferą, w płaszczyźnie równika ziemskiego.
obserwatorium meteorologiczne
obserwatorium meteorologiczne, najwyższa instytucja naukowa zajmująca się badaniem zagadnień związanych z szeroko rozumianym życiem fizycznym ziemi. Obserwatoria te zajmują się obecnie nie tylko zagadnieniami czysto meteorologicznymi i klimatologicznymi oraz służbą meteorologiczną, ale również w zakres swoich zadań włączają zagadnienia magnetyzmu ziemskiego, elektryczności atmosferycznej i optyki atmosferycznej; niektóre obserwatoria prowadzą nawet obserwacje sejsmiczne. Dlatego takie obserwatoria mają szerszą nazwę – obserwatoria geofizyczne lub instytuty.
Własne obserwacje obserwatoriów w zakresie meteorologii mają na celu dostarczenie materiału ściśle naukowego z obserwacji dokonywanych na elementach meteorologicznych, niezbędnego dla celów klimatologii, obsługi pogodowej oraz spełniającej szereg praktycznych żądań opartych na zapisach rejestratorów z ciągłą rejestracją wszelkich zmian w trakcie elementów meteorologicznych. Bezpośrednie obserwacje w niektórych pilnych godzinach dotyczą takich elementów jak ciśnienie powietrza (patrz Barometr), jego temperatura i wilgotność (patrz Higrometr), kierunek i prędkość wiatru, nasłonecznienie, opady i parowanie, pokrywa śnieżna, temperatura gleby i inne zjawiska atmosferyczne zgodnie z program zwykłej meteorologii, stacje II kategorii. Oprócz tych obserwacji programowych prowadzone są obserwacje kontrolne w obserwatoriach meteorologicznych, a także prowadzone są badania metodologiczne, wyrażające się w ustalaniu i testowaniu nowych metod obserwacji zjawisk, jak już częściowo zbadano; i wcale nie studiował. Obserwacje obserwacyjne muszą być długoterminowe, aby móc wyciągnąć z nich szereg wniosków w celu uzyskania z wystarczającą dokładnością średnich wartości „normalnych”, aby określić wielkość nieokresowych wahań związanych z to miejsce obserwacje i ustalenie prawidłowości przebiegu tych zjawisk w czasie.
Oprócz prowadzenia własnych obserwacji meteorologicznych, jednym z głównych zadań obserwatoriów jest badanie całego kraju jako całości lub jego poszczególnych regionów w ujęciu fizycznym i rozdz. przyb. pod względem klimatycznym. Materiał obserwacyjny napływający z sieci stacji meteorologicznych do obserwatorium poddawany jest tu szczegółowym badaniom, kontroli i dokładnej weryfikacji w celu wyselekcjonowania najłagodniejszych obserwacji, które można już wykorzystać do dalszego rozwoju. Wstępne ustalenia z tego zweryfikowanego materiału są publikowane w publikacjach obserwatorium. Takie publikacje w sieci dawnych stacji. Rosja i ZSRR obejmują obserwacje począwszy od 1849 roku. Publikacje te publikują rozdz. przyb. wnioski z obserwacji i tylko dla niewielkiej liczby stacji obserwacje drukowane są w całości.
Pozostała część przetworzonego i zweryfikowanego materiału jest przechowywana w archiwum obserwatorium. W wyniku wnikliwych i wnikliwych badań tych materiałów od czasu do czasu pojawiają się różne monografie, albo charakteryzujące technikę obróbki, albo dotyczące opracowania poszczególnych elementów meteorologicznych.
Specyfiką działalności obserwatoriów jest specjalny serwis prognoz pogody i ostrzeżeń. Obecnie usługa ta została wydzielona z Głównego Obserwatorium Geofizycznego w postaci samodzielnego instytutu – Centralnego Biura Pogodowego. Aby pokazać rozwój i osiągnięcia naszego serwisu pogodowego, poniżej przedstawiamy dane o liczbie telegramów otrzymywanych przez Biuro Pogodowe dziennie od 1917 roku.
Obecnie Centralne Biuro Meteorologiczne otrzymuje do 700 telegramów wewnętrznych, oprócz raportów. Ponadto prowadzone są tu zakrojone na szeroką skalę prace nad udoskonaleniem metod prognozowania pogody. Jeśli chodzi o stopień powodzenia prognoz krótkoterminowych, określa się go na 80-85%. Oprócz prognoz krótkoterminowych opracowano obecnie metody i długoterminowe prognozy ogólnego charakteru pogody na nadchodzący sezon lub w krótkich okresach lub szczegółowe prognozy dotyczące poszczególnych zagadnień (otwarcie i zamarzanie rzek, powodzie, burze , burze śnieżne, grad itp.).
Aby obserwacje prowadzone na stacjach sieci meteorologicznej były ze sobą porównywalne, konieczne jest porównanie przyrządów używanych do prowadzenia tych obserwacji z „normalnymi” standardami przyjętymi na kongresach międzynarodowych. Zadanie sprawdzania instrumentów rozwiązuje specjalny dział obserwatorium; na wszystkich stacjach sieci używane są tylko przyrządy sprawdzone w obserwatorium i posiadające specjalne certyfikaty, podające albo poprawki, albo stałe dla odpowiednich przyrządów w danych warunkach obserwacji. Ponadto, dla tych samych celów porównywalności wyników bezpośrednich obserwacji meteorologicznych na stacjach i obserwatorium, obserwacje te muszą być wykonywane w ściśle określonych terminach i według określonego programu. W związku z tym obserwatorium wydaje specjalne instrukcje prowadzenia obserwacji, co jakiś czas aktualizowane na podstawie eksperymentów, postępu nauki i zgodnie z decyzjami międzynarodowych kongresów i konferencji. Obserwatorium natomiast wylicza i publikuje specjalne tabele do przetwarzania obserwacji meteorologicznych wykonywanych na stacjach.
Oprócz badań meteorologicznych w szeregu obserwatoriów prowadzone są również badania aktynometryczne oraz systematyczne obserwacje natężenia promieniowania słonecznego, rozproszonego oraz promieniowania własnego Ziemi. Pod tym względem zasłużenie znane jest obserwatorium w Słucku (dawny Pawłowsk), gdzie zaprojektowano dużą liczbę przyrządów zarówno do pomiarów bezpośrednich, jak i do ciągłego automatycznego rejestrowania zmian różnych elementów radiacyjnych (aktynografów), a przyrządy te były zainstalowane tutaj do pracy wcześniej niż w obserwatoriach w innych krajach. W niektórych przypadkach, oprócz promieniowania integralnego, prowadzone są badania nad energią w poszczególnych częściach widma. Zagadnienia związane z polaryzacją światła są również przedmiotem specjalnych badań obserwatoriów.
Loty naukowe balonami i balonami swobodnymi, wykonywane wielokrotnie w celu bezpośredniej obserwacji stanu elementów meteorologicznych w wolnej atmosferze, choć dostarczyły wielu bardzo cennych danych do zrozumienia życia atmosfery i rządzących nim praw, niemniej jednak loty te miały bardzo ograniczone zastosowanie w życiu codziennym ze względu na znaczne koszty z nimi związane, a także trudność w osiągnięciu duże wysokości. Sukcesy lotnictwa powodowały uporczywe żądania ustalenia stanu elementów meteorologicznych, a Ch. przyb. kierunek i prędkość wiatru na różnych wysokościach w wolnej atmosferze i tak dalej. podkreślają znaczenie badań aerologicznych. Zorganizowano specjalne instytuty, opracowano specjalne metody podnoszenia instrumentów rejestrujących o różnej konstrukcji, które unosi się na wysokość na latawcach lub za pomocą specjalnych gumowych balonów wypełnionych wodorem. Zapisy takich rejestratorów dostarczają informacji o stanie ciśnienia, temperatury i wilgotności, a także o prędkości i kierunku ruchu powietrza na różnych wysokościach w atmosferze. W przypadku, gdy wymagana jest tylko informacja o wietrze w różnych warstwach, obserwacje wykonuje się na małych balonach pilotowych swobodnie wypuszczanych z punktu obserwacyjnego. Ze względu na duże znaczenie takich obserwacji dla potrzeb transportu lotniczego obserwatorium organizuje całą sieć stacji aerologicznych; w obserwatoriach prowadzona jest obróbka wyników przeprowadzonych obserwacji, a także rozwiązywanie szeregu problemów o znaczeniu teoretycznym i praktycznym dotyczących ruchu atmosfery. Systematyczne obserwacje w obserwatoriach wysokogórskich dostarczają również materiału do zrozumienia praw cyrkulacji atmosferycznej. Ponadto takie wysokogórskie obserwatoria mają znaczenie w sprawach dotyczących zasilania rzek pochodzących z lodowców i związanych z tym kwestii nawadniania, co ma znaczenie w klimacie półpustynnym, na przykład w Azji Środkowej.
Wracając do obserwacji elementów elektryki atmosferycznej, prowadzonych w obserwatoriach, należy wskazać, że są one bezpośrednio związane z promieniotwórczością, a ponadto mają pewne znaczenie w rozwoju produkcji rolniczej. kultury. Celem tych obserwacji jest pomiar radioaktywności i stopnia jonizacji powietrza, a także określenie stanu elektrycznego opadów, które spadają na ziemię. Wszelkie zakłócenia występujące w polu elektrycznym ziemi powodują zakłócenia w komunikacji bezprzewodowej, a czasem nawet przewodowej. Obserwatoria zlokalizowane na obszarach przybrzeżnych obejmują w swoim programie prac i badań studia hydrologiczne morza, obserwacje i prognozy stanu morza, co ma bezpośrednie znaczenie dla potrzeb transportu morskiego.
Oprócz pozyskania materiału obserwacyjnego, przetworzenia go i ewentualnych wniosków, w wielu przypadkach konieczne wydaje się poddanie zjawisk obserwowanych w przyrodzie badaniom doświadczalnym i teoretycznym. Z tego wynikają zadania badań laboratoryjnych i matematycznych prowadzonych przez obserwatoria. W warunkach eksperymentu laboratoryjnego czasami można odtworzyć to lub inne zjawisko atmosferyczne, zbadać w sposób kompleksowy warunki jego występowania i jego przyczyny. W tym zakresie można wskazać na prace prowadzone w Głównym Obserwatorium Geofizycznym m.in. nad badaniem zjawiska lodu dennego i określeniem środków zwalczania tego zjawiska. W ten sam sposób w laboratorium obserwatorium badano problem szybkości stygnięcia ogrzanego ciała w strumieniu powietrza, co jest bezpośrednio związane z rozwiązaniem problemu wymiany ciepła w atmosferze. Wreszcie analiza matematyczna znajduje szerokie zastosowanie w rozwiązywaniu szeregu problemów związanych z procesami i różnymi zjawiskami zachodzącymi w warunkach atmosferycznych, na przykład cyrkulacją, ruchem turbulentnym itp. Na zakończenie podajemy listę obserwatoriów znajdujących się w ZSRR . W pierwszej kolejności należy postawić Główne Obserwatorium Geofizyczne (Leningrad), założone w 1849 r.; obok niego jako podmiejskiego oddziału znajduje się obserwatorium w Słucku. Instytucje te realizują zadania na skalę całej Unii. Oprócz nich zorganizowano szereg obserwatoriów o funkcjach o znaczeniu republikańskim, regionalnym lub regionalnym: Instytut Geofizyczny w Moskwie, Środkowoazjatycki Instytut Meteorologiczny w Taszkencie, Obserwatorium Geofizyczne w Tyflisie, Charkowie, Kijowie, Swierdłowsku, Irkucku i Władywostoku przez Instytuty Geofizyczne w Saratowie dla regionu Dolnej Wołgi iw Nowosybirsku dla zachodniej Syberii. Istnieje szereg obserwatoriów na morzach - w Archangielsku i nowo utworzone obserwatorium w Aleksandrowsku dla basenu północnego, w Kronsztadzie - dla Bałtyku, w Sewastopolu i Teodozji - dla Morza Czarnego i Azowskiego, w Baku - dla Morza Kaspijskiego Morze i we Władywostoku - dla Oceanu Spokojnego. Wiele byłych uniwersytetów ma również obserwatoria z głównymi pracami w dziedzinie meteorologii i ogólnie geofizyki - Kazań, Odessa, Kijów, Tomsk. Wszystkie te obserwatoria nie tylko prowadzą obserwacje w jednym punkcie, ale także organizują badania ekspedycyjne, niezależne lub złożone, dotyczące różnych problemów i działów geofizyki, w ten sposób znacznie przyczyniając się do badania sił wytwórczych ZSRR.
obserwatorium sejsmiczne
obserwatorium sejsmiczne służy do rejestracji i badania trzęsień ziemi. Głównym instrumentem w praktyce pomiaru trzęsień ziemi jest sejsmograf, który automatycznie rejestruje wszelkie wstrząsy występujące na określonej płaszczyźnie. Dlatego powstała seria trzech przyrządów, z których dwa to wahadła poziome, które wychwytują i rejestrują te składowe ruchu lub prędkości, które występują w kierunku południka (NS) i równoległego (EW), a trzeci to wahadło pionowe do rejestracji przemieszczeń pionowych, jest konieczne i wystarczające do rozwiązania kwestii lokalizacji regionu epicentralnego i charakteru trzęsienia ziemi, które miało miejsce. Niestety większość stacji sejsmicznych jest wyposażona jedynie w przyrządy do pomiaru elementów poziomych. Ogólna struktura organizacyjna służby sejsmicznej w ZSRR jest następująca. Całością kieruje Instytut Sejsmiczny, który jest częścią Akademii Nauk ZSRR w Leningradzie. Ten ostatni kieruje naukową i praktyczną działalnością posterunków obserwacyjnych – obserwatoriów sejsmicznych i różnych stacji zlokalizowanych w określonych regionach kraju i prowadzących obserwacje według określonego programu. Centralne Obserwatorium Sejsmiczne w Pułkowie z jednej strony zajmuje się wykonywaniem regularnych i ciągłych obserwacji wszystkich trzech składowych ruchu skorupy ziemskiej za pomocą kilku serii przyrządów rejestrujących, z drugiej strony prowadzi badania porównawcze aparatury i metod przetwarzania sejsmogramów. Ponadto, na podstawie własnych badań i doświadczeń, instruowane są tutaj inne stacje sieci sejsmicznej. Zgodnie z tak ważną rolą, jaką to obserwatorium pełni w badaniach kraju w sensie sejsmicznym, posiada specjalnie zaaranżowany pawilon podziemny tak, aby wszelkie efekty zewnętrzne - zmiany temperatury, drgania budynku pod wpływem podmuchów wiatru itp. - są eliminowane. Jedna z sal tego pawilonu jest odizolowana od ścian i podłogi wspólnego budynku i zawiera najważniejszą serię instrumentów o bardzo wysokiej czułości. Instrumenty zaprojektowane przez akademika B. B. Golicyna mają ogromne znaczenie w praktyce współczesnej sejsmometrii. W tych urządzeniach ruch wahadeł można rejestrować nie mechanicznie, ale za pomocą tzw. rejestracja galwanometryczna, przy której następuje zmiana stanu elektrycznego cewki poruszającej się wraz z wahadłem sejsmografu w polu magnetycznym silnego magnesu. Za pomocą przewodów każda cewka jest połączona z galwanometrem, którego wskazówka oscyluje wraz z ruchem wahadła. Lusterko przymocowane do wskazówki galwanometru umożliwia śledzenie zachodzących zmian w instrumencie bezpośrednio lub za pomocą zapisu fotograficznego. To. nie ma potrzeby wchodzenia do sali z instrumentami i tym samym zakłócania równowagi w instrumentach prądami powietrza. Przy takiej konfiguracji instrumenty mogą mieć bardzo wysoką czułość. Oprócz wskazanych sejsmografów z rejestracja mechaniczna. Ich konstrukcja jest bardziej prymitywna, czułość znacznie niższa, a za pomocą tych urządzeń można kontrolować, a co najważniejsze, przywracać nagrania urządzeń o wysokiej czułości w przypadku różnego rodzaju awarii. W Centralnym Obserwatorium, oprócz bieżących prac, prowadzone są również liczne badania specjalne o znaczeniu naukowym i użytkowym.
Obserwatoria lub stacje I kategorii przeznaczony do rejestrowania odległych trzęsień ziemi. Są one wyposażone w instrumenty o wystarczająco wysokiej czułości iw większości przypadków są wyposażone w jeden zestaw instrumentów dla trzech składowych ruchu Ziemi. Synchroniczna rejestracja odczytów tych przyrządów umożliwia określenie kąta wyjścia promieni sejsmicznych, a na podstawie zapisów wahadła pionowego można zdecydować o charakterze fali, tj. określić, kiedy następuje ściskanie lub rozrzedzenie zbliża się fala. Niektóre z tych stacji nadal posiadają urządzenia do rejestracji mechanicznej, czyli mniej czułe. Szereg stacji, oprócz ogólnych, zajmuje się zagadnieniami lokalnymi o dużym znaczeniu praktycznym, np. w Makiejewce (Donbas) według zapisów przyrządów można znaleźć związek między zjawiskami sejsmicznymi a emisją przeciwpożarową; instalacje w Baku umożliwiają określenie wpływu zjawisk sejsmicznych na reżim źródeł ropy itp. Wszystkie te obserwatoria publikują niezależne biuletyny, w których oprócz ogólnych informacji o położeniu stacji i fazie, maksima wtórne itp. Ponadto, podawane są dane o prawidłowych przemieszczeniach gruntu podczas trzęsień ziemi.
Wreszcie obserwacyjne punkty sejsmiczne II kategorii przeznaczony do rejestrowania trzęsień ziemi, które nie są szczególnie odległe ani nawet lokalne. W związku z tym stacje te znajdują się Ch. przyb. na obszarach sejsmicznych, takich jak Kaukaz, Turkiestan, Ałtaj, Bajkał, Kamczatka i Sachalin w naszej Unii. Stacje te wyposażone są w ciężkie wahadła z rejestracją mechaniczną, posiadają specjalne pół-podziemne pawilony pod instalacje; określają momenty nadejścia fal pierwotnych, wtórnych i długich, a także odległość do epicentrum. Wszystkie te obserwatoria sejsmiczne są również w służbie czasu, ponieważ obserwacje instrumentalne są szacowane z dokładnością do kilku sekund.
Spośród innych zagadnień, którymi zajmuje się specjalne obserwatorium, zwracamy uwagę na badanie przyciągania księżycowo-słonecznego, czyli ruchów pływowych skorupy ziemskiej, analogicznych do zjawisk przypływów i odpływów obserwowanych w morzu. Między innymi do tych obserwacji wybudowano specjalne obserwatorium na wzniesieniu w pobliżu Tomska, a w 4 różnych azymutach zainstalowano tu 4 poziome wahadła systemu Zellnera. Za pomocą specjalnych instalacji sejsmicznych prowadzono obserwacje drgań ścian budynków pod wpływem silników spalinowych, obserwacje drgań przyczółków mostów, zwłaszcza kolejowych, podczas przejeżdżania nad nimi pociągów, obserwacje reżim źródeł mineralnych itp. W ostatnim czasie obserwatoria sejsmiczne podjęły specjalne obserwacje ekspedycyjne w celu zbadania położenia i rozmieszczenia warstw podziemnych, co ma ogromne znaczenie w poszukiwaniach minerałów, zwłaszcza jeśli obserwacjom tym towarzyszą prace grawimetryczne . Wreszcie ważną pracą ekspedycyjną obserwatoriów sejsmicznych jest produkcja wysokoprecyzyjnych poziomów na obszarach podlegających znaczącym zdarzeniom sejsmicznym, ponieważ wielokrotne prace w tych obszarach umożliwiają dokładne określenie wielkości przemieszczeń poziomych i pionowych, które nastąpiły w ich wyniku tego lub innego trzęsienia ziemi, a także sporządzenie prognozy dla dalszych przemieszczeń i wydarzeń związanych z trzęsieniami ziemi.
