Астроно мия наука о Вселенной изучающая расположение

Астроно мия — наука о Вселенной, изучающая расположение, движение, строение, происхождение и развитие небесных тел и образованных ими систем. В частности, астрономия изучает Солнце, другие звёзды, планеты Солнечной системы и их спутники, внесолнечные планеты (экзопланеты), астероиды, кометы, метеориты, межпланетное вещество, межзвёздное вещество, пульсары, чёрные дыры, туманности, галактики и их скопления, квазары и многое другое.

Астрономия является одной из древнейших наук. Доисторические культуры оставили после себя такие астрономические артефакты как древнеегипетские монументы и Стоунхендж. А первые цивилизации вавилонян, греков, китайцев, индийцев и майя уже проводили методические наблюдения ночного небосвода. После изобретения телескопа развитие астрономии было значительно ускорено. Исторически астрономия включала в себя астрометрию, навигацию по звёздам, наблюдательную астрономию, создание календарей и даже астрологию. В наши дни профессиональная астрономия часто рассматривается как синоним астрофизики. В XX веке астрономия разделилась на две главные ветви: наблюдательную и теоретическую. Наблюдательная астрономия — это получение наблюдательных данных о небесных телах, которые затем анализируются. Теоретическая астрономия ориентирована на разработку компьютерных, математических или аналитических моделей для описания астрономических объектов и явлений. Эти две ветви дополняют друга: теоретическая астрономия ищет объяснения результатам наблюдений, а наблюдательная астрономия используется для подтверждения теоретических выводов и гипотез.

* Астрометрия — изучает видимые положения и движения светил. * Небесная механика изучает законы движений небесных тел под действием * * * сил всемирного тяготения, определяет массы и форму небесных тел и устойчивость их систем. Теоретическая астрономия даёт методы для определения орбит небесных тел по их видимым положениям и методы вычисления эфемерид (видимых положений) небесных тел по известным элементам их орбит (обратная задача). Астрофизика изучает строение, физические свойства и химический состав небесных объектов. Она делится на: а) практическую (наблюдательную) астрофизику, в которой разрабатываются и применяются практические методы астрофизических исследований и соответствующие инструменты и приборы; б) теоретическую астрофизику, в которой, на основании законов физики, даются объяснения наблюдаемым физическим явлениям. Звёздная астрономия изучает закономерности пространственного распределения и движения звёзд, звёздных систем и межзвёздной материи с учётом их физических особенностей. Космогония рассматривает вопросы происхождения и эволюции небесных тел, в том числе и нашей Земли. Космология изучает общие закономерности строения и развития Вселенной.

Изучение звёзд и звёздной эволюции имеет фундаментальное значение для нашего понимания Вселенной. Астрономы изучают звёзды с помощью и наблюдений, и теоретических моделей, а сейчас и с помощью компьютерного численного моделирования. Формирование звёзд происходит в газопылевых туманностях. Достаточно плотные участки туманностей могут сжиматься силой гравитации, разогреваясь за счёт высвобождаемой при этом потенциальной энергии. Когда температура становится достаточно большой, в ядре протозвезды начинаются термоядерные реакции и она становится звездой. Почти все элементы, более тяжелые чем водород и гелий, образуются в звёздах.

Астроме трия (от др. -греч. — «звезда» и — «измеряю» ) — раздел астрономии, главной задачей которого является изучение геометрических, кинематических и динамических свойств небесных тел. Основная задача астрометрии более развёрнуто формулируется как высокоточное определение местонахождения небесных тел и векторов их скоростей в данный момент времени. Полное описание этих двух величин дают шесть астрометрических параметров: - небесные экваториальные координаты, или положения, — прямое восхождение () и склонение (); - собственные движения, то есть экваториальные скорости по прямому восхождению и склонению (); - параллаксы; - лучевые скорости. Знания этих астрометрических параметров для астрономического объекта с высокой точностью позволяют получить о нём следующую информацию: абсолютная светимость объекта; масса и возраст объекта; классификация местонахождения объекта: в Солнечной системе, в Галактике, за её пределами, и т. п. ; классификация семейства небесных тел, к которому принадлежит объект; отсутствие/наличие у объекта невидимых спутников; и т. д.

Многие из этих сведений необходимы для того, чтобы делать выводы о физических свойствах и внутреннем строении наблюдаемого объекта, а также давать ответы и на более фундаментальные вопросы — об объеме, массе и возрасте всей Вселенной. Т. о. , астрометрия является одним из необходимых разделов астрономии, дающим экспериментальную информацию, необходимую для развития остальных разделов (астрофизики, космологии, космогонии, небесной механики, и т. п. ). К практической астрометрии следует отнести и обзоры неба — составление подробных фотографических карт с целью каталогизации как можно большего числа астрометрических объектов.

Небе сная меха ника — раздел астрономии, применяющий законы механики для изучения движения небесных тел. Небесная механика занимается предвычислением положения Луны и планет, предсказанием места и времени затмений, в общем, определением реального движения космических тел. Естественно, что небесная механика в первую очередь изучает поведение тел Солнечной системы — обращение планет вокруг Солнца, спутников вокруг планет, движение комет и других малых небесных тел. Тогда как перемещение далеких звёзд удается заметить, в лучшем случае, за десятилетия и века, движение членов Солнечной системы происходит буквально на глазах — за дни, часы и даже минуты. Поэтому его изучение стало началом современной небесной механики, рождённой трудами И. Кеплера (1571— 1630) и И. Ньютона (1643— 1727). Кеплер впервые установил законы планетного движения, а Ньютон вывел из законов Кеплера закон всемирного тяготения и использовал законы движения и тяготения для решения небесно-механических проблем, не охваченных законами Кеплера. После Ньютона прогресс в небесной механике в основном заключался в развитии математической техники для решения уравнений, выражающих законы Ньютона. Таким образом, принципы небесной механики — это «классика» в том смысле, что и сегодня они такие же, как во времена Ньютона. Применение результатов небесной механики к движению искусственных спутников и космических кораблей составляет астродинамику.

Астрофизика — учение о строении небесных тел. Астрофизика является таким образом частью астрономии, занимающаяся изучением физических свойств и химического состава Солнца, планет, комет или звёзд и туманностей. Главные экспериментальные методы астрофизики: спектральный анализ, фотография и фотометрия вместе с обыкновенными астрономическими наблюдениями. Спектроскопический анализ составляет область, которую правильнее было бы назвать астрохимией, химией небесных тел, так как главные указания, даваемые спектроскопом, касаются химического состава изучаемых астрономических объектов. Фотометрические и фотографические исследования выделяются иногда в особые области астрофотографии и астрофотометрии. Изучению Солнца отводится отдельное место. Из-за огромных расстояний до других звёзд, Солнце является единственной звездой, которая может быть изучена в мельчайших деталях. Изучение Солнца даёт основу для изучения других звёзд.

Основная часть данных в астрофизике получается по наблюдению объектов в электромагнитных лучах. Исследуются как прямые изображения, полученные на различных длинах волн, так и электромагнитные спектры принимаемого излучения.

Радиоастрономия изучает излучения в диапазоне длин волн от 0. 1 мм до 100 м. Радиоволны испускаются, например: такими холодными объектами как межзвёздный газ и пылевые облака; Реликтовым излучением, являющимся отголоском Большого Взрыва; Пульсарами, впервые обнаруженными в микроволновом диапазоне; Далёкими радиогалактиками и квазарами. Для наблюдений в радиодиапазоне требуются телескопы очень больших размеров. Зачастую наблюдения проводятся с использованием интерферометров и сетей РСДБ. Инфракрасная астрономия изучает излучение на волнах, находящихся в промежутке между радиоизлучением и видимым светом. Наблюдения в этой области спектра обычно производятся на телескопах, подобных обычным оптическим телескопам. Наблюдаемые объекты обычно холоднее звёзд: планеты, межзвёздная пыль. Оптическая астрономия является старейшей областью астрофизики. На сегодняшний день основными инструментами являются телескопы с ПЗС-матрицами в качестве приёмников изображения. Так же часто производятся наблюдения с помощью спектрографов. Ограничение на наблюдения в оптическом диапазоне накладывает дрожание земной атмосферы, мешающее наблюдениям на больших телескопах. Для устранения этого эффекта и получения максимально чёткого изображения используются различные методы, такие как адаптивная оптика, спекл-интерферометрия, а также выведение телескопов в космическое пространство за пределы атмосферы. В этом диапазоне хорошо видны звёзды и планетарные туманности, что позволяет изучать в том числе их расположение и химическое строение. Ультрафиолетовая астрономия, рентгеновская астрономия и гамма-астрономияастрофизика изучают объекты, в которых происходят процессы с образование высокоэнергетических частиц. К таким объектам относятся двойные пульсары, чёрные дыры, магнетары и многие другие объекты. Для излучения в этой части спектра земная атмосфера является непрозрачной. Поэтому существуют два метода наблюдения — наблюдения с космических телескопов (обсерватории RXTE, Chandra и CGRO) и наблюдения черенковского эффекта в земной атмосфере (H. E. S. S. , телескоп MAGIC).

Другие типы излучения также могут наблюдаться с Земли. Было создано несколько обсерваторий в попытках наблюдения гравитационных волн. Созданы нейтринные обсерватории, позволившие прямыми наблюдениями доказать наличие термоядерных реакций в центре Солнца. С помощью этих детекторов также изучались удалённые объекты, такие как сверхновая SN 1987 a. Наблюдения высокоэнергетических частиц производится по наблюдениям их столкновений с земной атмосферой, порождающих ливни элементарных частиц. Галактика Андромеды в ультрафиолете Туманность в созвездии Киля в инфракрасном свете Наблюдения также могут различаться по продолжительности. Большинство оптических наблюдений производятся с выдержками порядка минут или часов. Однако, в некоторых проектах, таких как Tortora, производится наблюдения с выдержкой менее секунды. Тогда как в других общее время экспозиции может составлять недели (например, такая выдержка использовалась при наблюдении глубоких хаббловских полей). Более того, наблюдения пульсаров могут производиться с временем экспозиции в миллисекунды, а наблюдения эволюции некоторых объектов могут занимать сотни лет, включая изучение исторических материалов.

Теоретическая астрофизика использует как аналитические методы так и численное моделирование для изучения различных астрофизических явлений, построения их моделей и теорий. Подобные модели, построенные из анализа наблюдательных данных, могут быть проверены с помощью сравнения теоретических предсказаний и вновь полученных данных. Также наблюдения могут помочь в выборе одной из нескольких альтернативных теорий. Объектом исследований теоретической астрофизики являются, например: * Физика межзвёздной среды * Эволюция звёзд и их строение. * Физика чёрных дыр * Звёздная динамика * Эволюция галактик * Крупномасштабная структура Вселенной * Магнитогидродинамика * Космология (тёмное вещество и тёмная энергия, инфляция)

Звездная астрономия – занимается изучением звезд и звездных систем – галактик. Гала ктика (др. -греч. — молочный, млечный) — гигантская, гравитационно-связанная система из звёзд и звёздных скоплений, межзвёздного газа и пыли, и тёмной материи. Все объекты в составе галактик участвуют в движении относительно общего центра масс. Галактики — чрезвычайно далёкие объекты. Расстояние до ближайших из них принято измерять в мегапарсеках, а до далёких — в единицах красного смещения z. Именно из-за удалённости различить на небе невооружённым глазом можно всего лишь три из них: туманность Андромеды (видна в северном полушарии), Большое и Малое Магеллановы Облака (видны в южном). Разрешить изображение других галактик до отдельных звёзд не удавалось вплоть до начала XX века. К началу 1990 -х годов насчитывалось не более 30 галактик, в которых удалось увидеть отдельные звёзды, и все они входили в Местную группу. После запуска космического телескопа «Хаббл» и ввода в строй 10 -метровых наземных телескопов число галактик, в которых удалось различить отдельные звёзды, резко возросло. GC 4414, спиральная галактика из созвездия Волосы Вероники диаметром около 17 000 парсек, находящаяся на расстоянии примерно в 20 мегапарсек от Земли. Скопление галактик

Галактики отличаются большим разнообразием: среди них можно выделить сфероподобные эллиптические галактики, дисковые спиральные галактики, галактики с перемычкой (баром), карликовые, неправильные и т. д. Если же говорить о числовых значениях, то, к примеру, их масса варьируется от десяти миллионов до 1000 миллиардов масс Солнца, для сравнения — масса нашей галактики Млечный Путь равна 200 миллиардов масс Солнца. Диаметр галактик — (16— 800 тысяч световых лет), для сравнения — диаметр нашей галактики около 100 000 световых лет. Самая большая известная на 2012 год галактика IC 1101 имеет диаметр более двух миллионов световых лет. Одной из нерешённых проблем строения галактик является тёмная материя, проявляющая себя только в гравитационном взаимодействии. Она может составлять до 90 % от общей массы галактики, а может и полностью отсутствовать, как в некоторых карликовых галактиках. В пространстве галактики распределены неравномерно: в одной области можно обнаружить целую группу близких галактик, а можно не обнаружить ни одной, даже самой маленькой галактики (так называемые войды). Точное количество галактик в наблюдаемой части Вселенной неизвестно, по всей видимости, их порядка ста миллиардов. Хаббловская классификация галактик по подвидам.

Звездообразование — крупномасштабный процесс в галактике, при котором из межзвёздного газа массово начинают формироваться звёзды. Спиральные ветви, общая структура галактики, звёздное население, светимость и химический состав межзвёздной среды — результаты данного процесса. Размер области, охваченной звездообразованием, как правило, не превышает 100 пк. Однако встречаются комплексы со вспышкой звездообразования, называемые сверхассоциациями, размерами сопоставимые с неправильной галактикой. Чаще всего области звездообразования можно найти: в ядрах крупных галактик, на концах спиральных рукавов, на периферии неправильных галактик, в наиболее яркой части карликовой галактики. M 82, галактика с активным звездообразованием Млечный Путь, называемый также просто Галактикой, является большой спиральной галактикой с перемычкой, диаметром около 100 000 световых лет и толщиной 1000 световых лет.

Космоло гия (космос + логос) — раздел астрономии, изучающий свойства и эволюцию Вселенной в целом. Основу этой дисциплины составляют математика, физика и астрономия. Большинство древнегреческих учёных поддерживали геоцентрическую систему мира, согласно которой в центре Вселенной находится неподвижная шарообразная Земля, вокруг которой обращаются пять планет, Солнце и Луна. Предложенная Аристархом Самосским гелиоцентрическая система мира, по видимому, не получила поддержки большинства древнегреческих астрономов. Мир считался ограниченным сферой неподвижных звёзд. В Средние века в астрономии и философии как христианских, так и мусульманских стран доминировала космология Аристотеля, дополненная птолемеевой теорией движения планет, вместе с представлением о материальных небесных сферах. Первая половина XVI века отмечена появлением новой, гелиоцентрической системы мира Николая Коперника. В центр мира Коперник поместил Солнце, вокруг которого вращались планеты (в числе которых и Земля, совершавшая к тому же ещё и вращение вокруг оси). Вселенную Коперник по-прежнему считал ограниченной сферой неподвижных звёзд; по-видимому, сохранялась у него и вера в существование небесных сфер. Модификацией системы Коперника была система Томаса Диггеса, в которой звёзды располагаются не на одной сфере, а на различных расстояниях от Земли до бесконечности. Решительный шаг от гелиоцентризма к бесконечной Вселенной, равномерно заполненной звёздами, сделал итальянский философ Джордано Бруно. Согласно Бруно, при наблюдении из всех точек Вселенная должна выглядеть примерно одинаково. Из всех мыслителей Нового времени он первым предположил, что звёзды — это далёкие солнца и что физические законы во всем бесконечном и безграничном пространстве одинаковы. В конце XVI века бесконечность Вселенной отстаивал и Уильям Гильберт. В середине — второй половине XVII века эти взгляды поддержали Рене Декарт, Отто фон Герике и Христиан Гюйгенс. Возникновение современной космологии связано с развитием в XX веке общей теории относительности (ОТО) Эйнштейна и физики элементарных частиц. Первое исследование на эту тему, опирающееся на ОТО, Эйнштейн опубликовал в 1917 году под названием «Космологические соображения к общей теории относительности» . В ней он ввёл 3 предположения: Вселенная однородна, изотропна и стационарна. Чтобы обеспечить последнее требование, Эйнштейн ввёл в уравнения гравитационного поля дополнительный «космологический член» . Полученное им решение означало, что Вселенная имеет конечный объём (замкнута) и положительную кривизну. В 1922 году А. А. Фридман предложил нестационарное решение уравнения Эйнштейна, в котором изотропная Вселенная расширялась из начальной сингулярности. Подтверждением теории нестационарной вселенной стало открытие в 1929 году Э. Хабблом космологического красного смещения галактик. Таким образом, возникла общепринятая сейчас теория Большого взрыва.

Великий итальянский учёный Галилео Галилей систему Коперника принял с энтузиазмом, а для доказательства правоты Коперника он использовал телескоп. Шлифованные стеклянные линзы были известны ещё вавилонянам; наиболее древняя из найденных при раскопках линз относится к 2500 году до н. э. В 1608 году в Голландии была изобретена зрительная труба; узнав об этом летом 1609 года, Галилей самостоятельно построил значительно усовершенствованный её вариант, создав первый в мире телескоп-рефрактор. Увеличение телескопа сначала было трёхкратным, позднее Галилей довёл его до 32 -кратного. Результаты своих исследований Галилей изложил в серии статей «Звёздный вестник» (1610), вызвав среди учёных настоящий шквал оптических наблюдений за небом. Оказалось, что Млечный путь состоит из скоплений отдельных звёзд, что на Луне есть горы (высотой до 7 км, что близко к истине) и впадины, на Солнце есть пятна, а у Юпитера — спутники (термин «спутник» ввёл позже Кеплер). Особенно важным было открытие, что Венера имеет фазы; в системе Птолемея Венера как «нижняя» планета была всегда ближе к Земле, чем Солнце, и «полновенерие» было невозможно. Галилей отметил, что диаметр звёзд, в отличие от планет, в телескопе не увеличивается, а некоторые туманности, даже в увеличенном виде, не распадаются на звёзды; это явный признак, что расстояния до звёзд колоссальны даже по сравнению с расстояниями в Солнечной системе. Галилей обнаружил у Сатурна выступы, которые принял за два спутника. Потом выступы исчезли (кольцо повернулось), Галилей посчитал своё наблюдение иллюзией и не возвращался более к этой теме; кольцо Сатурна открыл в 1656 году Христиан Гюйгенс. Эллипсы Кеплера Галилей не принял, продолжая верить в круговые орбиты планет. Причиной этого, возможно, стало чрезмерное увлечение Кеплера мистической нумерологией и «мировой гармонией» . Галилей признавал только позитивное знание и не уважал пифагорейство. Лично Кеплера он высоко ценил и вёл с ним оживлённую переписку, однако нигде в своих работах о нём не упоминал. Изображение в телескопе Галилея было не очень чётким, в основном по причине хроматической аберрации. По этой и по другим причинам сообщение об открытиях Галилея вызвало у многих недоверие и даже насмешки. Галилея также, что было куда неприятнее, обвинили в ереси. Он неоднократно был вынужден ездить в Рим, лично и письменно объясняться с высшим духовенством и инквизицией.

До середины XVI века астрономические наблюдения в Европе были не слишком регулярными. Первым проводить систематические наблюдения начал датский астроном Тихо Браге, используя специально для этого оборудованную обсерваторию «Ураниборг» в Дании (остров Вен). Он соорудил крупные, уникальные для Европы инструменты, благодаря которым определял положение светил с небывалой ранее точностью. Браге первым измерил параллакс кометы 1577 год и показал, что это не атмосферное, как полагали ранее (даже Галилей), а космическое тело. Тем самым он разрушил представление, разделяемое даже Коперником, о существовании планетных сфер — кометы явно двигались в свободном пространстве. Длину года он измерил с точностью до 1 секунды. В движении Луны он открыл два новых неравенства — вариацию и годичное уравнение, а также колебание наклона лунной орбиты к эклиптике. Браге составил уточнённый каталог для 1000 звёзд, с точностью 1'. Но главная заслуга Тихо Браге — непрерывная (ежедневная), в течение 15 -20 лет, регистрация положения Солнца, Луны и планет. Для Марса, чьё движение самое неравномерное, накопились наблюдения за 16 лет, или 8 полных оборотов Марса. Кеплера более привлекала система Коперника — как менее искусственная, более эстетичная и соответствующая той божественной «мировой гармонии» , которую он усматривал во Вселенной. Используя наблюдения марсианской орбиты, выполненные Тихо Браге, Кеплер пытался подобрать форму орбиты и закон изменения скорости Марса, наилучшим образом согласующиеся с опытными данными. Он браковал одну модель за другой, пока, наконец, эта настойчивая работа не увенчалась первым успехом — были сформулированы два закона Кеплера: Обсерватория «Ураниборг» - Каждая планета описывает эллипс, в одном из фокусов которого находится Солнце. - За равные промежутки времени прямая, соединяющая планету с Солнцем, описывает равные площади. Второй закон объясняет неравномерность движения планеты: чем ближе она к Солнцу, тем быстрее движется. - Квадраты времён обращения планет по орбите относятся как кубы их средних расстояний от Солнца. Этот закон фактически устанавливает скорость движения планет (второй закон регулирует только изменение этой скорости) и позволяет их вычислить, если известна скорость одной из планет (например, Земли) и расстояния планет до Солнца. Памятник Тихо Браге и Иоганну Кеплеру в Праге

* * Важную роль в развитии астрономии сыграл великий английский учёный немецкого происхождения Уильям Гершель. Он построил уникальные для того времени рефлекторы с диаметром зеркал до 1, 2 м и виртуозно ими пользовался. Гершель открыл седьмую планету — Уран (1781 год) и его спутники (1787 год), вращающиеся «не в ту сторону» (1797 год), несколько спутников Сатурна, обнаружил сезонные изменения полярных шапок Марса, объяснил полосы и пятна на Юпитере как облака, измерил период вращения Сатурна и его колец (1790 год). Он открыл, что вся Солнечная система движется по направлению к созвездию Геркулеса (1783 год), при изучении спектра Солнца открыл инфракрасные лучи (1800 год), установил корреляцию солнечной активности (по числу пятен) и земных процессов — например, урожая пшеницы и цен на неё. Но главным его занятием за все тридцать лет наблюдений было исследование звёздных миров. Он зарегистрировал свыше 2500 новых туманностей. Среди них были двойные и кратные; некоторые были соединены перемычками, что Гершель истолковал как формирование новых звёздных систем[89]. Впрочем, тогда на это открытие не обратили внимания; взаимодействующие галактики были переоткрыты уже в XX веке. Гершель первым систематически применял в астрономии статистические методы (введённые ранее Мичелом), и с их помощью сделал вывод, что Млечный путь — изолированный звёздный остров, который содержит конечное число звёзд и имеет сплюснутую форму. Расстояния до туманностей он оценивал в миллионы световых лет. В 1784 году Гершель отметил, что мир туманностей имеет крупномасштабную структуру — скопления и пояса ( «пласты» ); сейчас самый большой пояс рассматривают как экваториальную зону Метагалактики. Разнообразие форм скоплений и туманностей он объяснил тем, что они находятся на разных ступенях развития. Некоторые туманности круглой формы, иногда со звездой внутри, он назвал планетарными и считал скоплениями диффузной материи, в которых формируется звезда и планетная система. На самом деле почти все открытые им туманности были галактиками, но по существу Гершель был прав — процесс звездообразования происходит и в наши дни. Телескоп Гершеля

* XIX век стал временем бурного развития астрономической науки и небесной механики. * * Увеличивалось количество обсерваторий в Европе. Первые обсерватории в Южном полушарии открыли Д. Гершель и Н. Лакайль. Росли также размеры телескопов, так в 1842 году в строй вступил построенный У. Парсонсом 2 -метровый рефлектор (в XIX веке это достижение так и не было никем превзойдено); в 1861 г. В. Лассаль построил 122 -см рефлектор. В 1836 г. началось фотометрическое наблюдение звезд, пионером которого выступил Дж. Гершель, в 1840 г. получены первые результаты наблюдений Солнца в инфракрасном диапазоне, в 1841 -45 гг. усилиями У. Бонда и Дж. Бонда (США) родилась фотографическая астрономия, в 1874 г. вышел из печати первый фотографический атлас Луны. В 1859 -62 гг. , Р. Бунзен и Г. Киргхоф разработали основы спектрального анализа, произведшего подлинную революцию в наблюдательной астрономии, так как посредством этого метода удалось получить никаким иным способом недоступную в то время информацию о химическом составе небесных тел. С помощью спектрального анализа впервые удалось научно доказать сходство химического состава Солнца и планет, и таким образом получить достаточно убедительный аргумент в пользу материального единства Вселенной. В начале XIX века стало ясно, что метеоритное вещество имеет космическое происхождение, а не атмосферное или вулканическое, как думали раньше. Были зарегистрированы и классифицированы регулярные метеорные потоки. В 1834 году, Берцелиус обнаруживает в метеорите первый неземной минерал — троилит (Fe. S). К концу 1830 -х годов метеорная астрономия сформировалась как самостоятельная область науки о космосе. Внимание ученых привлекают задачи поиска неизвестных планет Солнечной системы. В 1796 году создаётся отряд «небесной полиции» , должный обнаружить планету, располагающуюся, согласно закону Тициуса-Боде, между Юпитером и Марсом. Гипотетической планете уже было дано имя — Фаэтон, однако, вместо неё обнаружился пояс астероидов. Так, 1 января 1801 года итальянец Дж. Пиацци открыл Цереру — замечена случайно, причислена к кометам и сразу потеряна; к счастью, молодой Карл Гаусс как раз в это время разработал метод определения орбиты по трём наблюдениям, и в 1802 году Генрих Ольберс отыскал сначала Цереру, а затем открыл ещё две малые планеты между Марсом и Юпитером, Палладу в 1802 году и Весту в 1807. Четвёртый астероид — Юнона, был обнаружен Карлом Хардингом (Германия) в 1804 году. Ольберс выдвинул первую гипотезу о причинах образования пояса астероидов. До конца века их было открыто до 400. Термин «астероиды» предложил Гершель.

Учебная обсерватория Сиб. ГАУ (код С 06) вносит свой скромный вклад в изучение Вселенной. Основными направлениями исследований являются поиск новых переменных звезд и астрометрия астероидов и комет. Широкоугольный фотографический телескоп системы Гамильтона. Телескоп системы Шмидта. Кассегрена Так выглядит график изменения блеска переменной звезды.

* * * Освоение космоса идет полным ходом. На Земле действует около двух десятков космодромов, вокруг планеты работают тысячи спутников, на орбите уже побывало около 500 человек, зарождается космический туризм, в планах — освоение Луны и экспедиция на Марс, словом, космическая деятельность человечества становится все более масштабной и разнообразной. А это значит, что при ее регулировании все чаще приходится сталкиваться с юридическими вопросами. Где кончается воздушное пространство и начинается космическое? Чьи законы действуют на орбитальной станции? Кому принадлежат небесные тела? Можно ли учредить государство на Луне? А купить на ней участок? Какие права признают земляне за марсианами? Подобные необычные вопросы совершенно всерьез рассматриваются международным космическим правом. Проблема засорения околоземного космического пространства «космическим мусором» как чисто теоретическая возникла по существу сразу после запусков первых искусственных спутников Земли в конце пятидесятых годов. Официальный статус на международном уровне она получила после доклада Генерального секретаря ООН под названием «Воздействие космической деятельности на окружающую среду» 10 декабря 1993 г. , где особо отмечено, что проблема имеет международный, глобальный характер: нет засорения национального околоземного космического пространства, есть засорение космического пространства Земли, одинаково негативно влияющее на все страны. По данным, опубликованным Управлением ООН по вопросам космического пространства, в настоящее время «Вокруг Земли вращается около 500 тысяч обломков мусора»

Космическая станция Любительский снимок МКС В настоящее время по разным оценкам в районе низких околоземных орбит (НОО) вплоть до высот около 2000 км находится до 5000 тонн техногенных объектов. На основе статистических оценок делаются выводы, что общее число объектов подобного рода (поперечником более 1 см) достаточно неопределенно и может достигать 60 000 − 100 000. Из них только порядка 10 % (около 8600 объектов) обнаруживаются, отслеживаются и каталогизируются наземными радиолокационными и оптическими средствами и только около 6 % отслеживаемых объектов — действующие. Около 22 % объектов прекратили функционирование, 17 % представляют собой отработанные верхние ступени и разгонные блоки ракет-носителей, и около 55 % — отходы, технологические элементы, сопутствующие запускам, и обломки взрывов и фрагментации. Большинство этих объектов находится на орбитах с высоким наклонением, плоскости которых пересекаются, поэтому средняя относительная скорость их взаимного пролета составляет около 10 км/с. Вследствие огромного запаса кинетической энергии столкновение любого из этих объектов с действующим космическим летательным аппаратом может повредить его или даже вывести из строя. Примером может послужить первый случай столкновения искусственных спутников: Космос-2251 и Iridium 33, произошедший 10 февраля 2009 года. В результате оба спутника полностью разрушились, образовав свыше 600 обломков. Эффективных мер защиты от объектов космического мусора размером более 1 см в поперечнике практически нет. Наиболее засорены те области орбит вокруг Земли, которые чаще всего используются для работы космических аппаратов. Это НОО, геостационарная орбита (ГСО) и солнечно-синхронные орбиты (ССО). Вклад в создание космического мусора по странам: Китай — 40 %; США — 27, 5 %; Россия — 25, 5 %; остальные страны — 7 %

Основными задачами астрономии являются: * Изучение видимых, а затем и действительных положений и движений небесных тел в пространстве, определение их размеров и формы. * * * Изучение строения небесных тел, исследование химического состава и физических свойств (плотности, температуры и т. п. ) вещества в них. Решение проблем происхождения и развития отдельных небесных тел и образуемых ими систем. Изучение наиболее общих свойств Вселенной, построение теории наблюдаемой части Вселенной — Метагалактики. Решение этих задач требует создания эффективных методов исследования — как теоретических, так и практических. Первая задача решается путём длительных наблюдений, начатых ещё в глубокой древности, а также на основе законов механики, известных уже около 300 лет. Поэтому в этой области астрономии мы располагаем наиболее богатой информацией, особенно для сравнительно близких к Земле небесных тел: Луны, Солнца, планет, астероидов и т. д. Решение второй задачи стало возможным в связи с появлением спектрального анализа и фотографии. Изучение физических свойств небесных тел началось во второй половине XIX века, а основных проблем — лишь в последние годы. Третья задача требует накопления наблюдаемого материала. В настоящее время таких данных ещё недостаточно для точного описания процесса происхождения и развития небесных тел и их систем. Поэтому знания в этой области ограничиваются только общими соображениями и рядом более или менее правдоподобных гипотез. Четвёртая задача является самой масштабной и самой сложной. Практика показывает, что для её решения уже недостаточно существующих физических теорий. Необходимо создание более общей физической теории, способной описывать состояние вещества и физические процессы при предельных значениях плотности, температуры, давления. Для решения этой задачи требуются наблюдательные данные в областях Вселенной, находящихся на расстояниях в несколько миллиардов световых лет. Современные технические возможности не позволяют детально исследовать эти области. Тем не менее, эта задача сейчас является наиболее актуальной и успешно решается астрономами ряда стран, в том числе и России.