Почему астрономические обсерватории расположены в горах

НАУКИ О ЗЕМЛЕ ПОЧЕМУ АСТРОНОМИЧЕСКИЕ ОБСЕРВАТОРИИ РАСПОЛОЖЕНЫ В ГОРАХ В. Г. КОРНИЛОВ Московский государственный университет им. М.В. Ломоносова

ВВЕДЕНИЕ

WHY ASTRONOMICAL OBSERVATORIES ARE LOCATED ON MOUNTAINS V. G. KORNILOV

Astronomy has always been an observational science and will forever remain being one. Astronomical observatories form the basis of astronomy. Why astronomers tend to build their observatories on high mountains? World experience and the case of the Tien Shan observatory elucidate the current situation in optical astronomy.

© Корнилов В.Г., 2001

Астрономия всегда была наблюдательной наукой и всегда останется таковой. Базой астрономической науки являются астрономические обсерватории. Чем вызвано стремление астрономов располагать свои обсерватории высоко в горах? Изложение мирового опыта и пример Тянь-Шаньской обсерватории проясняют современную ситуацию в оптической астрономии.

www.issep.rssi.ru

Все, что мы знаем о звездах, Солнце, планетах, других астрономических объектах, нашей Вселенной, порождено наблюдениями. Долгие века астрономы могли наблюдать небесные объекты только глазом, сначала невооруженным, затем с помощью телескопов. Начиная с середины нынешнего столетия, возможности наблюдателей стали стремительно расширяться за счет освоения новых диапазонов электромагнитных волн. В 1932 году было открыто радиоизлучение от астрономических объектов, через 10–15 лет начались радиоастрономические исследования, а в 50-х годах XX века – активные наблюдения в инфракрасном диапазоне. Эти диапазоны были освоены первыми не случайно: для их излучения атмосфера Земли практически прозрачна. И наконец, с появлением космических обсерваторий астрономический арсенал пополнился ультрафиолетовым, рентгеновским и гамма-излучениями. Но и теперь, в начале XXI века, наблюдения в оптическом диапазоне занимают особое положение. Период споров, нужны ли наземные наблюдения в оптическом диапазоне, почти закончился. Несмотря на успешно продолжающуюся миссию космического телескопа Хаббла, строятся новые большие оптические телескопы. Всего в мире насчитывается около сотни астрономических обсерваторий, число их неуклонно растет. Примерно 20 обсерваторий обладает телескопами с диаметром главного зеркала больше 3 м. В начале XXI века число больших телескопов должно удвоиться. Казалось бы, что астрономические обсерватории, обладающие телескопами с зеркалами 1–3 м, обречены. Однако Вселенная многообразна, и часто для решения определенных задач астрономии нужны не столько крупные инструменты, сколько определенные условия для проведения наблюдений. В горах Северного Тянь-Шаня на высоте около 3000 м расположена Тянь-Шаньская астрономическая обсерватория. Каковы специфика этой обсерватории и ее перспективы? Для их понимания необходимо

К О Р Н И Л О В В . Г. П О Ч Е М У А С Т Р О Н О М И Ч Е С К И Е О Б С Е Р В А Т О Р И И РА С П О Л О Ж Е Н Ы В ГО РА Х

69

НАУКИ О ЗЕМЛЕ выяснить общие особенности наземных оптических наблюдений звезд и других астрономических объектов. ГЛАВНАЯ ОСОБЕННОСТЬ НАЗЕМНЫХ ОПТИЧЕСКИХ НАБЛЮДЕНИЙ Как и другие науки, астрономия разделяется на более узкие направления, определяемые, с одной стороны, объектами исследований, с другой – методами исследований. Оптическая астрономия как исследование небесных тел и явлений на основе данных наблюдений в оптическом диапазоне спектра (примерно от 300 до 900 нм) в своем арсенале имеет разнообразную приемную и измерительную аппаратуру. Тем не менее назначение этой аппаратуры одинаково – измерение тех или иных характеристик падающего на зеркало телескопа света. Диапазон световых потоков от астрономических объектов чрезвычайно велик. От самого яркого источника – Солнца до самых слабых наблюдаемых объектов он составляет около 60 звездных величин, или 1024. При этом есть существенная особенность, важная и при наблюдениях Солнца, и при наблюдениях слабейших объектов: наземные наблюдения осуществляются сквозь атмосферу Земли. Хотя нам крайне повезло, что земная атмосфера практически прозрачна для оптического диапазона электромагнитных волн, однако ее влиянием на проходящий сквозь нее свет пренебрегать нельзя. Интуитивно понятно, что, чем тоньше земная атмосфера на луче зрения телескопа, тем меньше ее влияние на исследуемое излучение. Следовательно, расположив телескоп высоко в горах, можно уменьшить влияние атмосферы Земли. Но действительно ли размещение астрономических обсерваторий высоко в горах принесет ощутимый выигрыш для наблюдений? Этот вопрос в практическом значении не поднимался до середины XIX века. Выбор места для обсерваторий определялся тогда только близостью к научнокультурным центрам. И действительно, почти все обсерватории, основанные до середины XIX столетия, находятся в университетских городах. ВЛИЯНИЕ ЗЕМНОЙ АТМОСФЕРЫ НА СВЕТ ОТ АСТРОНОМИЧЕСКИХ ОБЪЕКТОВ Первые исследования влияния атмосферы на проходящее через нее световое излучение были проведены еще в XVII–XVIII веках. Практический интерес тогда вызывало явление астрономической рефракции, связанное с изменением коэффициента преломления воздуха с высотой. Вследствие рефракции измеренное направление на астрономический объект не совпадает с ре-

70

альным. Причем различие многократно превышает достигнутую в то время точность угловых измерений. Теоретические исследования Лапласа связали величину рефракции с величиной экстинкции – ослаблением света при прохождении им через атмосферу. Теория экстинкции Лапласа была математической, не рассматривала физических источников этого явления. Позже лорд Рэлей дал убедительное обоснование того, что основная причина ослабления света в атмосфере – это так называемое молекулярное рассеяние. Рассеяние – это отклонение некой доли света в сторону от первоначального, основного направления распространения. Но поскольку единственным прибором для измерения блеска звезд тогда был глаз наблюдателя, а ошибки таких измерений сравнимы с величиной ослабления, то большого внимания явление ослабления света не вызывало. В земной атмосфере кроме молекулярного имеется рассеяние света на аэрозолях – мельчайших частицах пыли, сажи, воды, взвешенных в воздухе. Светящиеся ореолы вокруг ярких объектов возникают вследствие именно этого рассеяния, оно также вызывает ослабление света. Содержание аэрозолей в атмосфере меняется, поэтому и вызываемые ими эффекты также переменны. Кроме того, земная атмосфера не является однородной средой с плавно меняющимися характеристиками. Турбулентное перемешивание слоев воздуха, имеющих различную температуру, приводит к хаотичному появлению областей более холодного или более теплого воздуха размерами от миллиметров до сотен метров. Эти температурные неоднородности вызывают соответствующие изменения коэффициента преломления воздуха. Проходя через эти неоднородности первоначально плоский фронт световой волны искажается. Нерегулярные искажения волнового фронта приводят к случайным смещениям изображения звезды (изображение как бы дрожит), нерегулярным расплываниям изображения (эффект характерен для средних и крупных телескопов), хаотическому изменению яркости изображения (мерцание звезд). ПЕРВЫЕ ВЫСОКОГОРНЫЕ ОБСЕРВАТОРИИ Описанные выше эффекты были хорошо известны астрономам-наблюдателям, однако специально они не исследовались, поскольку несильно меняли качество наблюдений. Связано это с тем, что наблюдения проводились визуальными методами на малых телескопах (диаметром менее 0,5 м, если не считать телескопов Гершеля). Уникальные особенности механизма зрения позволяют различать малоконтрастные детали изображения в громадном диапазоне яркостей, игнорировать дрожание изображения в широкой полосе частот,

С О Р О С О В С К И Й О Б РА З О В АТ Е Л Ь Н Ы Й Ж У Р Н А Л , Т О М 7 , № 4 , 2 0 0 1

НАУКИ О ЗЕМЛЕ усреднять мгновенные значения блеска, то есть несколько корректировать искажающее действие земной атмосферы. Во второй половине XIX века положение с оценкой влияния атмосферы на астрономические наблюдения стало меняться. Появились факторы, изменившие отношение астрономов к выбору места для установки телескопов. Это начало широкого применения фотографии как объективного регистратора света и появление более крупных и, следовательно, более дорогих телескопов. Применение фотографии широко раздвинуло возможности наблюдений, однако быстро выяснилось, что влияние атмосферы их ограничивает. Рассеяние света небесных и земных источников повышает яркость ночного неба. Это фоновое излучение мешает исследовать слабейшие астрономические источники, такие, как туманности и слабые галактики. Кроме того, рассеяние на аэрозолях снижает контраст изображения, и его слабые детали пропадают в рассеянном свете ярких частей наблюдаемого объекта. И наконец, эффекты искажения волнового фронта заметно снижают разрешающую и проницающую возможность телескопов (изображение на фотографии оказывается существенно большим и влияние фона неба усиливается). Проведенные в то время исследования (хотя они были скорее качественными, чем количественными) показали, что мешающее влияние атмосферы можно ослабить, располагая телескопы в горах. К тому же развитие транспорта и связи уже позволяло астрономическим обсерваториям находиться вдали от городов. Успехи астрономии и телескопостроения стимулировали постановку новых наблюдательных задач и организацию новых обсерваторий. В результате практически все обсерватории, основанные в конце XIX и первой половине XX века, находятся в горах на высоте от 1 до 2 км. Первые действительно высокогорные обсерватории были созданы для солнечных исследований в попытке значительно уменьшить рассеяние света в земной атмосфере. Именно рассеяние солнечного света, мешающее изучать такие феномены, как солнечная корона и протуберанцы, заставляет астрономов ехать куда угодно, лишь бы наблюдать их в момент солнечного затмения. Подъем на высоту от 2 до 3 км (пик дю Миди во Франции, Сакраменто пик в США, Кадайканал в Индии) действительно позволил исследователям Солнца получить новые значительные результаты, особенно после того, как французский астроном Лио нашел эффективный способ борьбы с рассеянием света в самих солнечных телескопах.

НАЧАЛО ЭРЫ ФОТОЭЛЕКТРИЧЕСКИХ ПРИЕМНИКОВ СВЕТА Хотя первые применения приемников излучения с внешним и внутренним фотоэффектом приходятся на 20–30-е годы XX века, широкое применение их для астрономических наблюдений в оптическом и ближнем инфракрасном диапазонах началось в конце 40-х годов после появления первых промышленных фотоумножителей. Высокая чувствительность, линейность и низкий шум этих приборов сделали возможным в принципе проводить измерения потока света от звезд с любой наперед заданной точностью. Однако выяснилось, что даже при совершенно чистом небе ослабление света в атмосфере испытывает нерегулярные вариации величиной до нескольких процентов на временах от минут и более. В первую очередь это вызывается изменением количества аэрозолей на луче зрения телескопа. Нетрудно было предположить и затем доказать, что величина этих вариаций соотносится с общим ослаблением света, вызванным рассеянием на аэрозолях. Теперь и у астрономов, исследующих звезды методами фотометрии, появилась насущная потребность устанавливать свои телескопы как можно выше. Так, например, обсерватория Китт-Пик, США (2100 м), создавалась в 1952 году именно для фотоэлектрических измерений блеска звезд. Как правило, высокоточная фотометрия развивалась в тех обсерваториях, в которых проводились также и солнечные исследования. Еще более жесткие требования к характеристикам земной атмосферы существуют при наблюдениях в инфракрасном диапазоне длин волн. Дело в том, что малозаметное в видимом диапазоне поглощение излучения парами воды становится в инфракрасном диапазоне преобладающим, а в некоторых его областях делает атмосферу практически непрозрачной. Величина поглощения и ее вариации сильно зависят от количества паров воды на луче зрения. Количество водяных паров сильно различается от времени года и места на Земле. Естественно, высокогорные районы обладают в этом смысле наилучшими характеристиками. Самая высокогорная обсерватория в мире сейчас находится на Гавайях, на атолле Мауна-Кеа. Там на высоте свыше 4000 м расположены крупнейшие телескопы многих стран мира, в том числе и специальные телескопы для инфракрасных исследований. Мы практически не коснулись другого существенного фактора, а именно качества изображений, то есть величины размытия атмосферой изображения астрономических объектов. Для многих задач оптической астрономии главной является именно эта характеристика места наблюдения: исследование предельно слабых объектов, достижение высокого углового разрешения,

К О Р Н И Л О В В . Г. П О Ч Е М У А С Т Р О Н О М И Ч Е С К И Е О Б С Е Р В А Т О Р И И РА С П О Л О Ж Е Н Ы В ГО РА Х

71

НАУКИ О ЗЕМЛЕ спектроскопия высокого разрешения, – но и качество изображения, как правило, лучше на высокогорных обсерваториях. ТЯНЬ-ШАНЬСКАЯ ВЫСОКОГОРНАЯ ЭКСПЕДИЦИЯ ГАИШ С 1 июля 1957 года началась масштабная международная программа ЮНЕСКО – Международный геофизический год (МГГ). Значительная часть программы МГГ была выполнена на астрономических обсерваториях. Проводились солнечные исследования и другие астрономические наблюдения, связанные с геофизическими явлениями. В июле астрономы Государственного астрономического института им. П.К. Штернберга МГУ (ГАИШ) выехали в экспедицию для проведения наблюдений по этой программе. В задачу экспедиции входили исследования теллурических линий (спектральных линий, образующихся в спектре Солнца при поглощении солнечного излучения молекулами земной атмосферы), непрерывного спектра Солнца и природы противосияния. Для наблюдений была выбрана сравнительно ровная площадка высокогорного пастбища на высоте около 2900 м над уровнем моря, расположенная в горах Северного Тянь-Шаня в 40 км от города Алма-Ата. От астрономов казахстанского Астрофизического института им. В.Г. Фесенкова было известно о хороших условиях для наблюдений в этих местах несмотря на близость крупного города. Место оказалось удачным. Действительно, здесь были нередки безореольные дни, то есть такие дни, когда небо вблизи диска Солнца обладало практически такой же яркостью, что и на значительном удалении. Это свидетельствовало о почти полном отсутствии аэрозолей в атмосфере на высотах выше наблюдательной площадки. Конечно, молекулярное рассеяние уменьшается на высоте 3000 м только на 25%, но оно рассеивает свет практически во все стороны и поэтому в отличие от рассеяния на аэрозолях не дает ореола. Для наблюдений были установлены небольшой бесщелевой спектрограф, горизонтальный солнечный телескоп, внезатменный коронограф, 8-дюймовый рефрактор и другие небольшие астрономические приборы. Через 5 лет высокогорная экспедиция ГАИШ превратилась в постоянную высокогорную наблюдательную станцию, однако еще в течение 30 лет она называлась Тянь-Шаньской высокогорной экспедицией (ТШВЭ). В первые годы существования экспедиции там выполнялись исследования в области физики Солнца, теллурических линий, оптических свойств земной атмосферы, спектральные наблюдения зодиакального света, противосияния и свечения ночного неба, исследования распределения энергии в спектрах звезд в ультрафиолетовой области, наблюдения затменных переменных звезд.

72

Результаты исследований прозрачности атмосферы показали, что ослабление света, вызванное аэрозолями, в большинство ясных дней и ночей составляет всего 0,02–0,03. Вследствие этого изменения прозрачности на временах от минут до часов составляют только доли процента. Наилучшая прозрачность и максимальное количество ясной погоды приходится на осеннезимний период. Обычно превосходные условия изредка могут сильно ухудшаться из-за некоторых глобальных явлений. Например, в течение года после извержения вулкана Пинатубо (Филиппины, 1991 год) не было ни одного безореольного дня и величина ослабления света аэрозолями не опускалась ниже 0,10. Подобное ухудшение прозрачности атмосферы было отмечено на многих обсерваториях мира. В 1972 году был установлен кудэ-рефрактор фирмы “ОПТОН” для наблюдений активных областей на Солнце с уникальным фильтром на водородную линию Нα . В течение 20 лет он использовался в сети оповещения и прогноза протонных вспышек для космических полетов. В 1966 году в экспедиции был установлен небольшой телескоп-рефлектор с диаметром зеркала 0,5 м для фотоэлектрических измерений блеска звезд. Первые же наблюдения подтвердили наличие прекрасных условий для фотоэлектрической фотометрии и спектрофотометрии. В 1983 году был смонтирован второй такой же телескоп АЗТ-14. На установленных телескопах с помощью фотоэлектрических многоцветных фотометров (обычно исПотери света 1,0 0,8

H2O

0,6 O2 0,4 H2O

H2O

0,2 0 300

400

500

600

700

800 900 1000 Длина волны, нм

Рис. 1. Типичные зависимости доли потерь света в земной атмосфере от длины волны для Тянь-Шаньской обсерватории (синяя кривая) и равнинных обсерваторий (красная кривая). Отмечены полосы поглощения кислородом и парами воды. Резкий подъем потерь вблизи 300 нм обусловлен поглощением света озоном

С О Р О С О В С К И Й О Б РА З О В АТ Е Л Ь Н Ы Й Ж У Р Н А Л , Т О М 7 , № 4 , 2 0 0 1

НАУКИ О ЗЕМЛЕ ских лучей) и являются мощным инструментом для определения физической природы астрономических объектов.

Световой поток 1,2

1,0

0,8

0,6 −80

−40

0

40

80 Время, мс

Рис. 2. Кривая покрытия звезды 61 Тельца темным краем Луны, полученная 2 марта 1982 года на 0,5-м телескопе в Тянь-Шаньской высокогорной экспедиции. Время отсчитывается от момента геометрического покрытия. Точки – результаты измерений продолжительностью 2 мс. Сплошная линия – теоретическая кривая изменения блеска при угловом диаметре звезды 0″003. Световой поток в относительных единицах. Уровень сигнала после покрытия определяется рассеянным светом Луны

пользуются четыре общепринятые спектральные полосы: W или U, B, V и R, расположенные соответственно в ультрафиолетовом, синем, зеленом и красном районах оптического спектра) проводили измерения классических переменных звезд и содержащих релятивистские объекты двойных звездных систем. Возможность проводить многоцветные измерения с точностью лучше 0,5% позволили получить ценные научные результаты. Какую же информацию могут получить астрономы при высокоточных измерениях блеска звезд в разных спектральных областях? Во-первых, это определение светимости, основной энергетической характеристики звезд и других астрономических объектов (конечно, при известном расстоянии). Измерение блеска в нескольких спектральных полосах дает возможность достаточно точно оценить температуру поверхности звезды, ее спектральный класс – характеристику, тесно связанную с массой звезды, выделить среди обычных звезд звезды с особенностями – объекты, очень интересные для дальнейших исследований. Во-вторых, измерение блеска проводится для обнаружения или изучения переменности блеска звезд. Характер переменности тесно связан с внутренним строением звезд или показывает, что мы имеем дело с двойными или более сложными системами звезд. Исследования переменности блеска в оптическом диапазоне часто дополняются измерениями в других областях электромагнитного спектра (от радио и до рентгенов-

В конце 70-х годов в Тянь-Шаньской высокогорной экспедиции были проведены успешные опыты по использованию компьютеров в фотометрических наблюдениях для проведения высокоскоростной фотометрии. Например, для того чтобы получить детальную картину явления покрытия звезды Луной, требуется временное разрешение порядка 1 мс. Детальная кривая блеска этого явления, определяемая дифракцией света на лунном крае, содержит в себе информацию об угловом размере затмеваемой звезды. Наблюдения покрытий звезд Луной с целью получения физических характеристик звезд были выполнены в экспедиции впервые в нашей стране. Показатель цвета W–B −1,0

−0,5

0

0,5

1,0

1,5

2,0

0

0,5

1,0 1,5 2,0 Показатель цвета B–V

Рис. 3. Основной инструмент звездной фотометрии – двуцветная диаграмма, построенная по данным каталога WBVR-величин ярких звезд северного неба. Показатели цвета, отложенные по осям, – это разности звездных величин в соответствующих спектральных полосах. Голубые горячие звезды расположены в верхнем левом углу диаграммы, красные холодные – в правом нижнем. Точки вне основного скопления обозначают звезды, излучение которых “покраснено” межзведным поглощением света

К О Р Н И Л О В В . Г. П О Ч Е М У А С Т Р О Н О М И Ч Е С К И Е О Б С Е Р В А Т О Р И И РА С П О Л О Ж Е Н Ы В ГО РА Х

73

НАУКИ О ЗЕМЛЕ Большое внимание уделялось измерениям другого рода – с целью создания фотометрических каталогов. В 1985–1988 годах был проведен фотоэлектрический обзор ярких звезд северного неба, в результате которого получены высокоточные звездные величины в четырех полосах спектра для 13,5 тыс. звезд. Успешным наблюдениям способствовали уникальные условия ТШВЭ и новая приемная аппаратура с использованием компьютера. Каталог, созданный на основе этих наблюдений, уникален по точности, полноте и однородности и широко используется в мире при проведении фотометрических исследований. ТЯНЬ-ШАНЬСКАЯ АСТРОНОМИЧЕСКАЯ ОБСЕРВАТОРИЯ Напомним основные особенности Тянь-Шаньской высокогорной экспедиции с точки зрения условий для астрономических наблюдений: 1) является одной из самых высоко расположенных над уровнем моря обсерваторий в мире: в мире только три обсерватории расположены выше и еще около пяти располагаются на такой же высоте; 2) удачно расположена по долготе, является одной из самых восточных обсерваторий на территории бывшего СССР. Этот фактор важен при проведении синхронных и координированных с другими обсерваториями наблюдений Солнца и звезд; 3) имеет превосходные дневные астроклиматические характеристики: большое количество безореольного ясного дневного наблюдательного времени при хорошем качестве изображений; 4) отличается большим количеством ясной ночной погоды, причем в отличие от других обсерваторий максимум приходится на осенне-зимний период. Очень хорошая и стабильная прозрачность атмосферы с малым содержанием пыли и воды при качестве изображений лучше среднего делают это место идеальным для высокоточной фотометрии в оптическом и инфракрасном диапазонах. Исходя из этих особенностей и учитывая реально сложившиеся в экспедиции направления наблюдательных исследований Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга МГУ решил значительно расширить свою наблюдательную базу. Вскоре начались работы по созданию на основе ТШВЭ современной обсерватории, ориентированной в первую очередь на звездные фотометрические наблюдения и солнечные исследования. В конце 80-х годов XX века были построены новые здания Тянь-Шаньской астрономической обсерватории, установлены два современных телескопа с диаметром зеркал 1 м. Совместно с Чешской академией наук установлен новый горизонтальный солнечный телескоп (диаметр зеркал 0,6 м) с уникальным спектрографом с фокусным расстоянием 35 м.

74

Рис. 4. Общий вид Тянь-Шаньской астрономической обсерватории

Для новых телескопов разработана и приемная аппаратура. Это четырехканальные электрофотометры, позволяющие одновременно измерять блеск звезд в четырех спектральных полосах оптического диапазона. Применение таких фотометров экономит время измерения отдельного объекта и позволяет проводить многоцветную фотометрию объектов с быстрыми изменениями блеска. Для исследования слабых объектов более пригоден панорамный фотометр на основе ПЗСматрицы. ПЗС-матрица – это приемник излучения на основе внутреннего фотоэффекта, позволяющий получать цифровое изображение (обычно порядка 1000 × 1000 элементов изображения) исследуемой области неба. Конечно, по современным меркам телескопы с зеркалом 1 м – это небольшие телескопы. Проводить на них исследования очень слабых астрономических объектов невозможно. Однако для высокоточных измерений блеска звезд ярче 15-й звездной величины телескопы диаметром 1–1,5 м являются оптимальными в смысле отношения результатов к стоимости. Как правило, на таких телескопах решаются астрономические задачи, требующие большого количества наблюдательного времени (десятков и сотен ночей). Две из них мы отметим особо. Прежде всего это исследования двойных систем – источников рентгеновского излучения, изучение которых в оптическом диапазоне спектра дает существенную информацию о свойствах вещества в экстремальных физических состояниях. Особенно ценны измерения, выполненные одновременно с наблюдениями в других диапазонах электромагнитного спектра, например с наблюдениями орбитальных рентгеновских обсерваторий. Другая задача – высокоточная фотометрия всех звезд ярче 10-й звездной величины. Общее число таких звезд примерно 200 тыс. Подавляющее количество из них не имеет точных многоцветных измерений блеска

С О Р О С О В С К И Й О Б РА З О В АТ Е Л Ь Н Ы Й Ж У Р Н А Л , Т О М 7 , № 4 , 2 0 0 1

НАУКИ О ЗЕМЛЕ объектов. Самый известный пример – это новые и сверхновые звезды, а также загадочные гамма-всплески, у которых, согласно новейшим данным, наблюдаются оптические проявления. К тому же, как показывает вековой опыт, астроном, поставивший наблюдательную задачу, должен присутствовать при наблюдениях, хотя бы даже виртуально. Реальное присутствие не всегда возможно, да и обходится недешево. В мире уже существуют несколько фотометрических телескопов, наблюдать на которых можно не выходя из дома. Если добавить к этому открывающиеся возможности включения действующей астрономической обсерватории в образовательный процесс, то подсоединение компьютеров телескопов обсерватории в глобальную сеть ИНТЕРНЕТ не только оправданно, но и крайне необходимо. Именно по такому пути развиваются другие астрономические обсерватории, так должна развиваться и Тянь-Шаньская астрономическая обсерватория. ЛИТЕРАТУРА 1. Мартынов Д.Я. Курс практической астрофизики. М.: Наука, 1977. 544 с. Рис. 5. Один из 1-м телескопов-рефлекторов фирмы “Цейсс” (“Zeiss”), установленных в Тянь-Шаньской астрономической обсерватории

2. Щеглов П.В. Проблемы оптической астрономии. М.: Наука, 1980. 272 с. 3. Струве О., Зебергс В. Астрономия ХХ века: Пер. с англ. М.: Мир, 1968. 548 с.

в оптическом диапазоне. После завершения космического астрометрического эксперимента “Гиппаркос”, измерившего расстояния от Земли для большей части таких звезд, точные фотометрические данные для них просто необходимы.

4. Вольтье Л., Мейнел А., Кинг И. и др. Оптические телескопы будущего: Пер. с англ. М.: Мир, 1981. 432 с.

Важным обстоятельством для эффективных фотометрических наблюдений является использование современных компьютерных технологий, в том числе сетевых. Большое значение имеет возможность оперативного обмена данными наблюдений с другими обсерваториями мира и отдельными исследователями. Дело в том, что поведение некоторых астрономических объектов часто непредсказуемо, а наиболее интересным с точки зрения астрофизики являются моменты резкого изменения их оптических характеристик, сопровождающие глобальные изменения строения этих

Рецензент статьи А.М. Черепащук

5. Джиллет Ф., Лабейри А., Нельсон Дж. и др. Оптические и инфракрасные телескопы 90-х годов: Пер. с англ. М.: Мир, 1983. 292 с.

*** Виктор Геральдович Корнилов, кандидат физико-математических наук, зав. лабораторией новых фотометрических методов Государственного астрономического института им. П.К. Штернберга МГУ. Область научных интересов – фотоэлектрическая фотометрия звезд, астрономическая приемная аппаратура. Автор более 30 научных работ, в том числе каталога WBVRвеличин ярких звезд северного неба.

К О Р Н И Л О В В . Г. П О Ч Е М У А С Т Р О Н О М И Ч Е С К И Е О Б С Е Р В А Т О Р И И РА С П О Л О Ж Е Н Ы В ГО РА Х

75