Changes
# *Ինչո՞ւ երկրագնդի վրա հյուսիսային և հարավային արևադարձները կոչվել են Խեցգետնի և Այծեղջյուրի արևադարձներ։
# Հաշվել, թե Երկրից ի՞նչ հեռավորության վրա Երկրի և Լուսնի ձգողական ուժերը կլինեն իրար հավասար, իմանալով, որ Լուսնի հեռավորռւթյունը Երկրից հավասար է 60 երկրային շառավղի և Երկրի ու Լուսնի զանգվածները հարաբերում են ինչպես 81:1։
</small>
==ԳԼՈՒԽ IV։ ՏԻԵԶԵՐՔԻ ՈՒՍՈՒՄՆԱՍԻՐՈՒԹՅԱՆ ՀԻՄՆԱԿԱՆ ՄեԹՈԴՆԵՐԸ==
===ԼՈՒՍԱՏՈՒՆԵՐԻ ՀԵՌԱՎՈՐՈՒԹՅԱՆ ԵՎ ՉԱՓԵՐԻ ՈՐՈՇԵԼԸ===
§ 77. ՊԱՐԱԼԱՔՍԱՅԻՆ ՇԵՂՈՒՄ։ Երկնային լուսատուների հեռավորությունը որոշելու համար օգտվում են պարալաքսային շեղման երևույթից։ '''Պարալաքսային շեղումն առարկաների թվացող շեղումն է, որ առաջ է գալիս դիտողի տեղաշարժվելուց։''' Այլ կերպ ասած, պարալաքսային շեղումը այն ուղղության փոփոխությունն է, որով երևում է առարկան՝ կապված գիտողի տեղաշարժման հետ։
Բացատրենք այդ հետևյալ օրինակով։ Եթե դուք նայեք առաստաղից կախված լամպին, ապա առաստաղի ֆոնի վրա այն կտեսնեք մի որոշ ուղղությամբ։ Եթե այժմ հեռանաք մի կողմի վրա և դարձյալ նայեք լամպին, ապա այն կտեսնեք մեկ ուրիշ ուղղությամբ՝ նա առաստաղի ֆոնի վրա կերևա մի այլ տեղում։
'''Այն երկու կետերի միշև ուղիղ գծով եղած հեռավորությունը, որոնցից գիտողը որոշում է առարկայի ուղղությունը, կոչվում է բազիս։'''
'''Բազիսի մեծանալուց և դիտվող առարկայի հեռավորությունը փոքրանալուց պարալաքսային շեղումը մեծանում է։''' Դրանում հեշտությամբ կարելի է համոզվել, եթե սենյակում ավելի շատ հեռանանք դիտման առաջին դիրքից։ Այո դեպքում լամպն առաստաղի ֆոնի վրա ավելի շատ կտեղաշարժվի։ Մյուս կողմից, ձեզանից մոտ տարածության վրա գտնվող հեռագրասյան կամ ծառի պարալաքսային շեղումը հեռավոր անտառի ֆոնի վրա, երբ դուք անցնում եք նրա մոտով, ավելի մեծ կլինի, քան այն հեռագրասյան կամ ծառի շեղումը, որ ձեզանից ավելի հեռու է գտնվում։
'''Գիտենալով բազիսի երկարությունը և չափելով ըազիսի և նրա ծայրերից գեւղի առարկան տանող ուղղությունների միշև ընկած անկյունները, կարելի է հաշվելով որոշել առարկայի հեռավորությունը''', առանց անմիջականորեն չափելու այդ հեռավորությունը։ Այդ հնարավորությունից մեծ չափով օգտվում են հողաչափական աշխատանքների ժամանակ, պատերազմում՝ երբ կարիք է լինում որոշելու նշանակետի հեռավորությունը, և աստղագիտության մեջ՝ երկնային մարմինների հեռավորությունը որոշելու համար։
<small>Դիցուք հարկավոր է որոշել, օրինակ, A ծառ ի AB հեռավորությունը (նկ․ 67), որը գտնվում է գետի մյուս ափին։ Այդ նպատակով մեր ափին կընտրենք C կետը, այնպես որ BC գիծը ծառայի որպես բազիս, որի երկարությունը կարելի լինի հարմար ձևով և ճիշտ չափել։ Այնուհետև անկյունաչափ գործիքի օգնությամբ, տեղավորվելով B կետում, կչափենք ABC անկյունը, դրա համար գործիքն առաջ կուղղենք դեպի առարկան, իսկ հետո դեպի C կետը (որտեղ սովորաբար փոքր ցցիկ են խփում)։
[[Պատկեր:Astronomy_pic_067.png|150px|frameless|thumb|right]]
Այնուհետև մեր գործիքը տեղափոխում ենք C կետը և ճիշտ նույն ձևով չափում ACB անկյունը։ Մենք ստանում ենք մի եռանկյուն, որտեղ հայտնի են մեկ կողմը (BC բազիսի երկարությունը) և նրան հարակից երկու անկյունները։ Այս դեպքում, ըստ եռանկյունաչափության կանոնների, կարելի է հաշվել մյուս երկու կողմերի՝ BA-ի և CA–ի, երկարությունը, այսինքն՝ առարկայի հեռավորությունը։
Որ եռանկյան երկու կողմերի երկարությունը հնարավոր է որոշել երրորդ կողմը և նրան հարակից երկու անկյունները հայտնի լինելու դեպքում, ապա դրանում կարելի է համոզվել նույնիսկ չդիմելով եռանկյունաչափությանը, այլ կառուցման միջոցով։
Հեռավորություններն «աչքաչափով» գնահատելը հիմնված է հենց նույն պարալաքսային շեղման երևույթի վրա զուգորդված փորձի հետ։ Հեռավոր առարկան դիտվում է աջ և ձախ աչքով, իսկ որպես բազիս ծառայում է աչքերի հեռավորությունը միմյանցից։ Մեկ աչքից կոպր մարդիկ առարկաների հեռավորությունը դժվարությամբ են որոշում։ Ռազմական գործում նշանակետի հեռավորությունը որոշելու համար գործածվող հեոաչափները նույնպես նկարագրված երևույթի վրա են հիմնված։ Հեռաչափի երկու օբյեկտիվների միջև եղած հեռավորությունն ավելի մեծ է, քան աչքերի հեռավորությունը միմյանցից, ուստի և հեռաչափով պարալաքսային շեղումն ավելի լավ է նկատվում։
Նշենք նաև այն, որ նկ․ 67-ում պարալաքսային շեղումը ներկայացվում է ACD անկյունով, որը հավասար է CA–ի (A առարկայի ուղղությունը C կետից) և CD–ի (B կետից առարկայի ուղղությանը զուգահեռ ուղղությունը) միջև ընկած անկյանը։</small>
'''Այն անկյունը, որի տակ առարկայից երևում է դիտողի բազիսը, կոչվում է պարալաքս։''' Նկ. 67-ում պարալաքսը կլիՆի BAC անկյունը։ Պարալաքսը և պարալաքսային շեղումը հավասար են։ Որքան մոտ լինի օբյեկտը բազիսից և որքան երկար լինի բազիսը, այնքան մեծ կլինի նրա պարալաքսը։ Տվյալ հեռավորության վրա բազիսը մեծացնելու դեպքում մեծանում է պարալաքսի չափման ճշտությունը, և հետևաբար, մեծանում է այդ հեռավորությունը որոշելու ճշտությունը։
§ 78. ԵՐԿՆԱՅԻՆ ԼՈՒՍԱՏՈՒՆԵՐԻ ՀԵՌԱՎՈՐՈՒԹՅԱՆ ՈՐՈՇԵԼԸ։ Երկնային լուսատուների հեռավորությունը որոշելու հիմնական եղանակը նրանց պարալաքսների որոշելն է։ Սակայն այս դեպքում հարկ է լինում արեգակնային համակարգության մարմինների և նրա սահմաններից շատ ավելի հեռու գտնվող մարմինների համար վերցնել տարբեր բազիսներ։
Արեգակնային համակարգության մարմինների համար, որոնք համեմատաբար մոտ են գտնվում մեզանից, օրինակ, Արեգակի, Լուսնի և մոլորակների համար, Երկրի շառավիղը բավարար մեծության բազիս է հանդիսանում։
Երկու դիտող, որոնցից մեկի համար լուսատուն գտնվում է հորիզոնի վրա, իսկ մյուսի համար՝ զենիթում, միաժամանակ դիտում են այդ լուսատուն։ Այդ երկու ուղղություններով կազմված անկյունը (կամ որ միևնույն է՝ լուսատուի պարալաքսային շեղումը) հենց տվյալ լուսատուի հորիզոնական պարալաքսն է։
[[Պատկեր:Astronomy_pic_068.png|150px|frameless|thumb|left]]
'''Հորիզոնական պարալաքս կոչվում է այն անկյունը, որի տակ լուսատուից երևում է Երկրի՝ տեսողական ճառագայթին ուղղահայաց շառավիղը''' (նկ. 68-ում ASB անկյունը)։
Արեգակի, Լուսնի կամ մոլորակների պարալաքսը որոշելու դեպքում անհրաժեշտ է, որպեսզի լուսատուն միաժամանակ դիտեն երկու դիտող։ Օրինակ, նկ․ 68-ում դիտողներից մեկը կարող է տեղավորվել A կետում, իսկ մյուսը՝ B կետում։ Բայց իրականում դիտողներն ստիպված են լինում այլ կերպ դասավորվել, և այս դեպքում պարալաքսի հաշվարկումը, ելնելով դիտումներից, մի քիչ ավելի բարդ եղանակով է կատարվում։
Արեգակնային համակարգության սահմաններից շատ ավելի հեռու գտնվող լուսատուների, այսինքն՝ աստղերի համար, Երկրի շառավիղը և տրամագիծը որպես բազիս չափազանց փոքր են։ Աստղերի համար որպես բազիս վերցնում են Երկրի ուղեծրի շառավիղը, բայց աստղերից շատերի, մանավանդ հեռավոր աստղերի համար այդ բազիսը ևս շատ փոքր է։
'''Տարեկան պարալաքս կոչվում է այն անկյունը, որի տակ լուսատուից երևում է Երկրի ուղեծրի մեծ կիսառանցքը, որը ենթադրվում է տեսողական ճառագայթին ուղղահայաց։'''
Եթե ճշգրիտ և խնամքով կատարված չափումների միջոցով լուսատուի պարալաքսն արդեն չափված է, ապա նրա D հեռավորությունը որոշվում է հասարակ հաշվարկումների միջոցով։ Նկ. 68-ից երևում է, <math>D = \frac{R}{sin p}</math>, որտեղ R-ն ընդունված բազիսն է (AC), իսկ p-ն հորիզոնական պարալաքսը (<ASC)։ Ընդունելով R Երկրի շառավիղը որպես միավոր, մենք կստանանք լուսատուի D հեռավորությունը՝ արտահայտված Երկրի շառավղով։
Վերջին ժամանակներս Լուսնի հեռավորությունը Երկրից որոշելու համար կիրառվել է սովետական գիտնական Ն. Դ. Պապալեկիի մեթոդը։ Այդ մեթոդի էությունն այն է, որ որոշվում է այն ժամանակը, որի ընթացքում դեպի Լուսին ուղարկված ռադիոալիքը հասնում է նրան ու անդրադառնալով՝ ետ վերադառնում։ Լուսնի հեռավորությունը ստացվել է այնպիսին, ինչպիսին ստացվում է աստղագիտական եղանակներով։
Ահա կարևորագույն պարալաքսները և նրանց համապատասխան հեռավորությունները։ Լուսնի հորիզոնական պարալաքսը հավասար է 57՛, հեռավորությունը Երկրից՝ 384.000 կմ (կլոր թվով՝ 400.000 կմ)։ Արեգակի հորիզոնական պարալաքսը հավասար է 8՛՛,8, հեռավորությունը Երկրից՝ 149.500.000 կմ (կլոր թվով՝ 150 միլիոն կմ)։
'''Երկրի հեռավորությունը Արեգակից կոչվում է հեռավորության աստղագիտական միավոր։'''
§ 79. ԵՐԿՆԱՅԻՆ ՄԱՐՄԻՆՆԵՐԻ ՉԱՓԵՐԻ ՈՐՈՇԵԼԸ։ Երկնային լուսատուների գծային չափերը որոշելու համար հարկավոր է չափել այն անկյունը, որի տակ մենք տեսնում ենք նրա շառավիղը, և իմանալ նրա հեռավորությունը։
[[Պատկեր:Astronomy_pic_069.png|150px|frameless|thumb|right]]
Նկ. 69-ում դիտողը Երկրի O կենտրոնից լուսատուի գծային R շառավփղը կտեսնի p անկյան տակ։
Երկրի կենտրոնի հեռավորությունը լուսատուի կենտրոնից նշանակենք D տառով, այդ դեպքում
R = Dsinp
R-ը նույն միավորներով է արտահայտվում, ինչ միավորներով որ արտահայտվում է D-ն։ Եթե D արտահայտենք Երկրի շառավղով, ապա R նույնպես կգտնենք Երկրի շառավղով արտահայտված։ Եթե D արտահայտենք կիլոմետրերով, ապա R ևս կիլոմետրերով կստացվի։
Օրինակ, Լուսնի հեռավորությունը՝ D = 60 երկրային շառավղի, իսկ Լուսնի շառավիղը մենք 16՛ անկյան տակ ենք տեսնում։ Լուսնի համար
R = 60 . sin16՛ = 0,27 Երկրի շառավղի։
§ 80. ՏԱՐԵԿԱՆ ՊԱՐԱԼԱՔՍԸ ՈՐՊԵՍ ԵՐԿԻՐԸ ԱՐԵԳԱԿԻ ՇՈՒՐՋԸ ՊՏՏՎԵԼՈՒ ԱՊԱ8ՈՒՅՑ։ Որ Երկիրն իսկապես շարժվում է Արեգակի շուրջը, Կոպեռնիկոսը չկարողացավ միանգամայն խիստ կերպով ապացուցել։ Ներկայումս այդպիսի ապացույցներ շատ կան։
Մենք կբերենք Երկիրն Արեգակի շուրջը պտտվելու ապացույցներից միայն մեկը, այն է՝ '''աստղերի տարեկան պարալաքսի գոյությունը'''։ Եթե Երկիրն անշարժ լիներ, ապա Երկրից դիտողը յուրաքանչյուր աստղ կտեսներ միշտ միևնույն ուղղությամբ, միշտ երկնային սֆերայի միևնույն կետում։ Սակայն Երկիրը շարժվում է, և նրա հետ միասին փոփոխվում է նաև դիտողի դիրքը տիեզերական տարածության մեջ։ Քանի որ դիտողը տեղաշարժվում է, ուստի աստղերը պետք է որ պարալաքսային շեղման ենթարկվեն։ Եթե դիտողը Երկրի հետ միասին տեղաշարժվեր ուղիղ գծով, ապա պարալաքսային շեղումը անընդհատ միևնույն ուղղությամբ տեղի կունենար, և որևէ աստղ ամսե ամիս և տարեցտարի երկնքում միշտ միևնույն կողմի վրա կշարժվեր։
Քանի որ դիտողը Երկրի հետ միասին մեկ տարվա ընթացքում պտույտ է գործում Արեգակի շուրջը գրեթե շրջանագծով և մեկ տարուց հետո դարձյալ կրկնում է այդ ուղին, ուստի աստղերի պարալաքսային շեղումը պետք է կատարվի նույնպես մեկ տարի ժամանակամիջոցում։ Ամեն տարի աստղերի այդ թվացող տեղաշարժը պետք է նորից կրկնվի, նա պետք է պարբերական լինի։ Բացի այդ, պարալաքսային շեղումը, ինչպես մենք արդեն գիտենք, կախված է հեռավորությունից։ Ուստի մեզ ավելի մոտ գտնվող աստղերը պետք է ավելի մեծ պարալաքսային շեղման ենթարկվեն, իսկ հեռու գտնվող աստղերը՝ ավելի փոքր շեղման։
Աստղերի տարեկան պարալաքսային շեղումները հեշտությամբ կարելի է պատկերացնել հետևյալ փորձի օգնությամբ։
Հետևենք, թե ինչպիսի տեղեր է գրավում լամպն առաստաղի ֆոնի վրա այն դեպքում, երբ դիտողն սկսում է պտտվել լամպի տակ գտնվող սեղանի շուրջը։ Առաստաղի ֆոնի վրա լամպը, ինչպես մեզ կերևա, մի որոշ պարփակված ուղի կգծի։
Նկ. 70-ում սխեմատիկ կերպով ցույց է տրված աստղերի պարալաքսային շեղումը՝ Երկիրն Արեգակի շուրջը պտտվելու ժամանակ, երբ այդ աստղերը տարբեր հեռավորության վրա են գտնվում, և նրանց տեսանելի ուղղությունները տարբեր են։
'''Տարեկան պարալաքսի երևույթը կայանում է նրանում, որ տարվա ընթացքում յուրաքանչյուր աստղ երկնքում գծում է ինքնապարփակ մի կոր, որի ձևը կախված է աստղի ուղղությունից, իսկ անկյունային չափերը՝ նրա հեռավորությունից։'''
Կոպեռնիկոսը ճիշտ էր ենթադրում, որ պետք է գոյություն ունենա աստղերհ տարեկան պարալաքս։ Սակայն աստղերի հեռավորությունը Երկրից այնքան մեծ է, որ նրանց պարալաքսային շեղումներն աննշան են։ Ուստի, ո՛չ Կոպեռնիկոսը և ո՛չ XVII և XVIII դարերի աստղգետները աստղերի պարալաքսային շեղումները չէին կարող նկատել, որովհետև պետք եղածի չափ ճշգրիտ գործիքներ չունեին։
[[Պատկեր:Astronomy_pic_070.png|300px|frameless|thumb|center]]
Միայն մեգնից հարյուր տարի առաջ ռուս գիտնական Վ․ Յա․ Ստրուվեին հաջողվել է առաջինն ի հայտ բերել և ճշգրիտ գործիքների օգնությամբ չափել ամենամոտ աստղերից մեկի պարալաքսը։
Ամենամեծ պարալաքսն ունի մեզ ամենամոտ աստղը, որ կոչվում է «Կենտավրոսի Պրոքսիմա» (լատիներեն «պրոքսիմա» նշանակում է «մերձավորագույն»։ ՍՍՌՄ-ում Կենտավրոսի համաստեղությունը չի երևում)։ Երկնային սֆերայում նրա ծայրային, առավելագույն շեղումների միջև եղած տարբերությունը (ժամանակի՝ կես տարով տարբերվող մոմենտներում) ընդամենը 0՛՛,762 է կազմում։ Այդ անկյան տակ է երևում լուցկու հաստությունը՝ 130 մ հեռավորության վրա։ Որքա՜ն մեծ ճշտությամբ պետք է կառուցված լինի հեռադիտակը և որքա՜ն մեծ պետք է լինի գիտողների հմտությունը, որպեսզի կարելի լինի չափել աստղերի այդչափ չնչին տեղաշարժը։
Կենտավրոսի Պրոքսիման չզինված աչքի համար անտեսանելի է, ուստի երբեմն ամենամոտ աստղ են անվանում նըան հարևան՝ Կենտավրոսի աստղը, որը քիչ ավելի հեռու է մեզնից, քան թե Պրոքսիման։
Նկատենք, որ Երկրի նման Արեգակի շուրջը պտտվող լուսատուների, օրինակ, մոլորակների և գիսավորների համար տարեկան պարալաքսի հասկացողությունը կիրառելի չէ։
<small>ՀԱՐՑԵՐ ԻՆՐՆՍՏՈԻԳՄԱՆ ՀԱՄԱՐ
# Ի՞նչ է պարալաքսային շեղումը։
# Ի՞նչ է բազիսը։
# Ի՞նչ է պարալաքսը։
# Ի՞նչ է հորիզոնական պարալաքսը։ Բացատրեցե՛ք գծագրով։
# Ինչպե՞ս որոշել լուսատուի հեռավորությունը, եթե նրա հորիզոնական պարայաքսր հայտնի է։
# Ո՞ր լուսատուների հորիզոնական պարալաքսն է հնարավոր որոշել։
# Ի՞նչ է «աստղագիտական միավորը» և քանի կիլոմետրի է հավասար։
# Ինչի՞ է հավասար Լուսնի և Արեգակի հորիզոնական պարալաքսը։
# Ինչի՞ է հավասար Լուսնի միջին հեոավորությունւ։
# *Ինչպե՞ս են որոշում մոլորակների գծային չափերը։
# Ինչպիսի՞ երևույթն է ապացուցում Երկրի պտույտը Արեգակի շուրջը։
# *Ինչո՞ւմն է արտահայտվում աստղերի տարեկան պարալաքսի երևույթը։
# *Ո՞վ և ե՞րբ է առաջին անգամ հայտնաբերել աստղերի պարալաքսը։
ՎԱՐԺՈՒԹՅՈՒՆՆԵՐ
# Արեգակի պարալաքսը հավասար է 8՛՛,80, իսկ նրա տեսանելի անկյունային շառավիղը՝ 16՛1՛՛։ Քանի՞ անգամ է Արեգակը մեծ Երկրից ըստ տրամազծի։
# Լուսնի հորիզոնական պարալաքսը կազմում է 57՛։ Ինշպիսի՞ անկյան տակ է Լուսնից երևում Երկրի տրամագիծը։
# Ինչքանո՞վ կփոփոխվի համաստեղությունների գծագրվածքը, եթե նրանք դիտվեն ոչ թե Երկրից, այլ Պլուտոնից։
# *Ինշպիսի՞ ամենամեծ անկյունային հեռավորության վրա, եթե նայենք Երկրից, կերևա այն մոլորակը, որը, ենթադրենք՝ պտտվում է Կենտավրոսի α աստղի շուրջը՝ 150 000 000 կմ հեռավորության վրա։
<small>
===ՀԵՌԱԴԻՏԱԿՆԵՐ ԵՎ ՍՊԵԿՏՐԱՅԻՆ ԱՆԱԼԻԶ===
§ 81. ՀԵՌԱԴԻՏԱԿՆԵՐԻ ԿԱՌՈՒՑՎԱԾՔԸ։ Հեռադիտակները նախատեսված են այն բանի համար, որպեսզի տան երկնային լուսատուների լուսապատկերը, որ հնարավոր լինի դիտել խոշորացված տեսքով, լուսանկարել կամ ուսումնասիրել այլ կերպ։ Երկնային լուսատուներից եկող լույսը հեռադիտակ-ռեֆրակտորում հավաքվում է ուռուցիկ, կլոր ապակիով (օբյեկտիվով), իսկ հեռաղիտակ-ռեֆլեկտորում՝ գոգավոր հայելիով (նկ. 71)։
Ինչքան մեծ է օբյեկտիվի կամ հայելու տրամագիծը, այնքան ավելի շատ լույս է հավաքում հեռադիտակը և այնքան ավելի թույլ աստղեր են նրանով երևում։ Ինչպես հայտնի է ֆիզիկայից, հեռադիտակի խոշորացնելու, ունակությունը այնքան մեծ է, որքան մեծ է նրա ֆոկուսային հեռավորությունը՝ F, այսինքն՝ հեռավորությունը օբյեկտիվից կամ հայելուց մինչև այն կետը, որտեղ նրանք տալիս են լուսատուի լուսապատկերը։ Այդ լուսապատկերը դիտվում է օկուլյարի (կատարելագործված խոշորացնող ապակի) միջոցով, որն ունի իր սեփական ֆոկուսային հեռավորությունը՝ f։
[[Պատկեր:Astronomy_pic_071.png|300px|frameless|thumb|right]]
Հեռադիտակի խոշորացումը՝ W = F : f, այնպես որ, ունենալով մի քանի տարբեր օկուլյարներ, կարելի կլինի նրանցով ստանալ տարբեր չափի խոշորացումներ։
Սովետական գիտնական Դ. Դ. Մակսուտովը 1941 թ․ հնարել է հեռադիտակի նոր տեսակ, որ միացնում է ռեֆրակտորի և ռեֆլեկտորի առավելությունները։ Նրա սիստեմով են կառուցված ժամանակակից դպրոցական հեռադիտակները։
Երկնային լուսատուների ֆիզիկական բնությունն ուսումնասիրելու համար կիրառվում են զանազան տեսակի հեռադիտակներ։ Որոշ հեռադիտակներով լուսատուներն անմիջականորեն դիտվում են աչքով, մյուսների օգնությամբ լուսատուները նկարահանվում են։ Աստղերը լուսանկարելու համար կիրառվող հեռադիտակները կոչվում են '''աստրոգրաֆներ'''։ Նրանք, ինչպես և մյուս բոլոր խոշոր հեռադիտակները, ընտրած աստղի ուղղությամբ տեղակայելուց հետո, ժամացույցի մեխանիզմի օգնությամբ շարժման մեջ են դրվում դեպի աշխարհի բևեռն ուղղած առանցքի շուրջը։ Դրա շնորհիվ դիտողը, չնայած երկնքի կատարած օրական պտույտին, իր հեռադիտակի տեսողության դաշտում անընդհատ տեսնում է լուսատուն, իսկ աստղերի պատկերներն ընկնում են լուսանկարչական ապակու միշտ միևնույն տեղը։
[[Պատկեր:Astronomy_pic_072.png|600px|frameless|thumb|center]]
Ներկայումս լուսանկարչությունը շնորհիվ իր բազմաթիվ առավելությունների՝ դուրս է վանում անմիջականորեն աչքով դիտումը։ Երկնքի և երկնային լուսատուների ստացվող պատկերներն արձանագրում են նրանց նկարահանման մոմենտում ունեցած փաստական վիճակը։ Լուսանկարները, որոնք անընդհդատ համալրում են պահարաններր՝ այնուհետև հարմար պայմաններում ուսումնասիրվում են լաբորատորիաներում, որտեղ լուսանկարչությամբ կատարված բոլոր չափումները կարելի է ստուգել և ցանկացած ժամանակ կրկնել։ Լուսանկարչության միջոցով կատարվող չափումները, նրանց հետ կապված հաշվարկումները, ստացվող արդյունքների ուսումնասիրությունն ավելի շատ ժամանակ են խլում աստղագետներից, քան հենց այդ դիտումների կատարումը։
Հեռաղիտակներից շատերը օժտված են օժանդակ գործիքներով, որոնք ծառայում են երկնային լուսատուների լույսի ուժն ու հատկությանները ուսումնասիրելու համար։
[[Պատկեր:Astronomy_pic_073.png|600px|frameless|thumb|center]]
Չպետք է կարծել, որ խոշոր հեռադիտակներ կառուցելու ձգտումը առաջ է գալիս բացառապես երկնային մարմիններն ավելի խոշորացրած տեսնելու ցանկությունից։ Օդի բոլոր հոսանքները հեռադիտակի մեջ ավելի ևս նկատելի են դառնում, այնպես որ օդում շարունակ գոյություն ունեցող ալեկոծումները գործնականորեն կիրառելի խոշորացումը սահմանափակում են։ Հեռադիտակով դիտումներ կատարելիս հազվագյուտ դեպքում 500 անգամից ավելի խոշորացում են օգտագործում, թեև մեծ դիտակները ինքնըստինքյան կարող են մի քանի հազար անգամով խոշորացում տալ։ Այդպիսի մեծ խոշորացումների դեպքում լուսատուների վրա եղած մանրամասնությունները, օդի ավելի նկատելի ալեկոծությունների պատճառով, ավելի վատ, ավելի աղոտ են երևում, քան փոքր խոշորացումների դեպքում։
[[Պատկեր:Astronomy_pic_074.png|500px|frameless|thumb|center]]
Դրա փոխարեն խոշոր հեռադիտակները թույլ են տալիս տեսնելու ավելի թույլ, և հետևաբար, մեզանից ավելի հեռու գտնվող լուսատուները, թույլ են տալիս ավելի խորը թափանցելու տիեզերական անհուն տարածության մեջ։ Այդպիսի հեռադիտակների օդնությամբ լուսատուների լուսանկարները ավելի արադ և շատ մանրամասն կերպով են ստացվում։
ՍՍՌՄ-ում առավել խոշոր աստղադիտարաններ կան Մոսկվայում, Տաշքենտում, Կազանում, Աբասթումանում, Ղրիմում։ Գերմանական ֆաշիստները պատերազմի ժամանակ կործանել են Պուլկովփ և Սիմեիզի աստղադիտարանները, որտեղ գտնվում էին ՍՍՌՄ-ի ամենախոշոր հեռադիտակները։ Այդ աստղադիտարանների վերականգնումը Համարյա ավարտված է, և նույնպես կառուցվում են նորերը, Պուլկովի աստղադիտարանը, որ հիմնադրել է Վ. Յա․ Ստրուվեն 1839 թ., արտասահմանում ճանաչվել է որպես «աշխարհի աստղագիտական մայրաքաղաք», քանի որ նա եղել է լավագույն կերպով կահավորված և մեծ փառքի է արժանացել իր դիտական աշխատանքների բացառիկ ճշտությամբ ու մտածվածությամբ։ Պուլկովի աստղադիտարանը կատարելագործվելու են եկել տարբեր երկրների գիտնականներ։
§ 82. ՀԵՌԱԴԻՏԱԿՆԵՐԻ ՏԵՂԱԿԱՅՄԱՆ ԵՐԿՈՒ ԵՂԱՆԱԿ ԵՎ ՆՐԱՆ8 ՀԵՏ ՎԱՐՎԵԼԸ։ Գոյություն ունի հեռադիտակը հաստատոցի (շտատիվի) վրա տեղակւսյելոլ երկու եղանակ։
[[Պատկեր:Astronomy_pic_075.png|200px|frameless|thumb|right]]
'''Ազիմուտային տեղակայում ունեցող հաստատոցը''' (նկ․ 75) թույլ է տալիս դիտակը հոդակապի (շառնիր) վրա դարձնել դեպի վեր և դեպի վար, այսինքն՝ ըստ բարձրության (ուղղաձիգ հարթությամբ և ուղղաձիգ առանցքի շուրջը՝ աջ և ձախ, այսինքն՝ ըստ ազիմուտի։ Ուստի և այդպիսի տեղակայումը կոչվում է ազիմուտային։
Քանի որ երկնային լուսատուները հորիզոնի նկատմամբ թեք ուղղությամբ են շարժվում և միաժամանակ անընդհատ փոփոխվում է և՛ նրանց բարձրությունը և՛ նրանց ազիմուտը, ուստի որևէ աստղ դիտելու ժամանակ ազիմուտային տեղակայում ունեցող հեռադիտակը հարկ է լինում գրեթե անընդհատ շարժել թե՛ ըստ բարձրության և թե՛ ըստ ազիմուտի, այսինքն՝ նրանով գրեթե միաժամանակ կատարել երկու շարժում, որպեսզի լուսատուն անընդհատ մնա հեռադիտակի տեսադաշտում։ Դա շատ անհարմար է, մանավանդ, երբ հեռադիտակով ցանկանում են նայել հերթով մի քանի մարդիկ։
Ուստի երկնային լուսատուները դիտելու համար ամենից հարմար է օգտվել հասարակածային տեղակայում ունեցող դիտակով, իսկ լուսատուները լուսանկարելու համար այդ տեղակայումը ուղղակի անհրաժեշտ է։
'''Հասարակածային տեղակայում ունեցող հաստատոցը''' թույլ է տալիս հեռադիտակը դարձնելու աշխարհի առանցքի ուղղությանը համընկնող առանցքի շուրջը (որ կոչվում է '''ժամային առանցք''') և նրան ուղղահայաց առանցքի շուրջը (որ կոչվում է '''հակման առանցք''')։ Մի այդպիսի տեղակայում պատկերված է նկ. 76-ում և սկզբունքորեն այդ տեղակայումը կարելի է ստանալ ազիմուտային տեղակայումից, եթե վերջինիս առանցքը հորիզոնի նկատմամբ թեքենք այնպես, որ նա ուղղվի դեպի աշխարհի բևեռը։ Այն ժամանակ եթե հեռադիտակը պտտելու լինենք ժամային առանցքի շուրջը (այդպես թեքելու դեպքում ուղղաձիգ առանցքը կընդունի ժամային առանցքի դիրք), նա կսկսի շարժվել հասարակածին զուգահեռ հարթությամբ, այսինքն՝ կգծի լուսատուի օրական զուգահեռականը։
[[Պատկեր:Astronomy_pic_076.png|300px|frameless|thumb|center]]
Եթե այսպիսի տեղակայում ունեցող հեռադիտակը ուղղելու լինենք որևէ լուսատուի վրա, ապա այլևս կարիք չի լինի նրան դարձնելու հակման ա ռան ցքի շուրջը, այլ կմնա միմիայն դարձնել այն ժամային առանցքի շուրջը, և այն էլ համաչափ արագությամբ։ Այդ պտտեցումը հարմար և ավելի սահուն դարձնելու նպատակով օգտվում են մի հատուկ պտուտակից, որ կոչվում է մի կրոմետրիկ պտուտակ։
Խոշոր հեռադիտակները պտտեցվում են ժամացույցի մեխանիզմի օգնությամբ։ Ժամացույցի մեխանիզմը հեռադիտակը պտտեցնում է օրական մի լրիվ շրջանի (ժամում 15°) արագությամբ, այնպես որ լուսատուն շարունակ մնում է ակնապակու (օկուլյարի) տեսողության դաշտում։ Դիտողը կարիք է ունենում միայն երբեմն կարգավորելու ժամացույցի մեխանիզմի ընթացքը կամ {{լայն|միկրոմետրիկ}} պտուտակի օգնությամբ ուղղելու նրա աշխատանքի անհարթությունները։
Սովորաբար հեռադիտակը մի քանի ակնապակի է ունենում։ Ամրացնելով նրանցից որևէ մեկը հեռադիտակի վրա, կարելի է փոքր կամ մեծ խոշորացում ստանալ։ Լավ հեռադիտակը, ամենաուժեղ ակնապակու առկայության դեպքում (որի ֆոկուսային հեռավորությունը մոտ 5 մմ է կազմում), թույլ է տալիս ստանալու առավելագույն խոշորացում, որը հավասար է լինում օբյեկտիվի կրկնակի կամ եռակի տրամագծին՝ արտահայտված միլիմետրերով։
Օրինակ, 50 միլիմետրանոց օբյեկտիվ ունեցող հեռադիտակը կարող է առավելագույն խոշորացումը հասցնել 100-ից մինչև 150 անգամի։
[[Պատկեր:Astronomy_pic_077.png|300px|frameless|thumb|right]]
Հեշտ է նկատել, որ որքան ուժեղ լինի ակնապակին և որքան մեծ լինի նրա տված խոշորացումը, այնքան փոքր կլինի նրանով երևացող տեսողության դաշտը։ Լուսինը 30—50 անգամ մեծացվելու դեպքում տեսողության դաշտում երևում է ամբողջությամբ։ 150 անգամ մեծացվելու դեպքում տեսողության դաշտում տեղավորվում է Լուսնի միայն մի փոքրիկ մասը, բայց արդեն շատ մանրամասնություններ են երևում։ Որքան խոշորացումն ավելի մեծ է լինում, այնքան ավելի նկատելի են դառնում օբյեկտիվի շինվածքի անկատարելագործվածությունը և մթնոլորտում եղած օդային հոսանքները։ Հետևանքը լինում է այն, որ երկնային լուսատուների վրա մանրամասնություններն ավելի վատ են երևում, քան փոքր խոշորացման դեպքում, ուստի և հեռադիտակի ուժեղ խոշորացման չպետք է հետապնդել։
Որպեսզի համոզվենք, որ հեռադիտակն իրոք որ խոշորացնում է, խորհուրդ է տրվում միաժամանակ երկու աչքով նայել Լուսնին մեկով անմիջականորեն, իսկ մյուսով՝ հեռադիտակով։
Միգամածություններ և աստղակույտեր դիտելու ժամանակ պետք է գործածել նվազ խոշորացում և տեսողության մեծ դաշտ ունեցող ակնապակի։ Արեգակը, Լուսինը, մոլորակները և աստղերը դիտելու դեպքում պետք է վերցնել այնպիսի ակնապակի, որը տվյալ պայմաններում հնարավոր խոշորացումներից տալիս է ոչ թե ամենամեծ, այլ ամենապարզ խոշորացումը։ Հարկավոր է լավ հիշել, որ երբեմն երկրային օդի վիճակը թույլ չի տալիս պարզ տեսնելու երկնային լուսատուներր նույնիսկ չափավոր խոշորացման դեպքում։
Գիսավորները, միգամածությունները և նույնիսկ թույլ աստղերը Լուսնի լույսի տակ վատ են երևում կամ բոլորովին չեն երևում։
§ 83. ՍՊԵԿՏՐԱՅԻՆ ԱՆԱԼԻԶ։ Անցյալ դարի կեսերին հայտնագործվեց լույսի ուսումնասիրման մի առանձին եղանակ, որը սպեկտրային, անալիլյ է կոչվում։ Նա հիմնված է այն բանի վրա, որ տարբեր գույնի ճառագայթները, որոնք ի մի խառնվելով սպիտակ լույս են տալիս, մի միջավայրից մյուս միջավայրը, օրինակ, օդից ապակու մեջ անցնել ու ժամանակ, բեկվում են տարբեր չափով։
Անցած ժամանակաշրջանում լույսի ուսումնասիրման այդ եղանակը կատարելագործվել է և գտել բազմազան կիրառություններ։ Նրան ենք մենք պարտական մեր այն տեղեկությունների մեծամասնությամբ, որ ունենք '''Երկնային մարմինների ֆիզիկական բնույթի և քիմիական բաղադրության վերաբերյալ'''։
[[Պատկեր:Astronomy_pic_078.png|400px|frameless|thumb|center]]
Սպեկտրային անալիզը կատարվում է մի գործիքի միջոցով, որը կոչվում է '''սպեկտրոսկոպ''' (նկ. 77)։ Սպեկտրոսկոպը բաղկացած է մեկ կամ մի քանի ապակյա պրիզմաներից և երկու խողովակից։ Նրանցից մեկը (նկարում՝ ձախակողմյանը), որ կոչվում է կոլլիմատոր, առջևի ծայրին ունի մի նեղ ճեղք, որի միջով անցնում է ուսումնասիրվող լուսատուի լույսը։ Մյուս ծայրում դրված է օբյեկտիվը, որի հենց ֆոկուսումն էլ տեղավորված է ճեղքը։ Ուստի լույսի ճառագայթները մտնելով ճեղքից, որը սպեկտրոսկոպի համար կարծես լույսի աղբյուր է ծառայում, դուրս են գալիս ճեղքից զուգահեռ փնջով և բոլորը միևնույն անկյուն տակ ընկնում են պրիզմայի վրա։ Հենց այս է կոլլիմատորի դերը։
Տարբեր գույնի ճառագայթներից բաղկացած բարդ լույսը պրիզմայում տարաբաժանվում է իր բաղադրիչ մասերին։ Տարբեր գույնի ճառագայթները բաժանվում են միմյանցից, որովհետև պրիզմայում նրանք տարբեր ձևով են բեկվում։ Լույսն այդ վիճակում մտնում է դիտախողովակը։ Եթե դիտախողովակի ծայրին օկուլյարի փոխարեն լուսանկարչական ապակի դնելու լինենք, ապա մենք կստանանք ուսումնասիրվող լույսի բաղադրիչ մասերի լուսանկարը, որ կոչվում է '''սպեկտրագրամմա'''։ Այս դեպքում գործիքը կոչվում է '''սպեկտրոգրաֆ'''։
[[Պատկեր:Astronomy_pic_079.png|400px|frameless|thumb|center]]
Պարզված է, որ շիկացած կարծր և հեղուկ մարմինները, նույնպես և շիկացած ոչ այնքան թափանցիկ էլեկտրականացած կամ ուժեղ կերպով սեղմված գազերը տալիս են այսպես կոչված անընդհատ սպեկտր, որը ծիածանային շերտի տեսք ունի (նկ.78, 1)։ Այդպիսի սպեկտրում հաջորդաբար մեկից մյուսին են անցնում կարմիր, նարնջի, դեղին, կանաչ, երկնագույն, կապույտ և մանուշակագույն գույները։ Արեգակի սպիտակ լույսը բաղկացած է ծիածանի բոլոր գույներից։ Ինչպես հայտնի է, լույսը տարածվում է ալիքների ձևով, և սպեկտրի յուրաքանչյուր գույն ունի իր ալիքի երկարությունը։ Ավելի ճիշտ՝ սպեկտրի յուրաքանչյուր կետին համապատասխանում է ալիքի որոշ երկարություն։ Այդ երկարությունը միատեսակ է միայն մեկ՝ սպեկտրի երկարությանն ուղղահայաց գծի վրա եղած կետերի համար, այսինքն՝ սպեկտրի վրա լայնակի ընկած գծի համար։ Օրինակ, սպեկտրի վրա երկու հարևան դեղին շերտերը, որոնց գույների տարբերությունն աչքով չի կարելի նշմարել, տարբեր երկարության ալիքներ ունեն։
Թափանցիկ գազերն ու գոլորշիները, երբ նրանք նոսր վիճակումն են գտնվում և շիկացած լինելու պատճառով կամ էլեկտրական պարպումի ազդեցության տակ (ինչպես, օրինակ, էլեկտրական կայծում) լույս են արձակում, տալիս են մի սպեկտր, որը կազմված է լինում մուգ ֆոնի վրա երևացող գունավոր պայծառ գծերից (նկ. 78, 3 և 79՝ ներքևում)։ Այդպիսի սպեկտրում գծերի դասավորությունն ըստ ալիքների երկարության կախված է տվյալ գազի քիմիական բաղադրությունից։ Միևնույն գազը, որ գտնվում է լուսարձակման քիչ թե շատ միատեսակ պայմաններում, սպեկտրում տալիս է միևնույն գծերը։ '''Այսպիսով, սպեկտրի վրա եղած գծերի օգնությամբ կարելի է որոշել լույս արձակող գազի քիմիական բաղադրությանը'''։
Եթե անընդհատ սպեկտր տվող լույսի աղբյուրի առջև ավելի ցածր ջերմաստիճան ունեցող գազեր կամ գոլորշիներ տեղավորենք, նրանք այդ Լույսի մի մասը կկլանեն։ Այդ դեպքում սպեկտրոսկոպում կերևա մի անընդհատ սպեկտր, որը կտրտված կլինի մութ գծերով (նկ, 78, 2 և 79 վերևի)։ Մութ գծերը կգտնվեն սպեկտրի ճիշտ այն տեղերում (նրանք ունեն ալիքի ճիշտ նույն երկարությունը), որտեղ հենց գոլորշիները կամ գազերն իրենք սպեկտրի պայծառ գծեր են տալիս, երբ նրանք պայծառ լուսարձակման վիճակումն են գտնվում։
(Դա սա գրքին կցված է սպեկտրների գունավոր աղյուսակը)։
§ 84. ԵՐԿՆԱՅԻՆ ՄԱՐՄԻՆՆԵՐԻ ՔԻՄԻԱԿԱՆ ԲԱՎԱԴՐՈՒԹՅԱՆ, ԱՐԱԳՈՒԹՅՈՒՆՆԵՐԻ ԵՎ ՋԵՐՄԱՍՏԻՃԱՆՆԵՐԻ ՈՐՈՇԵԼԸ։ Սպեկտրային անալիզի միջոցով գազերի քիմիական բաղադրությունը կարելի է որոշել միայն այն դեպքերում, երբ այդ գազերը կա՛մ իրենք են լույս արձակում, կա՛մ կլանում են անընդհատ սպեկտր տվող լուսաղբյուրի լույսը և դրանով իսկ անընդհատ սպեկտրում մութ գծեր են առաջացնում։ Վերջին դեպքը վերաբերում է այն մթնոլորտներին, որոնք շրջապատում են այնպիսի երկնային մարմիններ, ինչպես, օրինակ, Արեգակը և աստղերը։ '''Աստղերի և Արեգակի սպեկտրներն անընդհատ են և կտրտված մութ գծերով։''' Համեմատելով այդ գծերը մեզ հայտնի քիմիական էլեմենտների սպեկտրներում եղած գծերի հետ, մենք կարողանում ենք իմանալ Արեգակի և աստղերի արտաքին՝ ոչ այնքան տաք՝ շերտերի քիմիական բաղադրությունը։ Այդ լուսատուների վրա հայտնաբերված են միայն այնպիսի քիմիական էլեմենտներ, որոնք կան նաև Երկրի վրա, իսկ դա հաստատում է տիեզերքի նյութական միասնությունը և ժխտում բնության անճանաչելիության մասին եղած կեղծ գիտությունը։
Լուսինը և մոլորակները լուսավորվում են Արեգակի անդրադարձ լույսով, ուստի և սպեկտրային անալիզի միջոցով նրանց քիմիական բաղադրությունը չի կարելի որոշել։ Բայց Արեգակի լույսը, նախ քան մոլորակի մակերևույթից անդրադառնալը, անցնում է մոլորակի մթնոլորտով, իսկ անդրադառնալուց հետո՝ դեպի մեզ ուղղվելիս կրկին անգամ անցնում է նրա մթնոլորտով։ Արեգակի լույսը մոլորակի մթնոլորտով անցնելուլ ժամանակ կլանվում է նրա կողմից, ուստի և մոլորակների սպեկտորներում առաջանում են լրացուցիչ մութ գծեր (Արեգակի սպեկտրի համեմատությամբ)։ Այդ երևույթը թույլ է տալիս որոշելու մոլորակների մթնոլորտների բաղադրությունը։
[[Պատկեր:Astronomy_pic_080.png|500px|frameless|thumb|center]]
Երկնային մարմինների՝ Երկրի նկատմամբ տեսողական ճառագայթի ուղղությամբ (մեզնից կամ դեպի մեզ) կատարած '''շարժման արագությունները''' որոշվում են սպեկտրային անալիզի միջոցով՝ այսպես կոչված '''Դոպլեր-Ֆիզոյի սկզբունքի հիման վրա'''։ '''Դոպլեր-Ֆիզոյի սկզբունքը կայանում է նրանում, որ երբ լույսի աղբյուրը և դիտողը մոտենում են միմյանց, սպեկտրի բոլոր զծերը տեղաշարժվում են դեպի նրա մանուշակագույն ծայրը, իսկ երբ դիտողը և լույսի աղբյարը հեռանում են իրարից՝ նրա սպեկտրում բոլոր զծերը տեղաշարժվում են դեպի կարմիր ծայրը։''' (Դա նման է այն երևույթին, որ նկատվում է ձայնի աղրյուրր մոտենալու կամ հեռանալու մամանակ. ձայնական ալիքի հաճախացումը կամ նոսրացումը կարճացնում կամ երկարացնում է այդ ալիքը, որն ազդում է ձայնի տոնի վրա։ Լույսի ալիքները ենթարկվում են նույն կանոններին)։ Գծերի տեղաշարժման մեծությունը կախված է շարժման արագությունից, և այն կարելի է չափել։ Այդ ամենի ճշմարտացիությունը փորձով առաջինը ապացուցել է ակադեմիկոս Աէ Ա. Բելապոլսկին (1854—1934) Պուլկովի աստղադիտարանում (նկ. 91)։
Լուսատուների՝ տեսողական ճառագայթեն ուղղահայաց ուղղությամբ կատարած շարժման իսկական արագությունը կարելի է որոշել, իմանալով լուսատուի երկնային սֆերայում կատարած շարժման տեսանելի անկյունային արագությունը և նրա մեզանից ունեցած հեռավորությունը։
'''Երկնայինինք նալուսատու մարմինների, ինչպես՝ Արեգակի և աստղերի, ջերմաստիճանները որոշվում են նրանց սպեկտրի տարբեր մասերում պայծառության բաշխվածության ուսումնասիրությամբ։''' Ցածր ջերմաստիճան ունեցող ինքնալուսատու մարմինը կարմիր գույնի է լինում, որովհետև նրա սպեկտրում ամենապայծառ տեղը հանդիսանում է հատկապես կարմիր գույնը։ Ավելի տաք մարմինը դեղին լույս է արձակում, որովհետև նրա սպեկտրում ամենապայծաո տեղերը գրավում են դեղին և կարմիր գույները։ Ավելի ևս շիկացած մարմինը սպիտակ գույն է ունենում, որովհետև նրա սպեկտրում գույների պայծառությունն այնպիսին է, որ միախառնվելու դեպքում նրանք սպիտակ գույն են տալիս։ Է՛լ ավելի տաք մարմնի սպեկտրում առավել պայծառը երկնագույն մասն է, այդ պատճառով էլ նրա գույնը երկնագույն է թվում։ Լույսի ուսումնասիրության տեսությունը, որ ստուգված է նաև փորձով, ցույց է տալիս, թե ինչպես պայծառության բաշխվածությունը ըստ սպեկտրի զանազան գույների՝ կախված է մարմնի ջերմաստիճանից։ Ուսումնասիրելով պայծառության բաշխվածությունը Արեգակի և աստղերի սպեկտրներում, մենք կարող ենք որոշել, թե այդ բաշխվածությունը ո՛ր ջերմաստիճանին է համապատասխանում։
Մոլորակների և Լուսնի ջերմաստիճանները, որոնք լուսավորվում են արևի լույսով, որոշվում են տարբեր մետաղներից շինված երկու շատ բարակ յարերի զոդվածքի օգնությամբ․ դա այսպես կոչված ''ջերմաէլեմենտն''' է (տերմոէլեմենտ)։ Այդպիսի զոդվածքը տաքացնելու դեպքում նրա մեջ էլեկտրական հոսանք է առաջանում։ Աստղագիտության մեջ կիրառվում են հեռադիտակներին միացրած այնպիսի զգայուն ջերմաէլեմենտներ, որոնք կարողանում են որսալ մի քանի կիլոմետր հեռավորության վրա վառվող մոմի ջերմությունը։ Այդ ջերմաէլեմենտները տեղավորվում են հեռադիտակի օբյեկտիվի ֆոկուսում՝ ճիշտ այնտեղ, որտեղ ստացվում է մոլորակի պատկերը։ Մոլորակի առհասարակ շատ աննշան ճառագայթումը տաքացնում է ջերմաէլեմենտը, և նրա մեջ էլեկտրական թույլ հոսանք է առաջանում, որը և չափվում է զգայուն գալվանոմետրով։ Իմանալով հոսանքի ուժը, կարելի է որոշել այն ջերմության քանակը, որ այդ մոլորակից հասնում է Երկիր, իսկ իմանալով մոլորակի հեռավորությունը Երկրից, կարելի է այդ տվյալների հիման վրա հաշվել մոլորակի ջերմաստիճանը։
Մենք տեսնում ենք, որ ժամանակակից գիտությունը տիեզերքն ուսումնասիրելու համար ունի մի շարք հզոր միջոցներ։ Այդ միջոցները թույլ են տալիս միանգամայն վստահ կերպով ուսումնասիրել երկնային մարմինների բնույթը, նրանց դարժումները, քիմիական բաղադրությունը և ջերմաստիճանը։ Այսպիսով, երկնային մարմինների վերաբերյալ եղած ժամանակակից տվյալները ոչ թե սոսկ ենթադրական են, այլ կատարված չափումների և բազմաթիվ անգամ փորձով ստուգված օրենքների կիրառման արժանահավատ արդյունքներ են։
<small>ՀԱՐՑԵՐ ԻՆՐՆՍՏՈԻԳՄԱՆ ՀԱՄԱՐ
# Ինչի՞ համար են հարկավոր հեռադիտակները։
# Ինչո՞ւմն է կայանամ ռեֆրակտորի և ռեֆլեկտորի տարբերությունը։ Գծագրեցե՛ք նրանց սխեմաները։
# Ինչո՞վ և ինչպե՞ս է պայմանավորված հեռադիտակի տված մեծարումը։
# Ի՞նչ է աստրոգրաֆը։
# Կարելի՞ է արդյոք գործնականում դիտել հազար անգամ մեծացված լուսատուները։
# *Հեռադիտակների տեղակայման ինչպիսի՞ երկու գլխավոր եղանակներ գոյություն ունեն։
# *Ինչպիսի՞ շահում և անհարմարություն է բերում մեծ խոշորացումից օգտվելը։
# Գծագրեցեք սպեկտրոսկոպի կառուցվածքի սխեման և բացատրեցեք այն։
# Ի՞նչ է սպեկտրոգրամման։
# Սպեկտրների ի՞նչ տեսակներ գիտեք։
# Ի՞նչ տեսք ունեն Արեգակի ու աստղերի սպեկտրները։
# Ինչո՞ւ այդ սպեկտրներում երևում են մութ գծեր։
# Ինչպե՞ս են որոշում լուսատու գազերի և Արեգակի ու աստղերի քիմիական բաղադրությունը։
# Կարելի՞ է արդյոք սպեկտրային անալիզի օգնությամբ որոշել մոլորակների մակերևույթի ու նրանց մթնոլորտների քիմիական բաղադրությունը։
# Ինչո՞ւմն է կայանում Դոպլեր—Ֆիզոյի սկզբունքը։ Ինչպե՞ս են որոշում երկնային մարմինների արագությունն ու շարժման ուղղությունը։
# Ի՞նչ եղանակներով ու գործիքներով են որոշում երկնային մաոմինների ջերմաստիճանը։
</small>
<references>
