С середины прошлого века в астрономии стал применяться фотографический метод регистрации излучения. В настоящее время он занимает ведущее место в оптических методах астрономии. Длительные экспозиции на высокочувствительных пластинках позволяют получать фотографии очень слабых объектов в том числе таких, которые практически недоступны для визуальных наблюдений. В отличие от глаза, фотографическая эмульсия способна к длительному накоплению светового эффекта. Очень важным свойством фотографии является панорамность: одновременно регистрируется сложное изображение которое может состоять из очень большого числа элементов

В современной астрономии глаз наблюдателя используется в качестве приемника излучения не очень широко, главным образом при гидировании или в астрометрических наблюдениях. Почти все виды астрофизических исследований выполняются с помощью приемников других типов.

Чувствительность глаза зависит от длины волны. В среднем глаз наблюдателя

наиболее чувствителен к излучению с длиной волны l m = 5550 Aring; (зеленый цвет). По мере удаления от l m в обе стороны чувствительность глаза уменьшается и падает до нуля около 3900 и 7600 Aring;

После того как в 1609 г. Галилей впервые направил на небо телескоп, возможности астрономических наблюдений возросли в очень сильной степени. Этот год явился началом новой эры в науке - эры телескопической астрономии. Телескоп Галилея по нынешним понятиям был несовершенным, однако современникам казался чудом из чудес. Каждый, заглянув в него, мог убедиться, что Луна - это сложный мир, во многом подобный земному, что вокруг Юпитера обращается четыре маленьких спутника, так же как Луна вокруг Земли, и т

Как правило, наличие в спектре линий некоторого химического элемента говорит о том, что он имеется в исследуемом теле. (Бывают исключения, например, так называемые межзвездные линии поглощения, наблюдаемые в спектрах звезд, но возникающие в пространстве между ними.) До тех пор, пока слой излучающего газа можно считать оптически тонким, так что в нем почти совсем не поглощается собственное его излучение, яркость спектральной линии пропорциональна количеству излучающих возбужденных атомов, находящихся на луче зрения. Излучательную способность атома, равно как и коэффициент его поглощения в данной спектральной линии, можно найти экспериментально или теоретически: она обратно пропорциональна времени, в течение которого атом может находиться в возбужденном состоянии.

Измеряя энергию, излучаемую или поглощаемую в данной спектральной линии, вычисляют количество атомов и тем самым массу той части вещества, которая создает излучение

Прежде всего важно вспомнить ( sect; 104), что температура характеризует среднюю кинетическую энергию одной частицы вещества. Часто температурой называют результат ее измерения тем или иным методом. Поэтому, если хотят подчеркнуть,

что термин #8220;температура #8221; упоминается именно в указанном выше смысле, то говорят: кинетическая температура.

Температура - очень важная характеристика состояния вещества, от которой зависят основные его физические свойства. Ее определение - одна из труднейших астрофизических задач