Оптические обсерватории. Место для строительства оптической обсерватории обычно выбирают вдали от городов с их ярким ночным освещением и смогом. Обычно это вершина горы, где тоньше слой атмосферы, сквозь который приходится вести наблюдения. Желательно, чтобы воздух был сухим и чистым, а ветер не особенно сильным. В идеале обсерватории должны быть равномерно распределены по поверхности Земли, чтобы в любой момент можно было наблюдать объекты северного и южного неба. Однако исторически сложилось так, что большинство обсерваторий расположено в Европе и Северной Америке, поэтому небо Северного полушария изучено лучше. В последние десятилетия начали сооружать крупные обсерватории в Южном полушарии и вблизи экватора, откуда можно наблюдать как северное, так и южное небо. Древний вулкан Мауна-Кеа на о. Гавайи высотой более 4 км считается лучшим местом в мире для астрономических наблюдений. В 1990-х годах там обосновались десятки телескопов разных стран.

Башня. Телескопы - очень чувствительные приборы. Для защиты от непогоды и перепадов температуры их помещают в специальные здания - астрономические башни. Небольшие башни имеют прямоугольную форму с плоской раздвигающейся крышей. Башни крупных телескопов обычно делают круглыми с полусферическим вращающимся куполом, в котором для наблюдений открывается узкая щель. Такой купол хорошо защищает телескоп от ветра во время работы. Это важно, поскольку ветер раскачивает телескоп и вызывает дрожание изображения. Вибрация почвы и здания башни также отрицательно влияет на качество изображений. Поэтому телескоп монтируют на отдельном фундаменте, не связанном с фундаментом башни. Внутри башни или вблизи нее монтируют систему вентиляции подкупольного пространства и установку для вакуумного напыления на зеркало телескопа отражающего алюминиевого слоя, тускнеющего со временем.

Монтировка. Для наведения на светило телескоп должен вращаться вокруг одной или двух осей. К первому типу относятся меридианный круг и пассажный инструмент - небольшие телескопы, поворачивающиеся вокруг горизонтальной оси в плоскости небесного меридиана. Двигаясь с востока на запад, каждое светило дважды в сутки пересекает эту плоскость. С помощью пассажного инструмента определяют моменты прохождения звезд через меридиан и таким образом уточняют скорость вращения Земли; это необходимо для службы точного времени. Меридианный круг позволяет измерять не только моменты, но и место пересечения звездой меридиана; это нужно для создания точных карт звездного неба.

В современных телескопах непосредственное визуальное наблюдение практически не применяется. В основном их используют для фотографирования небесных объектов или для регистрации их света электронными детекторами; при этом экспозиция иногда достигает нескольких часов. Все это время телескоп должен быть точно нацелен на объект. Поэтому с помощью часового механизма он с постоянной скоростью поворачивается вокруг часовой оси (параллельной оси вращения Земли) с востока на запад вслед за светилом, компенсируя этим вращение Земли с запада на восток. Вторая ось, перпендикулярная часовой, называется осью склонений; она служит для наведения телескопа в направлении север-юг. Такую конструкцию называют экваториальной монтировкой и используют почти для всех телескопов, за исключением самых крупных, для которых более компактной и дешевой оказалась альт-азимутальная монтировка. На ней телескоп следит за светилом, поворачиваясь одновременно с переменной скоростью вокруг двух осей - вертикальной и горизонтальной. Это значительно усложняет работу часового механизма, требуя компьютерного контроля.

Телескоп-рефрактор имеет линзовый объектив. Поскольку лучи разного цвета преломляются в стекле по разному, линзовый объектив рассчитывают так, чтобы он давал в фокусе четкое изображение в лучах какого-то одного цвета. Старые рефракторы создавались для визуальных наблюдений и поэтому давали четкое изображение в желтых лучах. С появлением фотографии стали строить фотографические телескопы - астрографы, дающие четкое изображение в голубых лучах, к которым чувствительна фотоэмульсия. Позже появились эмульсии, чувствительные к желтому, красному и даже инфракрасному свету. Их можно использовать для фотографирования на визуальных рефракторах.

Размер изображения зависит от фокусного расстояния объектива. У 102-см Йеркского рефрактора фокусное расстояние составляет 19 м, поэтому диаметр лунного диска в его фокусе около 17 см. Размер фотопластинок у этого телескопа 20?25 см; полная Луна легко умещается на них. Астрономы используют стеклянные фотопластинки из-за их высокой жесткости: даже через 100 лет хранения они не деформируются и позволяют измерять относительное положение звездных изображений с точностью до 3 мкм, что для крупных рефракторов, подобных йеркскому, соответствует на небе дуге в 0,03''.

Телескоп-рефлектор в качестве объектива имеет вогнутое зеркало. Его преимущество перед рефрактором состоит в том, что лучи любого цвета отражаются от зеркала одинаково, обеспечивая четкость изображения. К тому же зеркальный объектив можно сделать намного крупнее линзового, поскольку стеклянная заготовка для зеркала может не быть прозрачной внутри; от деформации под собственным весом ее можно уберечь, поместив в специальную оправу, поддерживающую зеркало снизу. Чем больше диаметр объектива, тем больше света собирает телескоп и более слабые и далекие объекты способен "увидеть". Долгие годы крупнейшими в мире были 6-м рефлектор БТА (Россия) и 5-м рефлектор Паломарской обсерватории (США). Но сейчас в обсерватории Мауна-Кеа на о.Гавайи работают два телескопа с 10-метровыми составными зеркалами и строится несколько телескопов с монолитными зеркалами диаметром 8-9 м.

Зеркально-линзовые камеры. Недостаток рефлекторов в том, что они дают четкое изображение лишь вблизи центра поля зрения. Это не мешает, если изучают один объект. Но патрульные работы, например, поиск новых астероидов или комет, требуют фотографирования сразу больших площадок неба. Обычный рефлектор для этого не годится. Немецкий оптик Б.Шмидт в 1932 создал комбинированный телескоп, у которого недостатки главного зеркала исправляются с помощью расположенной перед ним тонкой линзы сложной формы - коррекционной пластины. Камера Шмидта Паломарской обсерватории получает на фотопластинке 35?35 см изображение области неба 6?6?. Другая конструкция широкоугольной камеры была создана Д.Д.Максутовым в 1941 в России. Она проще камеры Шмидта, поскольку роль коррекционной пластины в ней играет простая толстая линза - мениск.

Работа оптических обсерваторий. Сейчас более чем в 30 странах мира функционирует более 100 крупных обсерваторий. Обычно каждая из них самостоятельно или в кооперации с другими проводит несколько многолетних программ наблюдений.

Астрометрические измерения. Крупные национальные обсерватории - Морская обсерватория США, Королевская Гринвичская в Великобритании (закрыта в 1998), Пулковская в России и др. - регулярно измеряют положения звезд и планет на небе. Это очень тонкая работа; именно в ней достигается высочайшая "астрономическая" точность измерений, на основе которых создают каталоги положения и движения светил, необходимые для наземной и космической навигации, для определения пространственного положения звезд, для уточнения законов движения планет. Например, измеряя координаты звезд с интервалом в полгода, можно заметить, что некоторые из них испытывают колебания, связанные с перемещением Земли по орбите (эффект параллакса). По величине этого смещения определяют расстояние до звезд: чем меньше смещение, тем больше расстояние. С Земли астрономы могут измерять смещение в 0,01'' (толщина спички, удаленной на 40 км!), что соответствует расстоянию в 100 парсеков.

Метеорный патруль. С помощью нескольких широкоугольных камер, разнесенных на большое расстояние, непрерывно фотографируют ночное небо для определения траекторий метеоров и возможного места падения метеоритов. Впервые эти наблюдения с двух станций начали в Гарвардской обсерватории (США) в 1936 и под руководством Ф.Уиппла регулярно проводили до 1951. В 1951-1977 такая же работа выполнялась в Ондржейовской обсерватории (Чехия). С 1938 в СССР фотографические наблюдения метеоров проводились в Душанбе и Одессе. Наблюдения метеоров позволяют изучать не только состав космических пылинок, но и строение земной атмосферы на высотах 50-100 км, труднодоступных для прямого зондирования.

Наибольшее развитие метеорный патруль получил в виде трех "болидных сетей" - в США, Канаде и Европе. Например, Прерийная сеть Смитсоновской обсерватории (США) для фотографирования ярких метеоров - болидов - использовала 2,5-см автоматические камеры на 16 станциях, размещенных на расстоянии 260 км вокруг Линкольна (шт. Небраска). С 1963 развивалась Чешская болидная сеть, превратившаяся позже в Европейскую сеть из 43 станций на территориях Чехии, Словакии, Германии, Бельгии, Нидерландов, Австрии и Швейцарии. Ныне это единственная действующая болидная сеть. Ее станции оснащены камерами типа "рыбий глаз", позволяющими фотографировать сразу всю полусферу неба. С помощью болидных сетей несколько раз удалось найти выпавшие на землю метеориты и восстановить их орбиту до столкновения с Землей.

Наблюдения Солнца. Многие обсерватории регулярно фотографируют Солнце. Количество темных пятен на его поверхности служит индикатором активности, которая периодически увеличивается в среднем каждые 11 лет, приводя к нарушению радиосвязи, усилению полярных сияний и другим изменениям в атмосфере Земли. Важнейший прибор для изучения Солнца - спектрограф. Пропуская солнечный свет через узкую щель в фокусе телескопа и затем разлагая его в спектр при помощи призмы или дифракционной решетки, можно узнать химический состав солнечной атмосферы, скорость движения в ней газа, его температуру и магнитное поле. С помощью спектрогелиографа можно получить фотографии Солнца в линии излучения одного элемента, например, водорода или кальция. На них отчетливо видны протуберанцы - огромные облака газа, взлетающие над поверхностью Солнца.

Большой интерес представляет горячая разреженная область солнечной атмосферы - корона, которая обычно видна лишь в моменты полных солнечных затмений. Однако на некоторых высокогорных обсерваториях созданы специальные телескопы - внезатменные коронографы, в которых маленькая заслонка ("искусственная Луна") закрывает яркий диск Солнца, позволяя наблюдать его корону в любое время. Такие наблюдения проводят на о.Капри (Италия), в обсерватория Сакраменто-Пик (шт. Нью Мексико, США), Пик-дю-Миди (французские Пиренеи) и других.

Наблюдения Луны и планет. Поверхность планет, спутников, астероидов и комет изучают с помощью спектрографов и поляриметров, определяя химический состав атмосферы и особенности твердой поверхности. Весьма активны в этих наблюдениях обсерватория Ловелла (шт. Аризона), Медонская и Пик-дю-Миди (Франция), Крымская (Украина). Хотя в последние годы много замечательных результатов получено с помощью космических аппаратов, наземные наблюдения не потеряли своей актуальности и ежегодно приносят новые открытия.

Наблюдения звезд. Измеряя интенсивность линий в спектре звезды, астрономы определяют содержание химических элементов и температуру газа в ее атмосфере. По положению линий на основе эффекта Доплера определяют скорость движения звезды как целого, а по форме профиля линий - скорость газовых потоков в атмосфере звезды и скорость ее вращения вокруг оси. Часто в спектрах звезд видны линии разреженного межзвездного вещества, находящегося между звездой и земным наблюдателем. Систематически наблюдая спектр одной звезды, можно изучить колебания ее поверхности, установить наличие у нее спутников и потоков вещества, иногда перетекающих с одной звезды на другую.

С помощью спектрографа, помещенного в фокусе телескопа, за десятки минут экспозиции можно получить детальный спектр лишь одной звезды. Для массового изучения спектров звезд перед объективом широкоугольной (шмидтовской или максутовской) камеры помещают большую призму. При этом на фотопластинке получается участок неба, где каждое изображение звезды представлено ее спектром, качество которого невысоко, но достаточно для массового изучения звезд. Такие наблюдения многие годы проводятся в обсерватории Мичиганского университета (США) и в Абастуманской обсерватории (Грузия). Недавно созданы оптоволоконные спектрографы: в фокусе телескопа размещают световоды; каждый из них одним концом устанавливают на изображение звезды, а другим - на щель спектрографа. Так за одну экспозицию можно получить детальные спектры сотен звезд.

Пропуская свет звезды через различные светофильтры и измеряя его яркость, можно определить цвет звезды, который указывает на температуру ее поверхности (чем голубее, тем горячее) и количество межзвездной пыли, лежащей между звездой и наблюдателем (чем больше пыли, тем краснее звезда).

Многие звезды периодически или хаотически меняют свою яркость - их называют переменными. Изменения яркости, связанные с колебаниями поверхности звезды или с взаимными затмениями компонентов двойных систем, многое говорят о внутреннем строении звезд. Исследуя переменные звезды, важно иметь длительные и плотные ряды наблюдений. Поэтому астрономы часто привлекают к этой работе любителей: даже глазомерные оценки яркости звезд в бинокль или небольшой телескоп имеют научную ценность. Любители астрономии часто объединяются в клубы для совместных наблюдений. Кроме изучения переменных звезд, они нередко открывают кометы и вспышки новых звезд, чем также вносят заметный вклад в астрономию.

Слабые звезды изучают только с помощью крупных телескопов с фотометрами. Например, телескоп диаметром 1 м собирает света в 25 000 раз больше, чем зрачок человеческого глаза. Использование фотопластинки при длительной экспозиции повышает чувствительность системы еще в тысячи раз. Современные фотометры с электронными приемниками света, такими, как фотоэлектронный умножитель, электронно-оптический преобразователь или полупроводниковая ПЗС-матрица, в десятки раз чувствительнее фотопластинок и позволяют непосредственно записывать результаты измерения в память компьютера.

Наблюдения слабых объектов. Наблюдения далеких звезд и галактик проводят с помощью крупнейших телескопов диаметром от 4 до 10 м. Ведущая роль в этом принадлежит обсерваториям Мауна-Кеа (Гавайи), Паломарская (Калифорния), Ла-Силья и Сьерра-Тололо (Чили), Специальная астрофизическая (Россия). Для массового изучения слабых объектов используются крупные камеры Шмидта на обсерваториях Тонантцинтла (Мексика), Маунт-Стромло (Австралия), Блумфонтейн (Ю.Африка), Бюракан (Армения). Эти наблюдения позволяют наиболее глубоко проникать во Вселенную и изучать ее структуру и происхождение.

Программы совместных наблюдений. Многие программы наблюдений осуществляются совместно несколькими обсерваториями, взаимодействие которых поддерживается Международным астрономическим союзом (МАС). Он объединяет около 8 тыс. астрономов всего мира, имеет 50 комиссий по различным направлениям науки, 1 раз в три года собирает крупные Ассамблеи и ежегодно организует несколько больших симпозиумов и коллоквиумов. Каждая комиссия МАС координирует наблюдения объектов определенного класса: планет, комет, переменных звезд, и т.п. МАС координирует работу многих обсерваторий по составлению звездных карт, атласов и каталогов. В Смитсоновской астрофизической обсерватории (США) действуют Центральное бюро астрономических телеграмм, которое быстро оповещает всех астрономов о неожиданных событиях - вспышках новых и сверхновых звезд, открытии новых комет и др.

научное учреждение Калифорнийского университета (США). Построена на средства, завещанные миллионером Дж. Ликом (J. Lick, 1796-1876). Расположена на вершине горы Гамильтон (1306 м) в 46 км восточнее Сан-Хосе. В 1881 установлен 30-см, а в 1888 (официальный год открытия) 91-см рефрактор. В 1895 из Англии перевезён 91-см рефлектор. Другие инструменты: 51-см двойной астрограф (год установки 1939), 305-см (1950) и 61-см (1964) рефлекторы. С 1966 лаборатории Л. а. о. - в Санта-Крус. Основное направление исследований: изучение строения и вращения Галактики, физических свойств и собственных движений звёзд, внегалактических туманностей и др. Издаются: "Lick Observatory. Publications" (с 1887), "Lick Observatory Bulletins" (c 1901), "Contributions from the Lick Observatory" (c 1889).