Оптическая астрономия кратко


Разновидности астрономии и методов исследования космического пространства


В древности (да что там в древности – ещё сотню лет назад!) единственным инструментом для наблюдения за звездами и другими космическими объектами, был, чт называется “оптический канал” – собственные глаза, бинокли, телескопы и т.п. оптические приборы.

Сейчас в арсенале астрономов намного больше возможностей – к их услугам рентгеновское излучение, радиоволны, инфракрасный и ультрафиолетовый спектр. В этой статье мы рассмотрим какие виды наблюдений за звездами, виды астрономии используются в наше время, чем отличаются и для каких целей используются.

Примечание: факты по телескопам приведенные в статье уже устарели, в настоящее время во всех областях используются куда более совершенные системы. Тем не менее, общее представление все равно создается достаточно точное.


Визуальная астрономия

Тут все понятно – как и в прошлые века, главным инструментом здесь остаются телескоп и собственные глаза. В связи с развитием других средств наблюдения (о чем ниже), в настоящее время этот тип астрономии в основном распространен среди любителей.

Радиоастрономия


Многие объекты Вселенной, включая Солнце, планеты, туманности, галактики, а в основном такие необычные объекты, как, например, пульсары и квазары, излучают радиоволны.

Измерением и анализом радиоизлучения космических источников занимается специальный раздел астрономии – радиоастрономия. Радиоволны, как и видимый свет, представляют собой электромагнитные колебания, но длинна волны у них неизмеримо больше, чем у световых волн. Радиоастрономы обычно работают в диапазоне длин волн от нескольких миллиметров до 15-20 м. Более длинноволновое и более коротковолновое излучение не пропускает земная атмосфера.

Впервые космическое радиоизлучение обнаружил в 1932 г американский инженер Карл Янский на волне 14,6 м, уловив кроме помех постоянное негромкое шипение, которое усиливалось и ослабевало с периодом 23 ч 56 мин. Он установил, что “паразитное” радиоизлучение приходит из космоса – от Млечного Пути, причем наибольшая интенсивность его наблюдается в направлении центра нашей Галактики.

Уже в 1947 г. в Великобритании, в университете города Манчестера, был построен неподвижный параболический радиотелескоп диаметром 66 м. В 1950 г с его помощью удалось зафиксировать слабое радиоизлучение от туманности в созвездии Андромеды. С этих пор и началась гонка размеров радиотелескопов.

Уже в 50-е гг для достижения более высокого углового разрешения астрономы стали использовать радиоинтерферометры – системы из нескольких радиотелескопов, соединенных электрическими связями.


Благодаря этому удалось определить точные координаты радиоисточника Кассиопеи А. Эти открытия, следовавшие одно за другим, обескураживали астрономов. Почему ближайшая галактика излучает в радиодиапазоне в миллион раз меньше энергии, чем далекая галактика в созвездии Лебедя? Уже к концу 50-х гг стало ясно, что радиоастрономы открыли новую, невидимую Вселенную.

Даже у самых больших радиотелескопов угловое разрешение редко бывает лучше 1′, что соответствует зоркости невооруженного глаза. Чтобы существенно увеличить угловое разрешение, радиоастрономы используют интерферометры.

Простой радиоинтерферометр состоит из двух радиотелескопов, удаленных на некоторое расстояние и его разрешающая сила зависит от расстоянием между ними, которое называется базой радиоинтерферометра. Угловое разрешение самой большой в мире системы апертурного синтеза – VLA – составляет около 0,05″ на волне 1,3 см, что во много раз превышает возможности любого оптического телескопа на Земле (если смоделировать это визуально, то на расстоянии около 100 км, вы бы четко увидели обыкновенную монету).

Разные радиотелескопы, теоретически, можно объединять в единые глобальные сети.

Гамма-астрономия

Идея изучения гамма-излучения астрономических источников появилась не так давно.


Начиная с 1969 г детекторы для обнаружения гамма-барстеров входили в состав научной аппаратуры многочисленных космических аппаратов. Обзоры неба были выполнены спутниками “SAS-2” (1972г, эксплуатировался в течение семи месяцев) и “Кос-B” (1975г, эксплуатировался более шести лет).

Особенно большие успехи в гамма-астрономии были достигнуты в результате предпринятого NASA запуска Гамма-обсерватории “Комптон” (1991г). В течение нескольких месяцев после запуска было идентифицировано большое количество новых источников с высокой позиционной точностью. В число астрономических источников гамма-излучения входят солнечные вспышки, пульсары, рентгеновские двойные звезды и квазары, а также гамма-барстеры.

Известные дискретные источники гамма-излучения включают пульсар в Парусах, пульсар в Крабовидной туманности, SS433 и источник Джеминга. Наиболее интенсивное диффузное гамма-излучение исходит из галактической плоскости, где оно генерируется в процессе взаимодействия между космическими лучами и межзвездным газом. Гамма-спектрометр на спутнике “HEAO-3” в 1979г показал линии, порожденные электронно-позитронной аннигиляцией с направления на галактический центр.

Гамма-излучение, длины волн которого короче длин волн рентгеновского излучения (т.е. меньше 0,1 нм), представляет собой вид электромагнитного излучения, обладающий наибольшей энергией.

Гамма-лучи поглощаются высоко в атмосфере Земли; на уровне поверхности можно обнаружить только лучи с самой высокой энергией, поэтому фактически все астрономические наблюдения гамма-излучения должны проводиться со спутников.

В качестве детекторов используются сцинтилляционные счетчики, искровые камеры и детекторы на твердой основе. По астрономическим стандартам все они имеют слишком низкую степень углового разрешения.

Рентгеновская астрономия


Рентгеновский диапазон охватывает длины волн от 10 до 0,01 нм, то есть стоит между ультрафиолетом и гамма-излучением. Соответствующий диапазон энергий составляет от 0,1 до 100 кэВ.

Из космоса сквозь атмосферу к поверхности Земли рентгеновские лучи проникнуть не могут, так что все рентгеновские астрономические наблюдения выполняются инструментами, находящимися на ракетах или спутниках. Рентгеновское излучение Солнца было обнаружено во время полетов ракет в 1950-х гг.

Первым рентгеновским источником, обнаруженным вне Солнечной системы в 1962 г группой Американского научно-технического общества под руководством Рикардо Джаккони, был Скорпион X-1. К 1970 г было известно уже больше сорока рентгеновских источников, открытых бортовыми ракетными инструментами. Однако для проведения более обширных обзоров неба были необходимы спутники.

На борту американских военных спутников “Вела”, работавших в 1969-1979 гг, находились и рентгеновские детекторы. Первым спутником, полностью ориентированным на рентгеновскую астрономию, был “Ухуру”, с которого началась серия небольших астрономических спутников. В 1973 г с помощью специального телескопа в экспериментах проекта “Скайлэб” были получены рентгеновские изображения Солнца.


В этом рентгеновском телескопе для отражения и фокусировки рентгеновских лучей при “задевающем” контакте использовался набор концентрических цилиндрических зеркал, а также детекторы, способные регистрировать фотоны по всему полю наблюдения.

Для изучения других объектов, кроме Солнца, такой отображающий рентгеновский телескоп был впервые использован на борту Обсерватории “Эйнштейн”. В 1985г в космос был выведен рентгеновский телескоп другого типа (на борту “Спейслэб-2”), использовавший метод “кодированной маски”. Телескоп работал в диапазоне более высоких энергий и был снабжен диафрагмой со сложной системой отверстий. В число других важных рентгеновских астрономических спутников входили “Коперник” (1971 г.), “EXOSAT”, “Гинга” (1987 г.), “ROSAT” (1990 г.) и “Беппо-САКС” (1996 г.).

Тепловое излучение в рентгеновском диапазоне возникает при температурах более миллиона градусов. Однако большая часть рентгеновского излучения, обнаруженного у астрономических источников, выделяется в нетепловых процессах, в частности, при взаимодействии электронов и ионов в плазме (при котором может возникать излучение с непрерывным спектром и рентгеновскими спектральными линиями), а также в ходе ядерных реакций во взаимодействующих двойных звездных системах.


Самый обширный класс ярких рентгеновских источников включает взаимодействующие двойные звезды в которых один из компонентов представляет собой вырожденную звезду – белый карлик, нейтронную звезду или черную дыру. Имеются две категории таких двойных рентгеновских звезд. В массивных двойных системах большой компаньон представляет собой звезду в 10-20 солнечных масс, и вещество его расширившейся оболочки перетекает непосредственно на вырожденную звезду.

В менее массивных двойных системах оба компонента имеют сравнимые массы, так что передача массы происходит через аккреционный диск. По мере накопления гравитационной энергии перетекающее между звездами вещество разогревается до температур, достаточных для возникновения рентгеновского излучения. Такие двойные часто являются периодическими переменными, причем периодичность определяется периодом обращения системы, периодом вращения вырожденной звезды или периодом прецессии аккреционного диска.

Их светимость в рентгеновском диапазоне превышает общую светимость Солнца в 100 – 100000 раз. Некоторые системы, например, рентгеновские барстеры, отличаются намного более непредсказуемыми и катастрофическими изменениями рентгеновской яркости.

Другими типами астрономических источников рентгеновского излучения являются горячий диффузный газ, окружающий галактики или находящийся в скоплениях галактик, остатки сверхновых (в частности, Крабовидная туманность и находящийся в ней пульсар) и активные галактические ядра (например галактика Дева А из скопления галактик в созвездии Девы).

В 1996 г рентгеновское излучение впервые было обнаружено у нескольких комет. Каталоги, составленные на основе спутниковых наблюдений, включают тысячи космических источников рентгеновского излучения. Сотни из них отождествлены с оптическими объектами.

Ультрафиолетовая астрономия


Ультрафиолетовое (УФ) фиксируется от астрономических источников в диапазоне длин волн 10-320 нм. Ультрафиолетовое излучение сильно поглощается атмосферой Земли, так что все наблюдения должны выполняться со спутников.

Первые УФ-наблюдения были сделаны в течение непродолжительных полетов ракет в 1940-1950гг, а первым спутником, который дал возможность проводить систематические наблюдения, стала Орбитальная солнечная обсерватория (“OSO-1”, 1962г). В 1978г состоялся успешный запуск Международного ультрафиолетового зонда (“IUE”), который продолжал эффективно работать до 1996 г.

Ультрафиолетовый диапазон спектра часто подразделяют на крайний ультрафиолет – диапазон 10–100 нм, дальний – диапазон 100-200 нм и ближний – диапазон 200-320 нм. Самый крайний УФ на границе с рентгеновским диапазоном (диапазон волн 6-60 нм) иногда называют рентгеновским ультрафиолетом.

В последнем случае используют методы рентгеновской астрономии, а в остальной части УФ-спектра можно пользоваться методами, аналогичными методам оптической астрономии. Главная трудность состоит в том, что для УФ- диапазона трудно подобрать прозрачные материалы и отражательные покрытия. Стекло, например, сильно поглощает УФ-излучение, так что приходится использовать кварц и фтористые соединения.


В УФ-телескопе обсерватории “Астро-1”, находившейся на борту одного из шаттлов, в отражательном зеркале был использован редкий металл иридий, который для длин волн 40 нм оказался вполне эффективным.

Ультрафиолетовая астрономия важна по той причине, что в этом диапазоне волн лежат многие из спектральных линий самых ценных для анализа атомов и молекул. В УФ-диапазоне большую часть энергии излучают наиболее горячие звезды с поверхностными температурами свыше 10000 K. Даже для более холодных звезд (типа Солнца) изучение УФ-излучения необходимо для анализа высокоэнергетических явлений.

Еще один важный объект изучения ультрафиолетовый астрономии – межзвездная среда, хотя в диапазоне волн короче 91,2 нм почти все УФ-излучение поглощается водородом, наиболее широко распространенным элементом во Вселенной, что делает обнаружение удаленных источников на таких коротких длинах волны трудной задачей.

Излучение Солнца. В излучении Солнца должно быть довольно много УФ лучей, значительно больше, чем это наблюдается с Земли, поскольку их поглощает земная атмосфера. Запуски беспилотных шаров-зондов, поднимавших на высоту 30 и более километров измерительные приборы и радиопередатчики, показали, что выше 25-28 км температура воздуха растет, достигая максимума на уровне 30-35 км.


Еще выше температура снова падает, а интенсивность УФ-лучей увеличивается. Ученые сделали вывод, что на высоте 30-35 км происходит интенсивное поглощение солнечного УФ излучения с образованием озона. Озон очень сильно поглощает лучи с длинами волн короче 0,3 мкм, спасая нас от их опасного воздействия на кожу и органы зрения. Но не только на образование озона расходуется энергия солнечных УФ-лучей.

Радиоволны, как и все электромагнитные волны, должны распространяться прямолинейно. Значит, поскольку Земля – шар, радиосвязь между Европой и Америкой невозможна? Итальянский радиотехник Гульельмо Маркони осуществил в 1901г прямую радиосвязь, раз и навсегда доказав, что радиоволны могут огибать земной шар. Для этого им надо отразиться от какого-то “зеркала”, висящего над земной поверхностью на высоте 150-300 км. Таким зеркалом служит ионизованные слои атмосферы, а источником ионизации – ультрафиолетовое излучение Солнца.

С развитием спутниковой астрономии исследование ультрафиолетового излучения Солнца стало ее обязательным компонентом. Причина ясна: УФ-излучение контролирует состояние ионизованных слоев атмосферы, а следовательно, и условия радиосвязи на Земле, особенно в полярных районах. Эта не слишком приятная зависимость от капризов Солнца стала ослабевать лишь в последние десятилетия, с развитием спутниковой связи.

Источники мощного УФ-излучения не так часто встречаются в космосе. В основном это очень горячие звезды большой светимости с температурой поверхности выше 20-25 тыс. кельвинов. По цвету такие звезды кажутся голубыми или бело-голубыми, их типичным примером служит Ригель.

Большинство подобных звезд сосредоточены в галактической плоскости, в спиральных ветвях. Их свет сильно ослабляется из-за поглощения газом и пылью, которые тоже сосредоточены в галактической плоскости. Но интерес к ним астрономов велик, поскольку эти звезды молоды: их возраст исчисляется лишь миллионами лет. Впрочем, совсем без неожиданностей все-таки не обошлось. Старые звезды в ядрах и нашей Галактики, и галактики Андромеды, и дальних звездных систем излучают гораздо больше УФ лучей, чем ожидалось.

По-видимому, дело в том, что среди старых звезд также встречаются горячие объекты. Это звезды с очень низким содержанием металлов и белые карлики, уже прошедшие в своем развитии стадию красных гигантов. Измерение УФ-излучения звездных систем дает ключ к выяснению их звездного состава.

Но, пожалуй, наиболее высокую УФ светимость, причем, как правило быстропеременную, имеют активные ядра галактик и квазары. И излучение это исходит не только от горячих звезд. Там имеются незвездные, или, как говорят, нетепловые источники очень большой мощности.

Инфракрасная астрономия

Инфракрасное излучение представляет собой электромагнитное излучение с длинами волн в диапазоне между видимым спектром и радиоволнами, но обычно инфракрасным считается диапазон длин волн 0,1 – 100 мкм. Инфракрасное излучение невидимо для человеческого глаза и почти полностью поглощается в нижних слоях атмосферы Земли, в основном водяным паром. По этой причине инфракрасные астрономические наблюдения должны проводиться с самых высоких гор, с самолетов или спутников.

Первое инфракрасное наблюдение было случайно проведено Уильямом Гершелем в 1800 г., когда термометр, который он поместил в стороне от красного конца видимого солнечного спектра, зафиксировал повышение температуры. Инфракрасные изображения в основном показывают распределение тепла. Все теплые объекты излучают в инфракрасном диапазоне, так что инфракрасные телескопы должны охлаждаться до нескольких градусов выше абсолютного нуля, чтобы их не “ослепляло” собственное излучение.

Систематическое развитие инфракрасной астрономии началось в 1960-х гг., когда стали доступны соответствующие датчики. Первый инфракрасный обзор неба был выполнен Джерри Нойгебауэром и Робертом Лайтоном из Калифорнийского института астрономии (Калтех). В 1969г они опубликовали список 5612 источников. В 1968 г Э. Беклин и Дж. Нойгебауэр сообщили, что инфракрасное излучение из галактического центра на длине волны 2,2 мкм приблизительно в тысячу раз сильнее, чем можно было ожидать, исходя из радионаблюдений.

Существенный скачок в развитии инфракрасной астрономии произошел в 1980-х гг с началом применения двумерных массивов инфракрасных детекторов, способных за одну экспозицию создать полное изображение. Огромное значение для инфракрасной астрономии имела успешная работа “IRAS” (1983г), в котором использовалось охлаждение приемной аппаратуры жидким гелием. Телескоп проработал на орбите год, пока не испарился весь 300-литровый запас гелия. За это время ученым удалось многое узнать об инфракрасной Вселенной. Его преемница, Инфракрасная космическая обсерватория (“ISO”), была запущена в ноябре 1995г.

Лучшим наземным центром инфракрасной астрономии являются Обсерватории Мауна-Кеа на Гавайях. Там с 1979г работают три инфракрасных телескопа: Британский инфракрасный телескоп, Инфракрасная телескопическая система NASA и Канадско- Французско-Гавайский телескоп, который функционирует и как оптический телескоп. Телескопы Обсерватории Кека также могут работать в инфракрасном диапазоне.

Инфракрасное излучение обнаружено у звезд и галактик, а также у облаков пыли в пределах Солнечной системы и в межзвездной среде. Сильное инфракрасное излучение особенно характерно для пыли, которая нагревается более коротковолновым видимым и ультрафиолетовым излучением звезд. Протозвезды в процессе образования и красные гиганты на поздних стадиях эволюции окружены пылевыми оболочками, что вызывает инфракрасное излучение. В отличие от видимого света, инфракрасное излучение относительно беспрепятственно проходит через облака пыли.

Так например, методами инфракрасной и радиоастрономии можно исследовать галактический центр, который в видимой части спектра в значительной степени затенен пылью. По тому, как рассеивается инфракрасное излучение поверхностями объектов в Солнечной системе, можно судить об их составе. Инфракрасные наблюдения важны и для изучения удаленных объектов с большим красным смещением.

Первыми объектами инфракрасных наблюдений на современной аппаратуре стали планеты Солнечной системы. Начало полетов в космос оживило интерес к проблеме жизни вне Земли. Астрономы принялись настойчиво измерять температуры поверхностей планет и их атмосфер, пытаясь найти благоприятные для жизни условия (по земным меркам). Но оценки температуры не вселили особых надежд. Зато наделало много шума обнаружение американским астрономом Уильямом Синтоном в инфракрасном спектре Марса двух полос, характерных для углеводов – простейших органических соединений.

Казалось, вопрос о жизни на Марсе близок к решению… Однако проверка показала, что открытие полосы имеют не марсианское, а земное происхождение и скорее всего принадлежат парам тяжелой воды в атмосфере Земли. Инфракрасные наблюдения планет-гигантов позволили уточнить структуру их атмосфер, обнаружить водяной лед на их спутниках. Было открыто собственное излучение Юпитера и Сатурна, связанное не только с нагревом солнечными лучами, но и с внутренними источниками тепла у этих планет.

После появления инфракрасных телескопов с 3-4 метровыми объективами астрономы развернули работу по составлению карт неба в инфракрасных лучах. Проводя регулярные обзоры неба, они определяли координаты инфракрасных источников и оценивали энергию приходившего от них излучения. В итоге человек впервые сумел взглянуть на небо в невидимых “тепловых” лучах.

Результаты оказались впечатляющими. На инфракрасном небе пропали яркие голубые и белые звезды. Исчезли с неба созвездия Большой Медведицы, Ориона, Кассиопеи, не стало Сириуса, Проциона, Ригеля. Яркие красные звезды – Бетельгейзе, Антарес, Альдебаран – мало изменились в блеске. Но появились и другие звезды, которых раньше не было видно на небосводе: тусклые темно-красные источники, похожие на тлеющие угольки.

Многие из них – даже еще не звезды, а протозвезды, т.е. сгущения межзвездной среды, сжимающиеся под действием собственного тяготения. Это холодные газовые шары, окруженные газопылевыми оболочками. В некоторых из них только начинаются ядерные реакции, характерные для “настоящих” звезд. Одновременно с образованием звезд идет и формирование планетных систем, что обнаружено в созвездиях Тельца, Лебедя и Ориона, в том числе в знаменитой туманности Ориона.

Источником сильного инфракрасного излучения может стать и горячая звезда, если она окружена облаком пыли или пылевым диском. Пыль поглощает коротковолновое и видимое излучение и переизлучает его энергию в инфракрасных лучах. Примером может служить Вега, окруженная диском, от которого исходит мощное ИК-излучение.

Орбитальный телескоп IRAS исследовал излучение центральной области Млечного Пути в длинноволновой части инфракрасного диапазона. То, что центр нашей Галактики испускает ИК-лучи, было известно давно. Еще в 1951 г советские астрономы первыми получили снимки галактического центра в сравнительно коротковолоновых ИК-лучах.

В качестве приемника излучения они использовали техническую новинку того времени – электронно-лучевую трубку, фотокатод который чувствителен к инфракрасным лучам. В результате было обнаружено излучение звезд ядра, видимый свет которых очень сильно поглощается межзвездной пылью. IRAS зарегистрировал очень много источников: инфракрасные объекты в ядре нашей Галактики, излучение узкой полосы вдоль Млечного Пути, где концентрируются межзвездный газ и пыль, и большое количество звезд с пылевыми оболочками.

Более 10 тыс. источников удалось отождествить с внегалактическими объектами: галактиками (преимущественно спиральными) и квазарами. Во многих случаях излучение галактик в инфракрасном диапазоне сравнимо по мощности с наблюдаемыми оптическим излучением или даже превосходит его.

В основном это излучение связано с молодыми горячими звездами, которые рождаются в непрозрачных (для видимых и ультрафиолетовых лучей) областях галактик и нагревают окружающую их пылевую среду до нескольких десятков кельвинов, из-за чего она начинает светиться в инфракрасном диапазоне.

По мощности этого излучения астрономы количественно оценивают темпы образования звезд в галактиках. В некоторых случаях мощность инфракрасного излучения ядер галактик и квазаров оказалась невероятно высокой – сотни миллиардов светимостей Солнца.

Источник: starcatalog.ru

«В современной науке нет отрасли, развивающейся
столь же стремительно, как космические ис-следования»
С. П. Королёв
(1966 г.)

В 1930-х гг. благодаря развитию современной физики началось создание так называемой «неоптической» аппаратуры, которая позволила проводить исследования в других диапазонах электромагнитного излучения (помимо видимого).  Такая аппаратура принципиально отличается от оптических телескопов и часто устанавливается на борту околоземных и космических спутников. Это обусловлено тем, что Земная атмосфера поглощает почти все типы электромагнитного излучения, кроме видимого, и при регистрации излучения происходит смещение сторону инфракрасного и радио- диапазонов. В середине XX в., по мере развития квантовой теории и физики элементарных частиц, создана аппаратура и для исследования космических явлений в УФ, рентгеновском и гамма диапазонах, а также счётчики нейтрино.

Современный астроном, как правило, является специалистом в области исследования Вселенной в каком-то определенном частотном диапазоне электромагнитного излучения. Тем не менее, он сочетает несколько различных методов исследования (для разных диапазонов), что позволяет получить более широкую информацию о наблюдаемом космическом объекте или явлении.

По типам применяемой аппаратуры и методов исследования в астрономии выделяют несколько разделов.

Радиоастрономия

Радиоастрономия родилась в 1930-х гг. благодаря работам  инженера Карла Янского и использует радиотелескопы, для настройки которых необходимы специальные шумы. Янский, пытаясь понять природу шума, мешающего радиосвязи между станциями на Земле и кораблей на побережье, обнаружил в 1932 г. два типа помех.  Помехи первого типа были связаны с погодой. Помехи (шумы) второго типа оказались на тот момент неизвестной природы, они периодически повторялись каждые сутки. Исследования в 1933 г. и 1935 г. привели к выводу, что эти шумы приходят из центра Млечного Пути. Астроном-любитель и радиолюбитель Гроут Ребер, узнав о работах Янского, сконструировал в 1937 г. параболическую антенну диаметром 9,5 м. Он обнаружил источники радиоизлучения в созвездии Стрельца, Лебедя, Кассиопеи, Малого Пса, Кормы, Персея и в 1944 г. опубликовал радиокарты небосвода, а также выяснил, что Солнце также является источником радиоволн. Расцвет радиоастрономических исследований начался после Второй мировой войны.

Небесные объекты излучают радиоволны по-разному:

  • одни излучают поляризованные радиоволны с переменной скоростью;
  • другие (в частности, пульсары) создают синхротронное излучение;
  • кроме того, радиоволны могут излучаться благодаря  термическому эффекту, т.е. из-за высокой температуры их источников;
  • наконец, существует радиоизлучение, обусловленное тем, что в атоме водорода единственный электрон меняет направление своего вращения (спин), тогда длина волны имеет единственное значение 21 см  (частота – 1421 МГц).

Такая линия электромагнитного спектра теоретически была предсказана в 1944 г. Яном Ортом. Она впервые была обнаружена в 1951 г. и теперь позволяет наблюдать холодные туманности и межзвездную материю.

Регистрируют радиоизлучение космических объектов с помощью радиотелескопов. Радиотелескопы классифицируют: а) в зависимости от формы антенны (параболоиды вращения, параболические цилиндры);  б) в зависимости от типа апертуры (заполненная или незаполненная);  в) в зависимости от физического метода исследования (рефлекторы, рефракторы).

Любой радиотелескоп состоит, как правило, из трех основных частей (фото  1.1): 1) антенны, резонансно улавливающей сигналы; 2) детектора, усиливающего сигналы; 3) системы регистрации и анализа данных.

Антенна может иметь диаметр порядка нескольких десятков и даже сотен метров. В большинстве случаев антенну можно перенаправлять, т. к. она установлена на станине, позволяющей ориентировать её в желаемом направлении.

Для получения большого разрешения используют технологию интерферометрии, и сигналы, попадающие в разные радиотелескопы, собирают и обрабатывают на одном компьютере. В этом случае два и более радиотелескопа играют роль единой установки с диаметром, равным расстоянию между ними. Это расстояние может порядка континента, тогда система имеет широкую интерферометрическую базу.

Радиотелескопы установлены в разных частях планеты (табл. 1.1).

Табл. 1.1.

Антенна
радиотелескопа
Размер,
м
Минимальная
регистрируемая
длина волны, мм

Расположение
телескопа

радиоинтерферометрическая система «Квазар-КВО»

1024 × 800
640 × 480

13,5

Светлое
(Ленингр. обл., Россия)

Солнечный крестообразный радиоинтерферометр (массив 256 элементов)

622 × 622

520,0

Бадары
(Сибирь, Россия)

«Т»-образный интерферометр (два параболических цилиндра)

2 × 500 × 30

700,0

Медичина (Италия)

Параболический цилиндр

500 × 30

910,0

Ути (Индия)

Двухзеркальный

2 × 40 × 300

110,0

Нанси (Франция)

Сферический рефлектор

300

100,0

Аресибо (Пуэрто-Рико)

Параболический сегмент

110 × 100

6,0

Грин Бэнк (США)

Параболический рефлектор

64

10,0

Калязин (Россия)

Параболический рефлектор

64

10,0

Медвежьи Озёра (Россия)

Параболический рефлектор

45

10,0

Нобеяма (Япония)

Параболический рефлектор

32

13,0

Медичина (Италия)

Параболический рефлектор

30

1,0

Гранада (Испания)

параболоид полноповоротный

22

13,0

Пущино (Россия)

Кольцо из 895 отраж. элементов (РАТАН – 600)

1024 × 768
640 × 480
1024 × 800

210,0 – 26,0

Зеленчукская
(Ставропол. кр., Россия)

Параболическое зеркало

15

19,5

Зименки
(Н. Новгор. обл, Россия)

Два параболоида вращения

7,5

1,9

Дмитровская
(Моск. обл., Россия)

Инфракрасная астрономия

Первые ИК наблюдения были осуществлены случайно в 1800 г. Уильямом Гершелем. Он заметил, что термометр, способный делать измерения выше красной границы солнечного спектра, регистрирует повышение температуры. Современное развитие ИК астрономии произошло после  Второй мировой войны, во время которой были разработаны приборы ночного видения.

ИК излучение не регистрируется человеческим глазом и имеет достаточно длинные волны – приблизительно до 100 мк  (0,1 мм). Оно поглощается в верхних слоях земной атмосферы преимущественно водяными парами. Поэтому для наблюдений в этом диапазоне необходимо устанавливать телескопы на большой высоте, чаще – на воздушных шарах, самолетах, но как правило – на спутниках (фото 1.2.).

Основные наземные телескопы ИК диапазона перечислены в табл. 1.2.

Табл 1.2.

В астрономии ИК диапазон используют для наблюдения за сравнительно холодными объектами, планетами, пылевыми облаками, звёздами холодных спектральных классов K и M.  Это излучение обусловлено вращательным и колебательным движениями молекул, образующих тела.

Оптическая астрономия

Первые оптические телескопы для астрофизических исследований созданы на основе оптической системы, разработанной Кеплером. В настоящее время для космических исследований в научных обсерваториях, а также для любительских астрономических наблюдений применяют оптические телескопы (рефлекторы и рефракторы) с модернизированной оптической схемой (фото 1.3.).

 

Основные характеристики оптических телескопов следующие.

Оптическая длина трубы телескопа равна сумме фокусных расстояний объектива и окуляра:

 L = ƒоб + ƒок .

Любой  10  небесной сферы изображается в фокальной плоскости телескопа отрезком, равным приблизительно 10/573 фокусного расстояния объектива (или зеркала). Объектив телескопа дает в своем главном фокусе действительное изображение небесных светил, увеличение которого равно

  W = ƒоб / ƒок .

Объектив телескопа характеризуется также светосилой, или относительным отверстием, которое  задается соотношением

 A = D / ƒоб .

Эту величину принято выражать дробью с двоеточием: 1:2, 1:7, 1:20 и т. д.

Разрешающая сила (или угловое разрешение) Dj  телескопа характеризует угловое расстояние между двумя звездами, которые при  наблюдении не сливаются друг с другом. Теоретическое значение этой величины определяют благодаря явлению дифракции электромагнитного излучения длиной волны λ в пределах диаметра объектива  D телескопа:

 Δφ ≈ λ /D .

Если объектив телескопа — длиннофокусный и имеет светосилу

D / ƒоб  < 1 / 12 ,

то для практических вычислений величины Δφ  используют формулу:

 Δφ ≈ 11,″6 / D ,

(диаметр объектива измеряется в сантиметрах,  Δφ — в угловых секундах). Если телескоп имеет другой тип объектива, то можно воспользоваться формулой:

 Δφ ≈ 13,″8 / D ,

Проницающая сила телескопа характеризуется предельной величиной звезд, видимых в телескоп в совершенно ясную ночь, и приблизительно равна

 m ≈ 7,5 + 5 · lg D ,

(D – в сантиметрах).

Еще одной характеристикой спектральных астрофизических приборов служит спектральная разрешающая сила, равная

 R = λ / Δλ ,

(Δλ  — минимальный интервал между двумя близкими спектральными линиями со средней длиной волны λ, которые еще регистрируются как  раздельные).

Важными характеристиками спектральных приборов являются:

— угловая дисперсия

C = Δα / Δλ

(Δα — угол между лучами света, прошедшими через диспергирующий элемент – призму, дифракционную решетку – и отличающимися по длине волны на Δλ);

— линейная дисперсия

C′ = ƒ · Δα / Δλ

(ƒ – фокусное расстояние оптической системы, расположенной позади диспергирующего элемента).

Некоторые сведения о крупнейших оптических телескопах мира представлены в таблице 1.3:

Таб. 1.3.

Название
телескопа

Местонахождение
и координаты
Высота над
уровнем
моря, м
Апертура,
м
Примечание
Keck Гавайи19050’N, 155028’W

4123

10,0

Зеркало состоит из 36 сегментов
Hobby-Eberly США, Техас30040’N, 10401’W

2072

9,2

Сферическое сегментированное зеркало
Subaru Гавайи19050’N, 155028’W

4100

8,3

Зеркало состоит из 36 сегментов
Yepun Чили24038’S, 70024’W

2635

8,2

В будущем – один из модулей Сверхбольшого Телескопа
Gemini North Гавайи19050’N, 155028’W

4100

8,0

MMT США, Аризона31041’N, 110053’W

2600

6,5

Walter Baade Чили29000,2’S, 4042’48″W

2282

6,5

Большой телескоп азимутальный Россия, Нижний Архыз43039’N, 41026’E

2070

6,0

Hale США, Калифорния33021’N, 116p52’W

1900

5,0

William Herschel Испания, Канарские о. 28046’N, 17053’W

2400

4,2

Victor Blanco Чили30010’S, 70049’W

2200

4,0

Anglo-Australian Австралия31017’S, 149004’E

3,9

Mayall США, Аризона31057’N, 111037’W

2100

3,8

«360» Чили29015’S, 70044’W

2400

3,6

Telescopio Nazionale Galileo Испания, Канарские о. 28045’N, 17053’W

2387

3,6

Принадлежит Италии
MPI-CAHA Испания37013’N, 2033’W

2200

3,5

New Technology Чили29015’S, 70044’W

2400

3,5

ARC Нью-Мексико32047’N, 105049’W

2788

3,5

Дистанционное управление
WIYN США, Аризона31057’N, 111047’W

2100

3,5

Shane США, Калифорния37021’N, 121p38’W

1300

3,0

NODO Нью-Мексико32059’N, 105044’W

2758

3,0

Жидкое зеркало
Harlan Smith США, Техас30040’N, 10401’W

2100

2,7

БАО Армения40020’N, 44017’E

1405

2,6

Шайн Украина, Крым44044’N, 340E

600

2,6

Hooker США, Калифорния34013’N, 11804’W

1700

2,5

Isaac Newton Испания, Канарские о. 28045’N, 17053’W

2382

2,5

Nordic Optical Испания, Канарские о. 28045’N, 17053’W

2382

2,5

du Pont Чили29000,2’S, 4042’W

2282

2,5

Sloan Digital Sky  Survey Нью-Мексико32047’N, 105049’W

2788

2,5

Очень широкое поле зрения детектора
SHARA США, Калифорния34013’N, 11804’W

1700

2,45

Интерферометр с 6 однометровыми базовыми телескопами
Hiltner США, Аризона31057’N, 111037’W

2100

2,4

ANU Австралия31017’S, 149004’E

2,3

Bok США, Аризона31057’N, 111037’W

2100

2,3

Vainu Bappu Индия12034’N, 78050’E

700

2,3

ESO-MPI Чили29015’S, 70044’W

2335

2,2

UN Гавайи19050’N, 155028’W

4200

2,2

Ультрафиолетовая астрономия

УФ излучение поглощается атмосферой, особенно молекулами озона и кислорода. Условно его делят на ближнее с длиной волны вплоть до 3000¸900 ангстрем (или 300¸90 нм) и дальнее с длиной волны 900¸100 ангстрем (90¸10 нм).

Космические наблюдения в УФ диапазоне ведутся с космических спутников. Впервые они осуществлены в 1950-х гг. при наблюдении Солнца с помощью аппаратуры на борту ракет. Начиная с 1960-х гг. стало возможным наблюдать в этом диапазоне самые яркие звезды. Однако ракеты могут достичь максимальной высоты всего лишь 150 км, да и то недолго продержаться – несколько минут. Поэтому в настоящее время для наблюдений в близком УФ диапазоне  применяют спутники, причем аппаратура похожа на оптические телескопы. Наиболее важную информацию дали: а) спутник OAO-2 (запуск в 1970 г.);  б) зонд IUE (International Ultraviolet, запуск в 1978 г.);  в) зонд EUVE (Extreme Ultraviolet Explorer, запуск в 1992 г., фото 1.4);  г) космический телескоп «Хаббл» (хотя его основной рабочий диапазон – видимый).

 

Примером наземной аппаратуры, применяемой в ближнем УФ диапазоне для обеспечения связи, служит квантово-оптическая система (КОС) «Сажень-ТМ-БИС», регистрирующая длину волны 532 нм (Светлое, Ленинградская обл., Россия).

Что касается наблюдений в далеком УФ диапазоне, то для них нельзя использовать телескопы, подобные оптическим, т. к. фотоны высокой энергии будут не отражаться, а поглощаться самим отражателем. Поэтому используют аппаратуру с обтекающей оптикой, т.е. на отражатели УФ лучи падают не под прямым, а под большим углом.

Главные достижения УФ астрономии: 1) выявление холодного газового гало Млечного Пути и других галактик; 2) обнаружение звездного ветра, т.е. потери материи звездами; 3) изучение эволюции бинарных систем; 4) выявление выброса водяного пара кометами; 5) изучение спектра Сверхновой SN1987A.

Рентгеновская астрономия

Аппаратура для регистрации и анализа рентгеновского излучения скорее является детекторами, чем телескопами. Она устанавливается на борту спутников, а на первых этапах развития рентгеновской астрономии – на воздушных шарах на высоте ~ 40 км, а затем – на ракетах. В частности, в 1948 г., когда аппаратура была установлена на ракете V2, удалось обнаружить рентгеновское излучение Солнца, а в 1960 г. было получено первое изображение Солнца в рентгеновском диапазоне. В 1962 г. группа ученых, в состав которой входили итальянские астрономы Росси и Джаккони, прикрепила счетчик Гейгера на ракете, которая просуществовала 350 с, и обнаружила источник рентгеновского излучения в созвездии Скорпиона. В 1966 г. был открыт первый внегалактический источник рентгеновского излучения – гигантская эллиптическая галактика M87.

Первым спутником, на котором была установлена рентгеновская аппаратура, был «Ухуру» (запуск в 1970 г.). За ним последовали спутник «Эйнштейн» (запуск в 1978 г.), астрономическая обсерватория с обтекающей оптикой HEAO (High Energy Astronomical Observatory) и другие. Новейшим спутником такого типа является европейский спутник XMM (запуск в 1999 г., фото 1.4).

Рентгеновский диапазон электромагнитного спектра также условно делится на две части: а) «мягкие» рентгеновские лучи (длина волны от 1 мм до 10 мм);  б) «жёсткие» лучи (длина волны от 0,01 мм до 1 мм). Если сигнал не очень сильный, то в мягком диапазоне  используют аппаратуру с «обтекающей оптикой».  Однако для наблюдения в жестких рентгеновских лучах аппаратура состоит из следующих частей: 1) механизм обнаружения, который преобразует энергию фотонов в электронные сигналы; эти сигналы позволяют установить количество регистрируемой энергии, продолжительность излучения и др. особенности излучения;  2) специфический телескоп-детектор, собирающий рентгеновские лучи в узкий пучок и создающий изображение, принципиально отличающийся своей конструкцией от оптического телескопа.

Небесные галактические источники рентгеновского излучения часто бывают связаны с бинарными системами, имеющими в своем составе объект высокой плотности, например, нейтронную звезду. Такие системы дают, как правило, рассеянное излучение. Среди внегалактических источников – активные галактические ядра (АГЯ), галактики и скопления галактик.

Гамма астрономия

Гамма-лучи, идущие из космоса, делят на «мягкие» (длина волны от 0,001 мм до 0,0 1 мм)  и  «жесткие» (длина волны менее 0,001 мм). Аппаратура для регистрации гамма-излучения по своим конструктивным особенностям является детекторами, а не телескопами.

Первым спутником для гамма-астрономии был COS-B (запуск в 1975 г.). Он обнаружил два источника гамма-излучения, которые находятся на противоположных сторонах Галактики. Один из них связан с Крабовидной туманностью созвездия Тельца, остатком Сверхновой внутри которой является пульсар. Природа второго источника, получившего название «Джеминга», пока не выяснена. В 1991 г. НАСА запустило спутник GRO (Gamma Ray Observatory, фото 1.5).

Основные открытия гамма-астрономии: 1) обнаружено диффузное (неравномерне) гамма-излучение нашей Галактики;  2) выявлены источники с интенсивным излучением в созвездиях Парус и Лебедь;  3) открыт внегалактический источник гамма-излучения 3S273.

Нейтринная астрономия

Нейтрино – это элементарная частица, не имеющие электрического заряда. В 1931 г.  швейцарский физик Вольфганг Паули высказал предположение о существовании такой частицы, название ей дал Энрико Ферми (от итал. «нейтрино»  — «маленький нейтрончик»), а экспериментально нейтрино было обнаружено лишь в 1956 г. вследствие очень слабого взаимодействия с веществом

С точки зрения астрофизики нейтрино  имеет огромное значение. В настоящее время проводятся эксперименты с целью вычисления массы нейтрино: пока считают, что она менее 1/25000 массы электрона. Если масса нейтрино действительно окажется не равной нулю, то, как предполагают, из них могут состоять участки темной материи Вселенной. Кроме того, нейтрино возникают в большом количестве в процессе ядерных реакций внутри Солнца и других звезд, тем самым уменьшая их радиоактивность.

Солнечные нейтрино (а именно их и удается зарегистрировать) попадают на Землю в заметном количестве (но в меньшем, чем предполагалось теоретически). Через каждый 1 см2 земной поверхности ежесекундно проходят ~109 нейтрино. Такой поток представляет собой уникальный сверхбыстрый вид «транспорта», способный донести информацию непосредственно из «сердца» Солнца. Наконец, нейтрино всегда образуются в процессе взрыва Сверхновой, поэтому несут информацию ходе эволюции звезд и судьбе их компактных остатков. Единственным случаем обнаружения источника нейтрино, отличного от Солнца, был взрыв сверхновой 1987А в Большом Магеллановом Облаке.

Вследствие очень слабого взаимодействия нейтрино с материей они беспрепятственно (без поглощения) проходят сквозь объекты земного диаметра. Поэтому их трудно изучать. Для обнаружения нейтрино используют большие резервуары – ловушки в виде чанов, наполненные химическим соединением на основе хлора (рис. 1.6) или галлия. Атомы хлора взаимодействуют с нейтрино и превращаются в аргон. Большой размер ловушек обусловлен повышением вероятности взаимодействия какого-либо нейтрино с веществом ловушки. Несмотря на все это, выявляется всего несколько нейтрино в течение суток.

Чтобы избежать случайного возникновения посторонних сигналов при прохождении сквозь ловушки частиц другого типа, ловушку помещают: а) в глубине гор, например, японский детектор SuperKamiokande расположен на глубине 1 км внутри горы в Японии;  б) глубоко под землёй, например, японские подземные детекторы Kamiokande-II (1986-1995 гг.) и KamLAND (запуск в 2002 г.) находятся на глубине порядка 1 км и работают на основе эффекта Вавилова — Черенкова;  в) на дне океана (пока не реализовано);  г) в глубине вод озера Байкал, как было предложено академиком А. Е. Чудаковым в конце 1970-х гг., строительство детектора НТ-200 (рис. 1.7) было начато в 1990 г. на глубине более 1 км и затем впервые в мире зарегистрировано подводное нейтрино в 1994 г.;  г) во льдах Антарктики, например, детекторы AMANDA, AMANDA-II и IceCube (рис. 1.8) на станции Амундсен-Скотт. Вторичное космическое излучение, легко взаимодействующее с веществом, существенно поглощается горами и водой, а нейтрино беспрепятственно попадают в ловушки.

 

Автор-составитель: Солодченкова Т. Б. (Валькирия)

Оптическая астрономия кратко

Источник: www.krivichi.org

История развития

В те­че­ние поч­ти всей ис­то­рии ас­тро­но­мии, вплоть до 19 в., един­ст­вен­ным при­ём­ни­ком све­та слу­жил че­ло­ве­че­ский глаз и ин­фор­ма­ция о Все­лен­ной по­сту­па­ла толь­ко в ви­ди­мом диа­па­зо­не из­лу­че­ния [с дли­ной вол­ны λ = (3,9–7,6)·10–7 м]. До нач. 17 в. на­блю­де­ния не­бес­ных све­тил ве­лись толь­ко не­воо­ру­жён­ным гла­зом. Глаз че­ло­ве­ка яв­ля­ет­ся уни­каль­ным оп­тич. при­бо­ром: ко­лос­саль­ный ди­на­мич. диа­па­зон на­ше­го зре­ния по­зво­ля­ет на­блю­дать как яр­кое Солн­це, так и туск­лые звёз­ды, яр­кость ко­то­рых во мно­го мил­ли­ар­дов раз мень­ше яр­ко­сти Солн­ца.

В глу­бо­кой древ­но­сти на ноч­ном не­бе бы­ли вы­де­ле­ны ха­рак­тер­ные звёзд­ные кон­фи­гу­ра­ции – ас­те­риз­мы, что об­лег­чи­ло за­да­чу на­блю­де­ний за дви­же­ни­ем звёзд. К пер­вым зна­чи­мым дос­ти­же­ни­ям О. а. мож­но от­не­сти соз­да­ние сис­те­мы ле­то­счис­ле­ния (см. Ка­лен­дарь) по ре­зуль­та­там на­блю­де­ний за дви­же­ни­ем Солн­ца, Лу­ны, пла­нет и яр­ких звёзд. В ка­че­ст­ве из­ме­рит. при­бо­ров древ­ние ас­тро­но­мы ис­поль­зо­ва­ли про­стей­шие уст­рой­ст­ва: гно­мон, ар­мил­ляр­ную сфе­ру, квад­рант и др. По­сле изо­бре­те­ния те­ле­ско­па (1609), раз­ре­шаю­щая спо­соб­ность и про­ни­цаю­щая си­ла ко­то­ро­го су­ще­ст­вен­но вы­ше, чем у гла­за, ас­тро­но­мия ещё в те­че­ние двух ве­ков ос­та­ва­лась оп­ти­че­ской.

В 1800 У. Гер­шель (см. в ст. Гер­шель), из­ме­ряя тер­мо­мет­ром ин­тен­сив­ность све­та в сол­неч­ном спек­тре, от­крыл за крас­ной гра­ни­цей ви­ди­мой час­ти спек­тра ИК-из­лу­че­ние, наи­бо­лее ко­рот­ко­вол­но­вая часть ко­то­ро­го [λ = (8–250)·10–7 м] про­хо­дит сквозь ат­мо­сфе­ру Зем­ли. Вско­ре по­сле это­го от­кры­тия нем. фи­зик И. Рит­тер на­чал по­ис­ки из­лу­че­ния в про­ти­во­по­лож­ном кон­це ви­ди­мо­го диа­па­зона. В 1801 он об­на­ру­жил, что хло­рид се­реб­ра, раз­ла­гаю­щий­ся под дей­ст­ви­ем све­та, ещё бы­ст­рее раз­ла­га­ет­ся (тем­не­ет) под дей­ст­ви­ем не­ви­ди­мо­го из­лу­че­ния, ле­жа­ще­го за пре­де­ла­ми фио­ле­то­вой об­лас­ти спек­тра. Так бы­ло от­кры­то УФ-из­лу­че­ние Солн­ца, час­тич­но про­хо­дя­щее сквозь зем­ную ат­мо­сфе­ру. В ре­зуль­та­те этих от­кры­тий бы­ло ус­та­нов­ле­но, что с по­верх­но­сти Зем­ли Все­лен­ную мож­но на­блю­дать не толь­ко в ви­ди­мом све­те.

По­ня­тие «оп­ти­чес­кое из­лу­че­ние» в ас­тро­но­мии вклю­ча­ет в се­бя ту часть спек­тра элек­тро­маг­нит­но­го из­лу­че­ния, ко­то­рая про­ни­ка­ет сквозь ат­мо­сфе­ру Зем­ли: ви­ди­мое из­лу­че­ние, а так­же ближ­ние ИК- и УФ-диа­па­зо­ны спек­тра (т. н. оп­тич. ок­но про­зрач­но­сти ат­мо­сфе­ры).

Окна прозрачности атмосферы

В ат­мо­сфе­ре Зем­ли вы­де­ля­ют все­го два ок­на про­зрач­но­сти (два диа­па­зо­на в спек­тре элек­тро­маг­нит­ных волн, в ко­то­рых зем­ная ат­мо­сфе­ра пол­но­стью или час­тич­но про­зрач­на): т. н. оп­тич. ок­но и ра­дио­ок­но. Ра­дио­ок­но ле­жит в диа­па­зо­не λ = 1 мм – 30 м (бо­лее длин­ные вол­ны от­ра­жа­ют­ся ио­но­сфе­рой, а бо­лее ко­рот­кие волны по­гло­ща­ют­ся мо­ле­ку­ла­ми воз­ду­ха). Гра­ни­цы оп­тич. ок­на про­зрач­но­сти ат­мо­сфе­ры оп­ре­де­ле­ны не со­всем чёт­ко, т. к. за­ви­сят от свойств воз­ду­ха (пре­ж­де все­го от влаж­но­сти), а так­же от вы­со­ты на­блю­да­те­ля над уров­нем мо­ря. Оп­тич. ок­но поч­ти бес­пре­пят­ст­вен­но про­пус­ка­ет из­лу­че­ние в ин­тер­ва­ле λ = (2,95–7,6)·10–7 м. Бо­лее ко­рот­кие вол­ны по­гло­ща­ют­ся ато­ма­ми и мо­ле­ку­ла­ми ки­сло­ро­да, азо­та и др. га­зов, а так­же во­до­ро­дом и ге­ли­ем в эк­зо­сфе­ре Зем­ли. Кро­ме то­го, су­ще­ст­ву­ет неск. уз­ких, час­тич­но про­зрач­ных окон в ИК-об­лас­ти спек­тра, ко­то­рые в ас­т­ро­фо­то­мет­рии при­ня­то обо­зна­чать как J (λ ≈ 1,25·10–6 м), H (λ ≈ 1,6·10–6 м), K (λ ≈ 2,2·10–6 м), L (λ ≈ 3,6·10–6 м), M (λ ≈ 5,0·10–6 м), N (λ ≈ 10,2·10–6 м) и Q (λ ≈ 21·10–6 м). Су­ще­ст­ву­ют так­же два очень уз­ких ок­на вбли­зи длин волн λ = 3,5·10–4 м и λ = 4,6·10–4 м.

Расположение обсерваторий

Су­ще­ст­вен­ную роль в О. а. иг­ра­ет вы­бор мес­та для про­ве­де­ния оп­тич. на­блю­де­ний, т. к. оно долж­но от­ве­чать не­сколь­ким про­ти­во­ре­чи­вым тре­бо­ва­ни­ям. Ме­сто для ус­та­нов­ки оп­тич. те­ле­ско­па долж­но на­хо­дить­ся вда­ли от круп­ных го­ро­дов с их яр­ким ноч­ным ос­ве­ще­ни­ем. Воз­дух над те­ле­ско­пом дол­жен быть су­хим (осо­бен­но для на­блю­де­ний в ИК-диа­па­зо­не, т. к. па­ры́ во­ды слу­жат од­ним из осн. по­гло­ти­те­лей ИК-из­лу­че­ния) и ста­биль­ным, по­сколь­ку тур­бу­лент­ность воз­ду­ха при­во­дит к дро­жа­нию и раз­мы­тию изо­бра­же­ний. По­это­му оп­тич. об­сер­ва­то­рии стре­мят­ся рас­по­ла­гать как мож­но вы­ше над уров­нем мо­ря, что­бы умень­шить влия­ние ат­мо­сфе­ры. В то же вре­мя на­блю­да­те­лям труд­но ра­бо­тать на боль­шой вы­со­те из-за не­дос­тат­ка ки­сло­ро­да, для дос­тав­ки мас­сив­ных уз­лов те­ле­ско­па на гор­ную об­сер­ва­то­рию не­об­хо­ди­ма хо­рошая до­ро­га, а для ра­бо­ты об­сер­ва­то­рии – энер­го­снаб­же­ние, во­да, ли­нии свя­зи и др. эле­мен­ты ци­ви­ли­за­ции, тре­бую­щие в вы­со­ко­гор­ных ус­ло­ви­ях зна­чит. фи­нан­со­вых за­трат. По­это­му вы­бор мес­та для оп­тич. об­сер­ва­то­рии все­гда яв­ля­ет­ся ком­про­мис­сом, учи­ты­ваю­щим эти про­ти­во­ре­чи­вые тре­бо­ва­ния. 

Приборная база оптической астрономии

Ас­тро­но­мич. при­бо­ры, при­ме­няе­мые для на­блю­де­ний во всём оп­тич. диа­па­зо­не, од­но­тип­ны (ино­гда од­ни и те же при­бо­ры ис­поль­зу­ют­ся для все­го диа­па­зо­на) и прин­ци­пи­аль­но от­ли­ча­ют­ся от при­бо­ров, с по­мо­щью ко­то­рых ве­дёт­ся на­блю­де­ние в др. диа­па­зо­нах спек­тра (рент­ге­нов­ском, ра­дио- и гам­ма-диа­па­зо­нах). Осн. при­бо­ра­ми, ис­поль­зуе­мы­ми в О. а., яв­ля­ют­ся оп­ти­че­ские те­ле­ско­пы, спек­тро­гра­фы, при­ём­ни­ки из­лу­че­ния (ПЗС-ка­ме­ры, фо­то­элек­трон­ные ум­но­жи­те­ли и др.). 

Важ­ней­ши­ми ха­рак­те­ри­сти­ка­ми оп­тич. те­ле­ско­пов слу­жат про­ни­цаю­щая си­ла и раз­ре­шаю­щая спо­соб­ность. До изо­бре­те­ния те­ле­ско­па эти па­ра­мет­ры сов­па­да­ли с ха­рак­те­ри­сти­ка­ми зре­ния че­ло­ве­ка: про­ни­цаю­щая си­ла ог­ра­ни­чи­ва­лась 6-й звёзд­ной ве­ли­чи­ной (6m), раз­ре­шаю­щая спо­соб­ность со­став­ля­ла ок. 100ʺ. По ме­ре соз­да­ния и со­вер­шен­ст­во­ва­ния те­ле­ско­пов на­блю­де­нию ста­но­ви­лись до­ступ­ны всё бо­лее сла­бые звёз­ды (бла­го­да­ря уве­ли­че­нию диа­мет­ра объ­ек­ти­ва и улуч­ше­нию его оп­тич. ха­рак­те­ри­стик). Так, к кон. 18 в. ста­ли дос­туп­ны на­блю­де­нию звёз­ды 14m, к сер. 19 в. – звёз­ды 15m. Изо­бре­те­ние фо­то­гра­фии и со­вер­шен­ство­ва­ние фо­то­эмуль­сий по­зво­ли­ло ре­ги­ст­ри­ро­вать к сер. 20 в. звёз­ды до 21m. Раз­ре­шаю­щая спо­соб­ность при­бо­ров в кон. 17 в. дос­ти­га­ла 5ʺ. Улуч­ше­ние это­го по­ка­за­те­ля про­ис­хо­ди­ло очень мед­лен­но и лишь за счёт вы­бо­ра но­вых мест для на­блю­де­ния (гл. пре­пят­ст­ви­ем бы­ло не ка­че­ст­во те­ле­ско­пов, а свой­ст­ва ат­мо­сфе­ры). С по­яв­ле­ни­ем в нач. 20 в. гор­ных об­сер­ва­то­рий раз­ре­шаю­щая спо­соб­ность дос­тиг­ла 2ʺ, а позд­нее, в осо­бых вы­со­ко­гор­ных ус­ло­ви­ях (об­сер­ва­то­рии на Га­вай­ских о-вах, в Чи­лий­ских Ан­дах), – 0,4ʺ. Для на­зем­ных об­сер­ва­то­рий та­кую раз­ре­шаю­щую спо­соб­ность счи­та­ют пре­дель­но воз­мож­ной.

Современное состояние

Боль­шин­ст­во про­блем О. а., свя­зан­ных с ат­мо­сфер­ны­ми по­ме­ха­ми, мож­но ре­шить, ус­та­но­вив те­ле­скоп на КА. Пре­иму­ще­ст­ва вне­ат­мо­сфер­ной ас­тро­но­мии яр­ко про­де­мон­ст­ри­ро­ва­ли кос­мич. те­ле­скоп «Хаббл» (НАСА, 1990) и ас­т­ро­мет­рич. спут­ник «Гип­пар­кос» (Ев­роп. кос­мич. агент­ст­во, 1989). Те­ле­скоп «Хаббл» с зер­ка­лом диа­мет­ром 2,4 м име­ет про­ни­цаю­щую си­лу ок. 29m и раз­ре­шаю­щую спо­соб­ность ок. 0,05ʺ. В на­зем­ных ус­ло­ви­ях та­кая про­ни­цаю­щая си­ла мо­жет быть дос­тиг­ну­та толь­ко при зна­чи­тель­но бóль­ших диа­мет­рах зер­кал, а та­кая раз­ре­шаю­щая спо­соб­ность – толь­ко в ред­ких слу­ча­ях и лишь при спец. ви­дах на­блю­де­ний. 

Те­ле­скоп КА «Гип­пар­кос» имел зер­ка­ло диа­мет­ром все­го 29 см и фо­кус­ным рас­стоя­ни­ем 1,4 м. Его за­да­чей бы­ло оп­ре­де­ле­ние по­ло­же­ний, дви­же­ний и па­рал­лак­сов яр­ких звёзд. За 3,5 го­да ра­бо­ты спут­ни­ка вы­пол­не­но неск. мил­лио­нов на­блю­де­ний, оп­ре­де­ле­ны па­рал­лак­сы ок. 118 тыс. звёзд до 10m с точ­но­стью 0,001″ и 400 тыс. звёзд с точ­но­стью 0,003ʺ. В ис­то­рии ас­тро­но­мии та­кая вы­со­кая точ­ность из­ме­ре­ний бы­ла дос­тиг­ну­та впер­вые.

Воз­мож­но­сти на­зем­ной О. а. так­же бы­ст­ро воз­рас­та­ют. Ме­то­ды адап­тив­ной оп­ти­ки по­зво­ли­ли в зна­чит. сте­пе­ни ней­тра­ли­зо­вать ат­мо­сфер­ное дро­жа­ние и раз­мы­тие изо­бра­же­ний, до­ве­дя раз­ре­шаю­щую спо­соб­ность боль­ших те­ле­ско­пов до 0,03ʺ. Это, в свою оче­редь, от­кры­ло до­ро­гу ме­то­дам ин­тер­фе­ро­мет­рии, по­зво­ляю­щим объ­е­ди­нять стоя­щие ря­дом (на рас­стоя­ни­ях 100–300 м) те­ле­ско­пы в еди­ную сис­те­му с раз­ре­шаю­щей спо­соб­но­стью ок. 0,003ʺ (на нач. 21 в. эти ре­корд­ные по­ка­за­те­ли по­лу­че­ны лишь в очень ма­лых по­лях зре­ния). 

Не­смот­ря на то, что во 2-й пол. 20 в. ас­тро­но­мия ста­ла все­вол­но­вой, боль­шин­ст­во са­мых впе­чат­ляю­щих от­кры­тий по­след­них де­ся­ти­ле­тий сде­ла­но в об­лас­ти О. а. Это от­кры­тие эк­зо­пла­нет, сверх­мас­сив­ных чёр­ных дыр, ус­ко­рен­но­го рас­ши­ре­ния Все­лен­ной и т. д. В нач. 21 в. О. а. ак­тив­но раз­ви­ва­ет­ся и по-преж­не­му за­ни­ма­ет ли­ди­рую­щее по­ло­же­ние сре­ди др. ас­тро­но­мич. на­прав­ле­ний, ос­та­ва­ясь са­мым ин­фор­ма­тив­ным ка­на­лом ис­сле­до­ва­ния Все­лен­ной.

Источник: bigenc.ru


You May Also Like

About the Author: admind

Добавить комментарий

Ваш e-mail не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

Этот сайт использует Akismet для борьбы со спамом. Узнайте как обрабатываются ваши данные комментариев.