Приймачі випромінювання та зображення

[ виправити ] текст може містити помилки, будь ласка перевіряйте перш ніж використовувати.

скачати

Яку б складну систему з телескопа, світлофільтрів, інтерферометрів і спектрографів ні спорудили астрономи, на її виході неминуче знаходиться приймач випромінювання або зображення. Приймач зображення реєструє зображення джерела. Приймач випромінювання реєструє тільки інтенсивність випромінювання, нічого не повідомляючи про те, які форма і розмір об'єкта, який його освітлює.

Першим приймачем зображення в астрономії був неозброєний людське око. Другим стала фотопластинка. Для потреб астрономів були розроблені фотопластинки, чутливі в самих різних областях спектру, аж до інфрачервоної і, що найголовніше, добре працюють при спостереженні слабких об'єктів. Астрономічна фотопластинка - виключно ємний, дешевий і довговічний носій інформації; багато знімки зберігаються у скляних бібліотеках обсерваторій більше ста років. Найбільша фотопластинка застосовується на одному з телескопів третього покоління: її розмір 53 х 53 см!

На початку 30-х рр.. ленінградський фізик Леонід Кубецкій винайшов пристрій, назване згодом фотоелектронним помножувачем (ФЕП). Світло від слабкого джерела падає на нанесений всередині вакуумної колби світлочутливий шар і вибиває з нього електрони, які прискорюються електричним полем і потрапляють на платівки, множать їх число. Один електрон вибиває три-п'ять електронів, які в свою чергу розмножуються на наступній платівці і т. д. Платівок таких близько десяти, так що посилення виходить величезна. Фотопомножувача виробляються промисловим способом і широко застосовуються в ядерній фізиці, хімії, біології та астрономії. Робота по дослідженню джерел зоряної енергії була виконана в значній мірі за допомогою ФЕП - цього простого, точного і стабільного приладу.

Майже одночасно з фотопомножувачем в різних країнах винахідники незалежно один від одного створили електронно-оптичний перетворювач (ЕОП). Він застосовується в приладах нічного бачення, а спеціально розроблені високоякісні прилади цього типу ефективно використовуються в астрономії. ЕОП також складається з вакуумної колби, на одному кінці якої є світлочутливий шар (фотокатод), а на іншому - світиться екран, подібний телевізійному. Вибитий світлом електрон прискорюється і фокусується на світному під його дією екрані. У сучасні ЕОП вставляють підсилюючу електронне зображення платівку, складену з безлічі мікроскопічних фотопомножувачів.

Значного поширення в астрономії в останні роки отримали так звані прилади із зарядним зв'язком (ПЗЗ), які вже завоювали собі місце в передавальних телекамерах і переносних відеокамерах. Кванти світла тут звільняють заряди, які, не залишаючи спеціально обробленої платівки з кристалічного кремнію, накопичуються під дією прикладених напружень у певних її місцях - елементах зображення. Маніпулюючи цими напругами, можна рухати накопичені заряди таким чином, щоб направити їх послідовно по одному в обробний комплекс. Зображення відтворюються і обробляються за допомогою ЕОМ.

Системи ПЗЗ дуже чутливі і дозволяють вимірювати світло з високою точністю. Найбільші прилади такого роду не перевершують за розміром поштову марку, але тим не менш ефективно використовуються в сучасній астрономії. Їх чутливість близька до абсолютного межі, поставленому природою; хороші ПЗЗ можуть реєструвати "поштучно" велику частину падаючих на них квантів світла.

Аберація

Аберація буває зоряна і оптична.

1. Зоряна аберація, це спостережуване зсув положення зірки щодо істинного. Аберація з'являється в результаті кінцівки швидкості світла, що йде від зірки і руху спостерігача на Землі відносно зірок.

Аберація, що виникає при руху Землі навколо Сонця, називається річної аберацією.

Аберація, що виникає через денного обертання Землі, називається добової аберацією.

Ці аберації дуже малі і виявляються за допомогою точних вимірювань.

2. Оптична аберація, це недосконалість лінзи або дзеркала телескопа і ін оптичних приладів, що призводить до спотворення одержуваного зображення. Оптична аберація, на відміну від зоряної легко виявляється оком і, більш того, знижує якість спостережень небесних тіл, в особливості планет і зірок.

Основні типи аберації:

- Хроматична аберація, недолік оптичних властивостей лінзи, що виявляється у появі кольорових "ободків" навколо зображення. Цей дефект виникає в результаті того, що світлові промені різної довжини хвилі фокусуються на різних відстанях із лінзи.

- Сферична аберація, виявляється (у дзеркальних системах) у спотворенні форми об'єкта, що спостерігається. Це дефект зображення, що створюється лінзою або дзеркалом, який викликається тим, що лежать на різних відстанях від оптичної осі ділянки лінзи або дзеркала при відображенні або ламанні світла мають різне фокусна відстань. Цей дефект властивий тільки сферичних поверхнях і відсутній у параболоїда, хоча інший вид перекручувань (кома) характерне як для тих, так і для інших.

- Кома, недолік зображення в оптичній системі, який виявляється в тому, що зображення точки виглядає віялоподібним. Кома помітна в тих частинах зображення, які відстоять від оптичної осі, і посилюється із збільшенням відстані від неї.

- Астигматизм, виникає в тому випадку, коли об'єкт розташований далеко від оптичної осі і, зображення, наприклад, точки може перетворитися в лінію або еліпс.

- Викривлення поля, що виявляється в тому, що площина, в якій лежить зображення, здається викривленої, а не рівною.

- Дісторсія, це дефект зображення, що виходить через непостійність посилення по полю лінзи. У залежності від того, зменшується або зростає збільшення до країв лінзи, може з'явитися бочкоподібна дисторсия або подушкоподібної дисторсия.

Принцип дії радіотелескопу

Принцип дії радіотелескопу заснований на прийомі та обробці радіохвиль і хвиль інших діапазонів електромагнітного спектра від різних джерел випромінювання. Такими джерелами є: Сонце, планети, зірки, галактики, квазари й інші тіла Всесвіту, а так же газ. Схема радіотелескопу наведена нижче. Як видно зі схеми, принцип роботи радіотелескопу трохи відрізняється від принципу роботи звичайного радіоприймача, по якому шановні користувачі слухають, наприклад, "Русское радио". Антена - обробка сигналу - вихідна пристрій для зняття інформації (у звичайному радіо це "динамік").

Дійсно, швидкість радіохвиль дорівнює швидкості світла, але це не означає, що ми не можемо реєструвати випромінювання далеких об'єктів. Ми їх бачимо, реєструємо, але такими, якими вони були багато років тому. Якщо, наприклад, відстань до квазара дорівнює 5 млрд. світлових років, то ми і бачимо його таким, яким він був 5 млрд. років тому.

Паралактичний голівка і її будова

Правильніше буде говорити паралактичний установка. Термін "голівка" застосовується, але рідше.

Телескоп встановлюють на міцному штативі. Будь-який з штативів має дві взаємно перпендикулярні осі. Обертання навколо цих осей дозволяє направити телескоп на будь-яке світило.

Найпростіша установка - азимутальна; одна з осей в цій установці вертикальна, а інша горизонтальна. Обертанням навколо горизонтальної осі ми змінюємо нахил телескопа до площини горизонту, а обертанням навколо вертикальної осі - азимут.

Набагато зручніше паралактичний, або екваторіальна установка. Одна з її осей встановлюється паралельно осі світу і називається полярною віссю. Обертаючи телескоп навколо полярної осі, ми змушуємо його йти за добової паралеллю світил. При наявності годинникового механізму телескоп автоматично стежити за зіркою, обертаючись навколо полярної осі. Перпендикулярна до неї вісь називається віссю відмін. Обертаючи трубу навколо неї, ми переміщаємо телескоп у площині кола відмін.

Існують два основних типи паралактичний установок - німецька та англійська. Німецька установка вимагає однієї колони, а англійська - двох.

Багато спостереження любитель астрономії може виробляти і без годинникового механізму, але екваторіальна установка, хоча б примітивна, більш ніж бажана. Найпростіші установки можуть бути виготовлені навіть з водопровідних труб.

Треба мати міцну колону, для чого може бути використаний вкопаний в землю дерев'яний стовп.

Верхня частина колони зрізається під кутом, рівним географічній широті місця спостереження. Стовп орієнтується перед його зміцненням таким чином, щоб площина зрізу була паралельна осі світу. Па ній зміцнюються два підшипники, в які входить полярна вісь. Замість підшипників може бути встановлений корпус автомобільного мотора. Крізь отвір в підшипниках (або в корпусі мотора) вставляють полярну вісь, попередньо зміцнивши на ній товсту смугу в перпендикулярному напрямку. Це буде опорою для двох підшипників, крізь які пройде вісь відмін. Вставивши потім вісь відмін, до якої прикріплений телескоп, в ці підшипники, закріплюють вісь контршайбой зі стопорним гвинтом таким чином, щоб вона не могла випадати з підшипників. На одному кінці осі відмін знаходиться телескоп, а на другому противагу, що переміщається уздовж осі відмін щоб можна було врівноважити телескоп.

Пристрій найпростішого телескопа

Розрізняють два основних види телескопів: рефрактори, об'єктиви яких складаються з лінз, і рефлектори, що мають дзеркальні об'єктиви. Крім того, існують різні типи складних дзеркально-лінзових систем, що поєднують переваги тих і інших телескопів.

У телескопі будь-якого типу об'єктив у своїй фокальній площині створює дійсне зображення спостережуваного об'єкта або ділянки неба, яке можна побачити на екрані, зафіксувати на фотопластинці або на іншому світлоприймач.

У найпростішому випадку це зображення можна розглядати оком, помістивши його на відстані нормального зору (25 см) позаду фокальній площині, при цьому збільшення телескопа:

n = F / 25, де F - фокусна відстань об'єктива у сантиметрах, а 25 см - відстань нормального зору (у короткозорих воно менше).

Додаткова лупа (окуляр) дозволяє наблизити очей до фокальній площині і розглядати зображення з меншої відстані, тобто під великим кутом зору, і тоді збільшення телескопа дорівнюватиме:

n = F / f, де f - фокусна відстань лупи-окуляра.

Таким чином, телескоп можна виготовити, розташувавши на одній осі одна за одною дві лінзи - об'єктив і окуляр - на сумарному відстані L = F + f. Для спостережень близьких земних предметів ця відстань повинна бути збільшена, що легко знаходиться дослідним шляхом. Змінюючи окуляри, можна отримати різні збільшення при одному і тому ж об'єктиві.

Збільшення наявного інструменту при невідомих F і f, або для будь-якої складної системи оптики, легко визначити, вимірявши діаметр вихідного зіниці d. Для цього необхідно направити інструмент на яскраво освітлену поверхню (небо) і близько окулярного кінця помістити аркуш білого паперу (кальки). Переміщуючи лист ближче - далі від окуляра, отримати найбільш різко окреслене світлове пляма і з допомогою міліметрової лінійки виміряти його діаметр. Тоді збільшення обчислюється за формулою:

n = D / d, де D - діаметр об'єктива. На практиці вважається, що допустимий робочий збільшення не повинне перевершувати 2D (мм).

Найпростіший телескоп може бути виготовлений зі звичайних очкових стекол, в необробленому вигляді діаметр яких зазвичай дорівнює 6 см. Для об'єктива слід взяти позитивну лінзу оптичною силою Д = +0.75 - +1 діоптрій (фокусна відстань такої лінзи F = 1м / Д, тобто для Д = +1 д маємо F = 100 см). Як окуляра краще взяти 5-ти або 10-ти кратну лупу, фокусна відстані якої f дорівнює відстані нормального зору 25 см, поділеної на кратність (тобто, 25 / 5 = 5 см і 25/10 = 2.5 см).

Закріпивши об'єктив і окуляр на кінцях картонній чи іншій трубки на відстані L = F + f, отримаємо телескоп цілком задовільної якості. Для зручності наведення на різкість при розгляданні близьких земних предметів трубу слід зробити складовою і передбачити можливість розсування на 5 -10 см. Досить щільну трубку можна отримати, повернувши її з декількох шарів щільного паперу, просочених рідким клейстером. Внутрішню поверхню паперу слід зачорнити тушшю, а зовнішню поверхню покрити 2-3 шарами нітролаку.

Добре телескоп може бути виготовлений, якщо замість об'єктива застосувати довгофокусний фотографічний об'єктив типу ТАІР-3 (D = 6см, F = 30см), МТО 500 (D = 6см, F = 50см), МТО-1000 (D = 8см, F = 100см ).

Як окуляра краще використовувати або короткофокусний фотографічний об'єктив з F <5см, наприклад, від "Зміни", або об'єктив дитячого діапроектора (фільмоскопи). Непоганий окуляр можна виготовити самостійно при наявності двох короткофокусних лінз невеликого діаметра (1-2 см), наприклад, часових 5-ти 10-ти кратних луп.

Позитивний окуляр Рамсден виготовляється з позитивних плоско-опуклих однакових лінз f1 = f2, встановлених в оправі опуклостями один до одного на відстані d при співвідношенні f1: d: f2 = 3:2:3

Негативний окуляр Гюйгенса складається з плоско-опуклих лінз, встановлених опуклостями до об'єктиву при співвідношенні

f1: f2 = 3:1 на відстанях f1: d: f2 = 3:2:1, а при

f1: f2 = 2:1 на відстанях f1: d: f2 = 4:3:2

Фокусна відстань всієї системи обчислюється за формулою

f = f1 T f2 / (f1 + f2 - d)

Установка екваторіального штатива

Наявні переносні телескопи з екваторіальним штативом вимагають установки телескопа за широтою місця спостереження і азимуту кожен раз при винесенні його на наглядову майданчик. Тоді буде забезпечена нормальна робота мікрометреннимі гвинтами і отримано можливість використовувати оцифровані кола телескопа. У цьому випадку полярна або годинна вісь буде спрямована на полюс світу, а перпендикулярна до неї вісь відміни - лежати в площині небесного екватора.

Переносний триногий штатив слід встановити так, щоб одна ніжка була спрямована на південь, а дві інші приблизно на схід і на захід. Оскільки найчастіше проводяться спостереження тих об'єктів, які знаходяться на півдні, то при такому розташуванні ніжок вони менше за все будуть заважати спостерігачеві. При установці на гладкому твердому покритті, коли ніжки не вдавлюються в грунт, корисно ніжки зв'язати шнуром щоб уникнути падіння телескопа від випадкового поштовху. Вузол шнура зручно помістити під центром штатива і від нього по трьом радіусам закріпити підстави ніжок.

Після цього на штир штатива надівається паралактичний головка і на ній закріплюється труба телескопа. Полярну вісь при цьому слід нахилити до площини горизонту приблизно під кутом рівним широті місцевості і розташувати в площині небесного меридіана, тобто в напрямку північ-південь. Встановіть окуляр, що має в полі зору хрест ниток, і направте телескоп на зірку, розташовану поблизу площини небесного екватора.

Якщо після цього обертати телескоп навколо полярної осі, але так, щоб зірка не йшла з поля зору, то можуть зустрітися три випадки:

Зірка ковзає уздовж нитки не відходячи від неї ні вниз, ні вгору. Це свідчить про те, що полярна вісь лежить у площині меридіана і, отже, інструмент по азимуту встановлений правильно.

Зірка при повороті телескопа на схід рухається під кутом до нитки вгору. Отже, полярна вісь не лежить в площині меридіана і інструмент треба повернути в горизонтальній площині, змінивши його азимут. Північний кінець полярної осі треба трохи повернути проти годинникової стрілки. Найчастіше у паралактичний установок є спеціальні гвинти для виконання цієї операції.

Зірка рухається під кутом до нитки вниз. Інструмент треба повернути за годинниковою стрілкою, тобто північний кінець полярної осі повернути на схід.

Якщо паралактичний головка забезпечена годинниковим механізмом, то після грубої установки телескопа по азимуту операцію можна повторити при включеному годинниковому механізмі. Тоді зміщення зірки буде відбуватися тільки по вертикальній осі без догляду по горизонталі з поля зору, і збільшивши час стеження за поведінкою зірки, можна більш точно вловити необхідні розвороти телескопа навколо вертикальної осі.

Потім слід встановити полярну вісь по широті місця. Зазвичай на переносних інструментах є оцифрований коло, по якому необхідно виставити кут нахилу осі, рівний широті місця спостереження. Для уточнення і виправлення кута нахилу необхідно поспостерігати проходження зірок у полі зору телескопа, встановленого в площині першого вертикалі, тобто при годинному вугіллі в напрямку для визначеності, скажімо, на схід. При цьому можливі наступні ситуації:

Зірка ковзає уздовж нитки - інструмент коштує правильно.

Зірка рухається під кутом до нитки вгору в полі зору - північний кінець полярної осі треба підняти (збільшити кут з горизонтом).

Зірка рухається під кутом до нитки вниз - північний кінець полярної осі необхідно опустити.

Якщо зірку спостерігаємо на заході, то дії повинні бути зворотними. Те ж саме можна повторити при включеному годинниковому механізмі. Після цього знову повторити установку по азимуту і після декількох послідовних наближень телескоп буде встановлений з достатньою точністю. У разі необхідності установки з підвищеною точністю всі ці процедури можна провести фотографічно, з вимірюванням зміщення об'єкта на фотопластинці за допомогою мікроскопа

Додаткові пристосування до телескопа

Для вимірювання невеликих кутових відстаней (менше 1 °) у фокальній площині об'єктива слід встановити хрест ниток. Хрест ниток можна виконати, розпустивши трикотажну капронову нитку на окремі волокна і натягнувши на оправу в фокальній площині окуляра у двох взаємно перпендикулярних напрямках. Замість нитяного хреста можна застосувати скляну пластинку з нанесеними на ній штрихами за допомогою алмазного різця або витравлених плавикової кислотою.

Перед об'єктивом телескопа для спостереження спектрів зірок може бути встановлена ​​скляна призма з малим заломлюючим кутом (не більше 15 °). Виготовити призму можна самостійно з плоскопараллельних стекол, скріплених під кутом сургучем або акваріумний мастикою. Середина порожнистої призми заповнюється гліцерином або дистильованою водою. Слід мати на увазі, що спостережувана зоря при цьому буде знаходитися не на оптичній осі телескопа, а осторонь, під деяким кутом.

Аналогічний спектр можна спостерігати, встановивши перед об'єктивом грубу дифракційну решітку. Для цього цілком достатня решітка з числом штрихів від 0.5 до 10 штрихів на один міліметр. У цьому випадку наведення на зірку здійснюється як і раніше уздовж оптичної осі телескопа, а в полі зору буде спостерігатися в центрі ослаблене зображення зірки, а з боків два спектру зірки. Чим більше часта решітка, тим протяженнее і віддалені від центру буде розташовуватися спектр. Дифракційну решітку можна виготовити, заштрихував аркуш паперу чорними смугами, товщина яких дорівнює просвіту між лініями, і сфотографувавши на контрастну плівку.

Подання про дифракцію і про колір зірки можна отримати також при розгляданні зірки в телескоп через часту сітку (прозора капронова тканина). У цьому випадку будуть спостерігатися центральне зображення і чотири спектру в двох взаємно перпендикулярних напрямках. Внаслідок розтягування зображення у спектр і розбиття на кілька спектрів поверхнева яскравість для слабких зірок може виявитися нижче порога кольорового зору і тоді ми побачимо слабо світиться сіру смужку. Яскраві зірки дозволять побачити спектр у вигляді забарвленої райдужної смужки.

Яскраві об'єкти або зоряні майданчика можна сфотографувати, якщо замість окуляра зміцнити фотокамеру таким чином, щоб фокальна площина об'єктиву телескопа збіглася з площиною плівки. Для цих цілей зручніше застосовувати дзеркальні фотокамери типу "Зеніт", тоді безпосередньо на матовому склі фотоапарата можна бачити фотографований об'єкт і виробляти фокусування переміщенням окулярної частини телескопа.

Для отримання більшого зображення необхідно виготовити приставку - окулярну камеру. У цьому випадку окуляр не прибирається, а висувається на невелику відстань - a, приблизно рівне 1.3 f - 1.5 f, де f - фокусна відстань окуляра.

Фотокамеру слід встановити так, щоб фотоплівка знаходилася на відстані b від окуляра, яке при відомих параметрах а і f знаходиться з формули тонкої лінзи:

(1 / a + 1 / b = 1 / f)

Зручно для обчислень відразу задати необхідне збільшення, наприклад, 3, тобто покласти рівним b / a = 3 і при відомому f обчислити одержувані при цьому а і b.

Не слід вибирати збільшення занадто великим (не більше 5), тому що в цьому випадку значно збільшуються необхідні витримки, стають помітні недоліки оптики, тремтіння труби телескопа і турбулентність атмосфери

Хаббловскій космічний телескоп

У кінці квітня 1990 р. з борту американського корабля багаторазового використання "Діскавері" була виведена на орбіту найбільша навколоземна обсерваторія для спостережень в оптичному діапазоні спектра - Хаббловскій космічний телескоп вагою понад 12т (кооперативний проект НАСА і Європейського космічного агентства). На нього покладали великі надії, проте незабаром після запуску з'ясувалося, що головне 2,4-метрове дзеркало телескопа має сферичною аберацією, значно погіршує характеристики цього унікального інструменту. І все ж за перші 18 місяців польоту було проведено низку результативних спостережень.

2 грудня 1993 до телескопа відправився човник "Індевор" з місією обслуговування. У ході тижневої роботи астронавти замінили велику частину електронних блоків, виправили погнуту сонячну батарею і найважливіше - встановили блок коригувальної оптики, що усунув похибки головного дзеркала. Можливості телескопа після ремонту значно зросли.

У лютому 1997 р. до Хаббловскому телескопу знову стартував космічний корабель "Діскавері". На цей раз були знову замінені деякі електронні блоки, встановлений спектрограф високого дозволу і нова ІК-камера, за допомогою якої планується почати пошук планет у найближчих зірок.

Фахівці НАСА предполагают повторювати подібні "сервісні" польоти в середньому раз на три роки і вважають, що термін служби телескопа на орбіті може перевищити заплановані спочатку 15 років.

Хаббловскій телескоп виявився неймовірно дорогим, але тим не менш дуже ефективно працюючим астрономічним інструментом. Відносна дозвіл телескопа вийшло краще 0,1 ", що на порядок вище, ніж у наземних оптичних інструментів (під таким кутом, наприклад, буде видно муха з відстані близько 20 км). За допомогою цього телескопа вдалося побачити та дослідити такі дрібні деталі найрізноманітніших астрономічних об'єктів, які раніше були недоступні телескопів. Згадаємо лише деякі з його досягнень.

Отримано чіткі зображення планет Сонячної системи, які раніше можна було зробити тільки за допомогою міжпланетних станцій. Так, вдалося простежити за сезонними змінами виду полярної шапки Марса і всієї поверхні цієї планети, за виверженням вулкана на супутнику Юпітера Іо, за падінням на Юпітер комети. Вперше вчені змогли побачити деталі поверхні Плутона. Надзвичайно цінний матеріал отриманий по яскравому кометі Хей-ла - Боппа: астрономи стежили за тим, як у комети в міру наближення до Сонця формується хвіст, як відбуваються вибухоподібний викиди пилу з поверхні її ядра. Це дало неоціненний матеріал про склад і природу комет.

Вчені побачили найдрібніші деталі міжзоряних газових туманностей, виявили Протопланетні диски, що оточують молоді зірки, струмені газу, що викидаються формуються зірками, нові типи планетарних туманностей зі складною структурою газових волокон.

Вдалося заглянути в самі щільні центральні частини кульових зоряних скупчень і галактик, отримати вагомі свідчення існування в ядрах багатьох галактик невидимих ​​об'єктів з масою в сотні мільйонів і мільярди мас Сонця (мабуть, чорних дір).

Вдалося знайти і дослідити пульсуючі зірки - цефеїди - у далеких галактиках і по них оцінити відстань до цих зоряних систем, уточнивши тим самим всю шкалу міжгалактичних відстаней.

Реалізувалася можливість побачити нарешті у всіх деталях ті галактики, усередині яких знаходяться ква-зари: яскраве світло квазарів заважає виділити при наземних спостереженнях слабке світіння породили їх зоряних систем.

Виявилося можливим детально дослідити в деяких галактиках дуже важкі для спостережень околоядерного зоряно-газові диски розмірами близько тисячі світлових років і навіть спостерігати в них окремі молоді зоряні скупчення.

У рамках спеціально розробленої програми "Глибоке поле", націленої на дослідження особливо далеких галактик, на телескопі отримані зображення гранично слабких об'єктів - до 30-ї зоряної величини. Більшість з них є галактиками, які (через кінцевої швидкості світла) ми спостерігаємо в епоху ранньої молодості. Їх порівняння з сучасними галактиками значно просунуло наше розуміння того, як мільярди років тому формувалися зоряні системи.

Робота космічного телескопа розрахована на тривалий термін Дані, отримані з його допомогою з різних наглядовою програмами, через певний час стають доступними (по глобальній електронній мережі Інтернет) для безкоштовного користування вченими будь-якої країни.

Проект космічного телескопа імені Хаббла

У двадцятому столітті астрономи сделалімного кроків у вивченні всесвіту. Ці кроки були б неможливі без використання великих і складних телескопів, розташованих на високогірних лабораторіях і керованих великою кількістю кваліфікованих фахівців.

З висновком наорбіту телескопа імені Хаббла (HUBBLE SPACE TELESCOPE - HST), астрономія зробила гігантський ривок вперед. Будучи розташованим за межами земної атмосфери, HST може фіксувати такі об'єкти і явища, які не можуть бути зафіксовані приладами на землі.

Проект HST був розроблений в НАСА за участю Європейського Космічного Агентства (ESA). Цей телескоп-рефлектор, діаметром 2,4 м (94,5 дюйма), виводиться на низьку (610 кілометрів або 330 морських миль) орбіту за допомогою американського корабля СПЕЙС ШАТТЛ (SPACE SHUTTLE). Проект передбачає періодичне технічне обслуговування і заміну устаткування на борту телескопа. Проектний термін експлуатації телескопа - 15 і більше років.

Інститут космічних досліджень за допомогою телескопів

НАСА започаткувало інститут космічних досліджень за допомогою Телескопів (Space Telescope Science Institute - STScI) для проведення широкого спектру глобальних наукових досліджень за допомогою телескопа імені Габбла. STScI - великий дослідницький центр, де досвідчені фахівці постійно спостерігають за роботою телескопа. Ці фахівці також допомагають астрономам у складанні планів спостережень. У завдання STScI також входить надання астрономам необхідного програмного забезпечення і технічних засобів для спостережень.

Щоб зробити спостереження за допомогою телескопа імені Едвіна П. Хаббла якомога ефективнішими, STSiC модернізував наземні системи обслуговування спостережень. Велика частина процесу планування спостережень була автоматизована з використанням "інтелектуального" устаткування і програмного забезпечення. STSiC склав каталог більше 20 мільйонів зірок для полегшення пошуку об'єктів спостереження, а також розробив пакет прикладних програм, призначений допомогти астроному в обробці даних, одержуваних з борту HST. Кожен день STSiC отримує розшифровує, обробляє і накопичує величезну кількість інформації, що надходить з борту HST, а також розсилає її своїм клієнтам.

STSiC підпорядковується Асоціації Університетів з Досліджень в Області Астрономії (the Association of Universities for Research in Astronomy, Inc - AURA). Сам інститут розташований в університетському містечку Хомвуд (університет імені Джона Хопкінса) в Балтиморі.

Додати в блог або на сайт

Цей текст може містити помилки.

Виробництво і технології | Реферат
55.3кб. | скачати


Схожі роботи:
Приймачі випромінювання
Джерела і приймачі оптичного випромінювання
Приймачі безперервних сигналів
Прийоми обробки зображення Прийоми обробки зображення- контраст яскравість динамічний діапазо
Випромінювання
Гамма-випромінювання
Теплове випромінювання
Ультрафіолетовий випромінювання
Інфрачервоне випромінювання ІК
© Усі права захищені
написати до нас