Астрофізики
ВведенняМета астрофізики - вивчення фізичної природи і еволюції окремих космічних об'єктів, включаючи і весь Всесвіт. Таким чином, астрофізика вирішує найбільш загальні завдання астрономії в цілому. За останні десятиліття вона стала провідним розділом астрономії. Це не означає, що роль таких «класичних» розділів як небесна механіка, астрометрія і т.п. - Зменшилась. Навпаки, кількість і значимість робіт в традиційних областях астрономії в даний час також зростає, але в астрофізиці це зростання проходить швидше. У цілому астрономія розвивається гармонійно, як єдина наука, і напрям досліджень в різних її розділах враховує взаємні їх інтереси, в тому числі і астрофізики. Так, наприклад, розвиток космічних досліджень частково сприяло виникненню нового розділу небесної механіки - астродінаміке. Побудова космічних моделей Всесвіту пред'являє особливі вимоги до «класичним завданням» астрометрії і т.д
Як відомо, за свою багатовікову історію астрономія зазнала декілька революцій, які змінили її характер. Одним з результатів цього процесу стало виникнення і бурхливий розвиток астрофізики. Особливо цьому сприяло застосування телескопа з початку XVII століття, відкриття спектрального аналізу та винайдення фотографії в XIX столітті, виникнення фотоелектрікі, радіоастрономії і позаатмосферних методів дослідження в XX столітті. Все це незвично розширило можливості спостережної чи практичної астрофізики, і призвело до того, що в середині XX століття астрономія стала всехвильовий, тобто отримала можливість отримувати інформацію з будь-якого діапазону спектру електромагнітних випромінювання
Паралельно з розвитком методів практичної астрофізики, завдяки прогресу у фізиці і особливо створення теорії випромінювання і будови атома, розвинулася теоретичної астрофізики. Її мета - інтерпретація результатів спостережень, постановка нових завдань досліджень, а також обгрунтування методів практичної астрофізики
Обидва розділу астрофізики в свою чергу поділяються на більш приватні. Поділ теоретичної астрофізики, як правило, проводиться по об'єктах досліджень: фізика зірок, Сонця, планет, туманностей, космічних променів, космологією і т.д. Розділи практичної астрофізики зазвичай відображають ті чи інші застосовувані методи: астрофотометрії, астроспектрометрія, астрофотографія, колориметрія і т.д
Розділи астрофізики, підставу на застосування принципово нових методів, що склали епоху в астрономії, і, як правило, включають відповідні розділи теоретичної астрофізики отримали такі назви, як радіоастрономія, балонна астрономія, позаатмосферна астрономія (космічні дослідження), рентгенівська астрономія, гамма-астрономія, нейтринна астрономія
Оптичні телескопи і їх використання.
Історія перших оптичних спостережень.
Важко сказати, хто перший винайшов телескоп. Відомо, що ще стародавні вживали збільшувальне скло. Дійшла до нас і легенда про те, що нібито Юлій Цезар під час набігу на Британію з берегів Галії розглядав у підзорну трубу туманну британську землю. Роджер Бекон, один з найбільш чудових учених і мислителів XIII століття, він винайшов таку комбінацію лінз, за допомогою якої віддалені предмети при розгляданні їх здаються близькими
Чи так це було насправді - невідомо. Безперечно, однак, що на самому початку XVII століття в Голландії майже одночасно про винахід підзорної труби заявили три оптика - Ліпперсгей, Меціус і Янсен. Розповідають, що нібито діти одного з оптиків, граючи з лінзами, випадково розташували дві з них так, що далека дзвіниця раптом здалася близькою. Як би там не було, до кінці 1608 року перші підзорні труби були виготовлені і чутки про ці нові оптичні інструменти швидко поширилися по Європі
У Падуї в цей час вже користувався широкою популярністю Галілео Галілей, професор місцевого університету, красномовний оратор і пристрасний прихильник вчення Коперника. Почувши про новий оптичному інструменті, вирішив власноручно побудувати підзорну трубу. Сам він розповідає про це так: «Місяців десять тому стало відомо, що якийсь фламандець побудував перспективу, за допомогою якої видимі предмети, далеко розташовані від очей, стають чітко помітні, як ніби вони знаходяться поблизу. Це й було причиною, по якій я звернувся до вишукування підстав і сре дств дл я винаходу схожого інструменту. Незабаром після цього, спираючись на вчення про заломлення, я збагнув суть справи і спочатку виготовив свинцеву трубу, на кінцях якої я помістив два оптичні стекла, обидва плоских з одного боку, з іншого боку одне скло опукло-сферичне, інше увігнуте »
Цей первісток телескопічної техніки давав збільшення всього в три рази. Пізніше Галілео вдалося побудувати більш досконалий інструмент, що збільшує в 30 разів. І тоді, як пише Галілей «залишивши справи земні, я звернувся до небес»
7 січня 1610 назавжди залишиться пам'ятною датою в історії людства. Увечері цього дня Галілей вперше направив побудований ним телескоп на небо. Назва «телескоп» було присвоєно новому інструменту за рішенням італійської Академії наук. Він побачив те, що передбачити заздалегідь було неможливо. Місяць, поцяткована горами і долинами, виявилася світом, схожим хоча б по рельєфу з Землею. Планета Юпітер з'явилася перед очима здивованого Галілея крихітним диском, навколо якого зверталися чотири незвичайні зірочки - його супутники. Картина ця в мініатюрі нагадувала Сонячну систему за поданням Коперника. При спостереженнях у телескоп планета Венера виявилася схожою на маленьку місяць. Вона змінювала свої фази, що свідчив про про її звернення навколо Сонця. На самому Сонці (помістивши перед очима темне скло) Галілей побачив чорні плями, спростувавши тим самим загальноприйняте вчення Арістотеля про «недоторканною чистоті небес». Ці плями зміщувалися по відношенню до краю сонця, з чого Галілей зробив правильний висновок про обертання Сонця навколо осі
У темні прозорі ночі у полі зору галілеївського телескопа було видно безліч зірок, недоступних неозброєним оку. Деякі туманні плями на нічному небі виявилися скопищем слабо світяться зірок. Великим зборами скупчено розташованих зірочок опинився і Чумацький шлях - білувата, слабо світиться смуга, що оповивала все небо
Недосконалість першого телескопа завадило Галілею розглянути кільця Сатурна. Замість кілець він побачив по оді сторони Сатурну два якихось дивних придатка
Відкриття Галілея поклали початок телескопічної астрономії. Але його телескопи, що ухвалили остаточно нове коперническое світогляд, були дуже не досконалі
Вже за життя Галілея їм на зміну прийшли телескопи дещо іншого типу. Винахідником нового інструменту був вже знайомий нам Іоган Кеплер. У 1611 році в трактаті «Діоптріка» Кеплер дав опис телескопа, що складався з двох двоопуклих лінз. Сам Кеплер, будучи типовим астрономом - теоретиком, обмежився лише описом схеми нового телескопа, а першим, хто збудував таке телескоп і спожив його для астрономічних цілей, був єзуїт Шейкер, опонент Галілея в їх гарячих суперечках про природу сонячних плям
Галілей виготовив трубу зі збільшенням у 30 разів. Ця труба мала довжину 1245 мм; об'єктивом в неї була опукла лінза, діаметром в 53,5 мм; плосковогнутий окуляр мав діаметр В25 мм. Труба зі збільшенням у 30 разів була кращою з труб Галілея; вона до цих пір зберігається в музеї у Флоренції. При її допомозі Галілей зробив всі свої телескопічні відкриття
Галілей відкрив на Місяці гори і гірські ланцюги, а також декілька темних плям, які назвав морем. При першому ж знайомстві з поверхнею Місяця Галілео кинулося в очі сведущее обставина: поверхня Місяця здавалася схожою на поверхню Землі - на місячній поверхні (як і на земній) опинилися і великі гори, і гірські ланцюги, і моря, і долини. Галілей перший час передбачав присутність на Місяці води (у морях) і атмосферної оболонки
В кінці 1609 і на початку 1610 років Галілей досліджував за допомогою телескопа різні небесні об'єкти, у тому числі молочний Шлях. Аристотель вважав Чумацький Шлях атмосферним явищем. Але в телескоп Галілей відразу побачив, що сяйво Чумацького Шляху викликається незліченно скупчено розташованими зірочками. Таким чином, Чумацький шлях виявився скупченням зірок, тобто явищем космічним, а зовсім не атмосферним
Дивовижне відкриття зробив Галілей, спостерігаючи на початку січня 1610 року планету Юпітер
Зберігся журнал спостережень Галілея, який він почав регулярно вести з 7 січня 1610 року. 7 січня він побачив біля Юпітера три світлі зірочки; дві перебували на схід від Юпітера, а третя - на захід. 8 січня він знову направив свою трубу на Юпітер. І що ж? Розташування зірочок змінилося. Всі три зірочки поміщалися тепер на захід від планети і ближче одна до одної, ніж у попереднє спостереження. «Вони, - пише Галілей в« Зоряному віснику », - як і раніше стояли на одній прямій лінії, але вже були розділені собою рівними проміжками». 9 січня було видно тільки дві, і обидві вони знаходилися на схід від Юпітера
13 січня Галілей побачив вже чотири зірочки біля Юпітера; потім всі чотири зірочки він знову спостерігав 15,19, 20, 21, 22 і 26 січня і остаточно переконався в тому, що він зробив абсолютно несподіване відкриття: встановив існування чотирьох супутників планети Юпітер. Цих супутників Галілей вирішив назвати «світилами Медичі», присвятивши своє відкриття герцогу Тосканському Козімо II Медічи
У жовтні 1610 року Галілей зробив нове сенсаційне відкриття: він зауважив фази Венери. Галілей був упевнений, що Венера має фази і ніскільки не був здивований, що їх побачив. До кінця 1610 року належить ще одне чудове відкриття: Галілей угледів на диску Сонця темні плями. Ці п'ята приблизно в той же час побачили й інші: англійський математик Гарріот (1560 - 1621), голландський астроном Іоганн Фабрицій (1587 - 1615) і єзуїт Христофор Шейнер (1575 - 1650)
Фабрицій перший оповістив учений світ про своє відкриття, видавши на латинській мові брошуру «Розповідь про плями, спостереженнях про Сонце, і уявній їх переміщенні разом з Сонцем». У цій брошурі автор стверджує, що вперше помітив пляму на диску Сонця 9 березня 1611 року. Після декількох днів спостережень пляма зникла на західному краю сонячного диска, а тижнів за два знову з'явилося на східному. З цих спостережень Фабрицій уклав, що пляма робить звернення навколо Сонця. Незабаром, однак, він зрозумів, що переміщення плями по сонячному диску тільки здається, і що насправді саме Сонце обертається навколо осі
ГЕРРІОТ побачив три чорні плями на сонячному диску 1 грудня 1610 року. Нарешті, єзуїт Христофор Шейнер побачив сонячні плями в 1611 році, але не квапився з опублікуванням свого несподіваного відкриття
Відкриття Галілея порівнювали з відкриттям Америки; писали, що поточне століття буде по праву пишається відкриттям «нових небес». Ім'я Галілея славилось в численних листах, на честь нього складалися оди. Він зробив в короткий час найзнаменитішим ученим Європи. Галілей демонстрував в телескоп небесні об'єкти багатьом своїм співгромадянам і випадковим відвідувачам
Зауваження Галілея щодо природи Місяця і щодо місячних гір і гірських ланцюгів і зроблені ним вимірювання висот місячних гір показують, що він стояв на точці зору Коперника і Бруно. З читання «Зоряного вісника» читачі могли вивести тільки такий висновок, що Галілей, на підставі своїх телескопічних спостережень, вважає Місяць подібною за своєю природою з Землею
З точки зору церкви це пахло єрессю, оскільки йшло в розріз з освітлювалася церквою ідеєю Арістотеля про категоричний відмінність «земного» і «небесного». У свою трубу Галілей не один раз спостерігав «попелясте світло» молодого Місяця, він, як за століття до цього і Леонардо да Вінчі, пояснив абсолютно правильно явище попелястого світла тим, що темна частина поверхні місяця в цей час освітлюється світлом Сонця, відбитим від земної поверхні. Галілей використовував своє пояснення в чисто коперническом дусі як сильного аргументу на користь тієї пропозиції, що і зама Земля, подібно до інших планет, є світилом. Галілей так і пише: «За допомогою доказів і природничонаукових висновків ми стократно підтвердили, що Земля рухається, як планета, і перевершує Луну блиском свого світла». Таке висновок вело прямо до порушення основного положення вчення Коперника, що Земля - одна з планет, які обертаються навколо Сонця. Учені різних таборів, що читали «Зоряний вісник», добре це розуміли. Ось чому «Зоряний вісник» одними читався з захопленням, іншими - з огидою, як книга єретична, осоружна церковної традиції та фізики Аристотеля. Говорячи про супутники Юпітера. Галілей також відкрито заявляє себе коперниканцем
Проти відкриттів, описаних в «Зоряному віснику», посипалися друковані заперечення. Німецький астролог Мартін Хорки написав брошуру під заголовком: «Дуже короткий похід проти« Зоряного вісника »». Це твір - писанина астролога, перейнятого вірою в свою «науку» і не бажав «вірити галилеевой трубі», оскільки «труби породжують ілюзії». Супутники Юпітера придумані Галілеєм, стверджував Хорки, «для задоволення ненаситної його жадібності до золота»
Інший опонент - італієць Коломбе - послав Галілею цілий трактат, де між іншим заперечував проти місячних гір і взагалі проти будь-якого роду піднесень і поглиблень на місяці. На думку Коломбе, що спостерігалися Галілеєм на місяці прірви і западини заповнені якимсь абсолютно прозорим кристалічною речовиною. Таким чином, Місяць все-таки являє собою точну сферу, як і передбачав «великий вчитель Арістотель»
Флорентінец Франческо Сицци теж випустив памфлет проти «Зоряного вісника», де звів спори про нових несподіваних відкриття Галілея до чисто богословських тонкощів. Так, Сицци заявляє, що в другій книзі Мойсея й на четвертому розділі книги пророка Захарії ніби б міститися вказівки, що число планет на небі одно семи. Число сім взагалі є символом досконалості, наприклад, в голові людини - сім «отворів» (два вуха, два ока, дві ніздрі і один рот). Аналогічно бог створив сім планет: дві «добродійні» - Юпітер і Венеру, дві «шкідливі» - Марс і Сатурн, дві є «світилами» - Сонце і Місяць, і одну «байдужу» - Меркурій. Звідси Сицци робить висновок: ніяких нових планет (тобто супутників Юпітера) не може бути, а Галілей з його трубою грубо помилився
Такі були аргументи тодішніх учених. Проте відкриття Галілея скоро були підтверджені. Існування супутників юпітера констатував Іоган Кеплер. Він описав свої спостереження в невеликій брошурі на латинській мові: «Розповідь Йоганна Кеплера про його спостереження чотирьох супутників Юпітера, яких флорентійський математик Галілей по праву відкриття назвав МЕДИЧНИЙ світилами». Кеплер спостерігав в досить посередню трубу. Кілька разів на початку вересня 1610 року Кеплер ясно бачив то два, то трьох супутників Юпітера, але у спостереженні четвертого не був впевнений. У листопаді 1610 року Пейреск у Франції теж регулярно, як і Галілей, став спостерігати супутників Юпітера, маючи на меті скласти таблиці їх руху. У спостереженнях йому допомагали Готье і Гассенді. Таблиць, однак, їм скласти не вдалося, тому що спостереження їх були недостатньо точні
Галілею хотілося підтвердити зроблені їм телескопічні відкриття, відвівши безглузді звинувачення його в тому, що він усе це просто придумав. Незабаром йому це вдалося. Римська колегія підтвердила з деякими, дуже незначними застереженнями дійсність телескопічних відкриттів Галілея. Батьки-єзуїти римської колегії самі спостерігали досить ретельно і старанно, записи і креслення їх спостережень Юпітеровим супутників збереглися і були опубліковані в міланському виданні творів Галілея. Таким чином, в запеклій боротьбі між вченими-новаторами і ученими-схоластами, які займали положення Арістотеля, переміг Галілей. Але його перемога над упертими противниками створила йому безліч ворогів серед учених схоластичного табору. Католицька церква всіляко підтримувала вчення Арістотеля, так що друковані виступи Галілея проти останнього розцінювалося його противниками як випад проти церкви і загальноприйнятого тоді церковного миро уявлення. Боротьба Галілея за нову науку, за новий коперническое світогляд почалася. У наступні роки ця боротьба ще більш розвернулася і загострилася
Розглянемо оптичні схеми і принцип дії галілеївського і кеплеровского телескопів. Лінза А, звернена до об'єктиву спостереження, називається об'єктивом, а та лінза У, до якої прикладає своє око спостерігач - окуляром. Якщо лінза товще посередині, ніж на краях, вона називається збірною або позитивною, в іншому випадку - розсіює або негативною. У телескопі самого Галілея об'єктивом служила плосковипуклих лінза, а окуляром - плосковогнутая. По суті, галілеївських телескоп був прообразом сучасного театрального бінокля, в якому використовуються двоопуклі і двоввігнуті лінзи в телескопі Кеплера і об'єктив і окуляр були позитивними двоопуклої лінзи
Уявімо собі просту двоопуклу лінзу, сферичні поверхні якої мають однакову кривизну. Прямі, що з'єднують центри цих поверхонь, називаються оптичною віссю лінзи. Якщо на таку лінзу падають промені, що йдуть паралельно оптичній осі, вони, заломлюються в лінзі, збираються в точці оптичної осі, званому фокусом лінзи. Відстань від центру лінзи до її фокусу називають фокусною відстанню
Чим більше фокусна кривизна поверхонь збиральної лінзи, тим менше її фокусна відстань. У фокусі такої лінзи завжди виходить дійсне зображення предмета
Інакше поводяться розсіюючі, негативні лінзи. Падаючий на них паралельно оптичній осі пучок вони розсіюють і у фокусі такої лінзи сходяться не самі промені, а їх продовження. Тому розсіюючі лінзи мають, як кажуть, уявний фокус і дають уявне зображення
Небесні світила, практично кажучи, знаходяться «в нескінченності», то зображення їх виходять у фокальній площині, тобто в площині, що проходить через фокус F і перпендикулярної до оптичної осі. Між фокусом і об'єктивом Галілей помістив розсіювальну лінзу, яка давала уявне, пряме збільшення зображення MN
Головним недоліком галілеївського телескопа було дуже мале поле зору - так називають кутовий поперечник кружка неба, видимого в телескоп. Через це наводити телескоп на небесне світило і спостерігати його Галілею було дуже важко. З цієї ж причини галілеївські телескопи після смерті їх винахідника в астрономії не уживалися і їх реліктом можна вважати сучасні театральні біноклі
У кеплеровском телескопі зображення виходить дійсне, збільшене і перевернуте. Остання обставина, незручне при спостереженнях земних предметів в астрономії неістотно - адже в космосі немає якогось абсолютного верху або низу, а тому небесні тіла не можуть бути повернені телескопом «вверх ногами»
Перше з двох головних переваг телескопа - це збільшення кута зору, під яким бачимо небесні об'єкти. Людське око здатне окремо розрізняти дві частини предмета, якщо кутова відстань між ними не менше однієї хвилини дуги. Тому, наприклад, на Місяці неозброєний око розрізняє тільки великі деталі, поперечник яких перевищує 100 км. У сприятливих умовах, коли Сонце затягнуте хмарної серпанком, на його поверхні вдається розглянути найбільші з сонячних плям. Ніяких інших подробиць неозброєним оком на небесних тілах не видно. Телескоп ж збільшує кут зору в десятки і сотні разів
Друга перевага телескопа в порівнянні з оком полягає в тому, що телескоп збирає значно більше світла, ніж зіницю ока, що має навіть у повній темряві діаметр не більше 8 мм. Очевидно, що кількість світла, що збирається телескопом, в стільки разів більше тієї кількості, яка збирає очей, у скільки площа об'єктива більше площі зіниці. Інакше кажучи, це відношення дорівнює відношенню квадратів діаметрів об'єктиву і зіниці
Зібраний телескопом світло виходить із його окуляра концентрованим світловим пучком. Найменшу його перетин називається вихідним зіницею. У галилеевской труби вихідного зіниці немає. По суті, вихідне вічко - це зображення об'єктива, створюване окуляром. Можна довести, що збільшення телескопа (тобто збільшення кута зору в порівнянні з неозброєним оком) дорівнює відношенню фокусної відстані об'єктиву до фокусної відстані окуляра. Здавалося б, можна досягнути будь-яких збільшень. Теоретично це так, але практично все виглядає інакше. По-перше, чим більше вживається в телескопі збільшення, тим менше його поле зору. По-друге, зі зростанням збільшення стають все помітнішою руху повітря. Неоднорідні повітряні струмені розмазують, псують зображення і іноді те, що видно при малих збільшеннях, пропадає для великих. Нарешті, чим більше збільшення, тим блідіше, тьмяніше зображення небесного світила (наприклад, Місяця). Інакше кажучи, зі зростанням збільшення хоч і видно більше подробиць на Місяці, сонце та планети, але зате зменшується поверхнева яскравість їх зображень. Є й інші перешкоди, що заважають застосовувати дуже великі збільшення (наприклад, в тисячі і десятки тисяч разів). Доводиться шукати певний оптимум і тому навіть у сучасних телескопах, як правило, найбільші збільшення не перевершують декількох сотень разів
При створенні телескопів з часів Галілея дотримуються наступного правила: вихідний зіницю телескопа не повинен бути більше зіниці спостерігача. Легко збагнути, що в іншому разі частина світла, зібраного об'єктивом, буде марно втрачена. Дуже важливою величиною, що характеризує об'єктив телескопа, є його відносний отвір, тобто відношення діаметра об'єктива телескопа до його фокусної відстані. Світлосилою об'єктиву називається квадрат відносного отвору телескопа. Чим «світлосильні» телескоп, тобто чим більше світлосила його об'єктива, тим більш яскраві зображення об'єктів він дає. Кількість же світла, що збирається телескопом, залежить лише від діаметру його об'єктиву (але не від світлосили). Із-за явища, що іменується в оптиці дифракцією, при спостереженнях в телескопи яскраві зірки здаються невеликими дисками, оточеними декількома концентричними веселковими кільцями. Зрозуміло, до справжніх дисків зірок дифракційні диски ніякого відношення не мають
Таке було скромне початок розгорнувся пізніше «Чемпіонату» телескопів - тривалої боротьби за удосконалення цих головних астрономічних інструментів
Схема і пристрій оптичних телескопів
Після того як в 1609 році Галілей уперше направив на небо телескоп, можливості астрономічних спостережень зросли в дуже сильному ступені. Цей рік став початком нової ери в науці - ери телескопічної астрономії. Телескоп Галілея за нинішніми поняттями був недосконалим, однак сучасникам здавалося дивом з чудес. Кожен, заглянувши в нього, міг переконатися, що Місяць - це складний світ, багато в чому подібний Землі, що навколо Юпітера звертається чотири маленьких супутника, так само як Місяць навколо Землі. Все це будило думку, змушувало замислюватися про складність Всесвіту, її матеріальності, про безліч населених світів. Винахід телескопа разом з системою Коперника зіграло чималу роль у поваленні релігійної ідеології середньовіччя
Винахід телескопа, як і більшість великих відкриттів, не було випадковим, воно було підготовлене всім попереднім ходом розвитку науки і техніки. У XVI столітті майстри-ремісники добре навчилися робити очкові лінзи, а звідси був один крок до телескопа і мікроскопа
Телескоп має три основні призначення:
Збирати випромінювання від небесних світил на приймальний пристрій (око, фотографічну пластинку, спектрограф і ін);
Будувати в своїй фокальній площині зображення об'єкта або певної ділянки неба;
Допомогти розрізняти об'єкти, розташування на близькій кутовій відстані один від одного і тому невиразні неозброєним оком
Основною оптичною частиною телескопа є об'єктив, який збирає світло і будує зображення об'єкту або ділянки неба. Об'єктив з'єднується з приймальним пристроєм-трубою (тубусом). Механічна конструкція, що несе трубу і забезпечує її наведення на небо, називається монтуванням. Якщо приймачем світла є око (при візуальних спостереженнях), то обов'язково необхідний окуляр, в який розглядається зображення, побудоване об'єктивом. При фотографічних, фотоелектричних, спектральних спостереженнях окуляр не потрібний. Фотографічна пластинка, вхідна діафрагма електрофотометром, щілину спектрографа і т.д. встановлюються безпосереднє у фокальній плоскості телескопа
Телескоп з лінзовим об'єктивом називається рефрактором, тобто заломлюючим телескопом. Оскільки світлові промені різних довжин хвиль заломлюються по-різному, то одиночна лінза дає забарвлене зображення. Це явище називається хроматичної аберацією. Хроматична аберація значною мірою усунена в об'єктивах, складених з двох лінз, виготовлених із стекол з різним коефіцієнтом заломлення (ахроматичний об'єктив або ахромат)
Закони віддзеркалення не залежить від довжини хвилі, і природно виникла думка замінити лінзовий об'єктив увігнутим сферичним дзеркалом. Такий телескоп називається рефлектором, тобто відбивним телескопом. Перший рефлектор (діаметром всього лише в 3 см і довжиною в 15 см) був побудований Ньютоном у 1671 році
Сферичне дзеркало не збирає паралельного пучка променів в крапку, воно дає у фокусі кілька розлите плямка. Це спотворення називається сферичною аберацією. Якщо дзеркала надати форму параболоїда обертання, то сферична аберація зникає. Паралельний пучок, направлений на такий параболоїд уздовж його осі, збирається у фокусі практично без спотворень, якщо не вважати неминучого розмиття через дифракції. Тому сучасні рефлектори мають дзеркала параболоидальной або, як частіше говорять, параболічної форми
До кінця XIX століття основною метою телескопічних спостережень було вивчення видимих положень небесних світил. Важливу роль грали спостереження комет і деталей на планетних дисках. Всі ці спостереження проводилися візуально, і рефрактор з двулінзовим об'єктивом повністю задовольняв потреби астрономів
У кінці XIX і особливо в XX столітті характер астрономічної науки зазнав органічні зміни. Центр ваги досліджень перемістився в область астрофізики і зоряної астрономії. Основним предметом дослідження стали фізичні характеристики Сонця, планет, зірок, зоряних систем. З'явилися нові приймачі випромінювання - фотографічна пластинка і фотоелемент. Стала широко застосовуватися спектроскопія. У результаті змінилися і вимоги до телескопів
Для астрофізичних досліджень бажано, щоб оптика телескопа не накладала ніяких обмежень на доступний діапазон довжин хвиль: земна атмосфера і так обмежує його дуже сильно. Тим часом скло, з якого робляться лінзи, поглинає ультрафіолетове і інфрачервоне випромінювання. Фотографічні іммульсіі і фотоелементи чутливі в ширшій області спектру, ніж око, і тому хроматична аберація при роботі з цими приймачами позначається сильніше
Таким чином, для астрофізичних досліджень потрібен рефлектор. До того ж велике дзеркало рефлектора виготовити значно легше, ніж двохлінзовий ахромат: треба обробити з оптичною точністю (до 1 / 8 довжини світлової хвилі або 0,07 мікрона для візуальних променів) одну поверхню замість чотирьох, і при цьому не пред'являється особливих вимог до однорідності скла. Все це призвело до того, що рефлектор став основним інструментом астрофізики. У астрометричних роботах як і раніше застосовуються рефрактори. Причина цього полягає в тому, що рефлектори дуже чутливі до малих випадкових поворотів дзеркала: оскільки кут падіння дорівнює куту відбиття, то поворот дзеркала на деякий кут b зміщує зображення на кут 2 b. Аналогічний поворот об'єктиву в рефракторі дає набагато менший зсув. А так як в астрометрії треба вимірювати положення світив з максимальною точністю, то вибір був зроблений на користь рефракторів
Як вже сказано, рефлектор з параболічним дзеркалом будує зображення дуже чітко, проте тут необхідно зробити одне застереження. Зображення можна вважати ідеальним, поки воно залишається поблизу оптичної осі. При видаленні від осі з'являються спотворення. Тому рефлектор з одним толь параболічним дзеркалом не дозволяє фотографувати великих ділянок неба розміром, скажімо, 5 0 x 5 0, а це необхідно для дослідження зоряних скупчень, галактик і галактичних туманностей. Тому, для спостережень, що вимагають великого поля зору, почали будувати комбіновані дзеркально-лінзові телескопи, в яких аберація дзеркала виправляється тонкою лінзою, часто увіолеве (сорт скла, пропускає ультрафіолетові промені)
Дзеркала рефлекторів у минулому (XVIII - XIX століттях) робили металевими зі спеціального сплаву, проте згодом з технологічних причин оптики перейшли на скляні дзеркала, які після оптичної обробки покривають тонкою плівкою металу, що має великий коефіцієнт віддзеркалення (найчастіше алюміній)
Телескоп-рефлектор, пристосований для спостережень безпосередньо у фокусі параболічного дзеркала, називається рефлектором з прямим фокусом. Часто використовуються складніші системи рефлекторів; наприклад, за допомогою додаткового плоского дзеркала, встановленого перед фокусом, можна вивести фокус в бік за межі труби (ньютоновский фокус). Додатковим опуклим перед фокальним дзеркалом можна подовжити фокусну відстань і вивести фокус в отвір просвердлений в центрі головного дзеркала (кассегреновскій фокус), і т.д. деякі з таких більш складних систем рефлекторів показані на малюнку. вони зручніші для приєднання приймальних пристроїв до телескопа, але через додаткові віддзеркалень дають великі втрати світла
Складним технічним завданням є наведення телескопа на об'єкт і зсув за ним. Сучасні обсерваторії оснащені телескопами діаметром від декількох десятків сантиметрів до кількох метрів. Найбільший в світі рефлектор діяв в радянському Союзі. Він мав діаметр 6 м і встановлений на висоті 2070 м (гора Пастухова, поблизу станиці Зеленчукской на Північному Кавказі). Наступний за розмірами рефлектор має діаметр 5 м і знаходиться в США (обсерваторія Маунт Паломар)
Монтування телескопа завжди має дві взаємно перпендикулярні осі, поворот навколо яких дозволяє навести його в будь-яку область неба. У монтуванні, званої вертикально-азимутальній, одна з осей направлена в зеніт, інша лежить в горизонтальній площині. На ній вмонтовуються невеликі переносні телескопи. Великі телескопи, як правило, встановлюються на екваторіальному монтуванні, одна з осей якої направлена в полюс світу (полярна вісь), а інша лежить в площині небесного екватора (вісь відміни). Телескоп на екваторіальному монтуванні називається екваторіалом
Щоб стежити за небесним світилом у екваторіал, досить повертати його тільки навколо полярної осі в напрямку зростання годинного кута, так як відмінювання світила залишається незмінним. Цей поворот здійснюється автоматично годинниковим механізмом. Відомо кілька типів екваторіальній монтування. Телескопи помірного діаметра (до 50 - 100 см) часто встановлюються на «німецькій» монтуванні, в якій полярна вісь і вісь відміни утворюють параллактическую голівку, що спирається на колону. На осі відмінювання, по один бік від колони, розташовується труба, а по інший - врівноважує її вантаж, противага. «Англійська» монтування відрізняється від німецької тим, що полярна вісь спирається кінцями на дві колони, північну і південну, що надає їй додаткову стійкість. Іноді в англійській монтуванні полярну вісь замінює чотирикутної рамою, так що труба виявляється всередині рами. Подібна конструкція не дозволяє направити інструмент на полярну неба. Якщо північний (верхній) підшипник полярної осі зробити у формі підкови, то такого обмеження не буде. Нарешті, можна взагалі прибрати північну колону і підшипник. Тоді вийти «американська» монтування або «вилка»
Часовий механізм не завжди діє тільки, і при отриманні фотографій з тривалими експозиціями, що досягають іноді багатьох годин, доводиться стежити за правильністю наведення телескопа і час від часу його підправляти. Цей процес називається гидирование. Гидирование здійснюється за допомогою гіда - невеликого допоміжного телескопа, встановленого на загальній монтуванні з головним телескопом
Чим більше фокусна кривизна поверхонь збиральної лінзи, тим менше її фокусна відстань. У фокусі такої лінзи завжди виходить дійсне зображення предмета
Інакше поводяться розсіюючі, негативні лінзи. Падаючий на них паралельно оптичній осі пучок вони розсіюють і у фокусі такої лінзи сходяться не самі промені, а їх продовження. Тому розсіюючі лінзи мають, як кажуть, уявний фокус і дають уявне зображення
Небесні світила, практично кажучи, знаходяться «в нескінченності», то зображення їх виходять у фокальній площині, тобто в площині, що проходить через фокус F і перпендикулярної до оптичної осі. Між фокусом і об'єктивом Галілей помістив розсіювальну лінзу, яка давала уявне, пряме збільшення зображення MN
Головним недоліком галілеївського телескопа було дуже мале поле зору - так називають кутовий поперечник кружка неба, видимого в телескоп. Через це наводити телескоп на небесне світило і спостерігати його Галілею було дуже важко. З цієї ж причини галілеївські телескопи після смерті їх винахідника в астрономії не уживалися і їх реліктом можна вважати сучасні театральні біноклі
У кеплеровском телескопі зображення виходить дійсне, збільшене і перевернуте. Остання обставина, незручне при спостереженнях земних предметів в астрономії неістотно - адже в космосі немає якогось абсолютного верху або низу, а тому небесні тіла не можуть бути повернені телескопом «вверх ногами»
Перше з двох головних переваг телескопа - це збільшення кута зору, під яким бачимо небесні об'єкти. Людське око здатне окремо розрізняти дві частини предмета, якщо кутова відстань між ними не менше однієї хвилини дуги. Тому, наприклад, на Місяці неозброєний око розрізняє тільки великі деталі, поперечник яких перевищує 100 км. У сприятливих умовах, коли Сонце затягнуте хмарної серпанком, на його поверхні вдається розглянути найбільші з сонячних плям. Ніяких інших подробиць неозброєним оком на небесних тілах не видно. Телескоп ж збільшує кут зору в десятки і сотні разів
Друга перевага телескопа в порівнянні з оком полягає в тому, що телескоп збирає значно більше світла, ніж зіницю ока, що має навіть у повній темряві діаметр не більше 8 мм. Очевидно, що кількість світла, що збирається телескопом, в стільки разів більше тієї кількості, яка збирає очей, у скільки площа об'єктива більше площі зіниці. Інакше кажучи, це відношення дорівнює відношенню квадратів діаметрів об'єктиву і зіниці
Зібраний телескопом світло виходить із його окуляра концентрованим світловим пучком. Найменшу його перетин називається вихідним зіницею. У галилеевской труби вихідного зіниці немає. По суті, вихідне вічко - це зображення об'єктива, створюване окуляром. Можна довести, що збільшення телескопа (тобто збільшення кута зору в порівнянні з неозброєним оком) дорівнює відношенню фокусної відстані об'єктиву до фокусної відстані окуляра. Здавалося б, можна досягнути будь-яких збільшень. Теоретично це так, але практично все виглядає інакше. По-перше, чим більше вживається в телескопі збільшення, тим менше його поле зору. По-друге, зі зростанням збільшення стають все помітнішою руху повітря. Неоднорідні повітряні струмені розмазують, псують зображення і іноді те, що видно при малих збільшеннях, пропадає для великих. Нарешті, чим більше збільшення, тим блідіше, тьмяніше зображення небесного світила (наприклад, Місяця). Інакше кажучи, зі зростанням збільшення хоч і видно більше подробиць на Місяці, сонце та планети, але зате зменшується поверхнева яскравість їх зображень. Є й інші перешкоди, що заважають застосовувати дуже великі збільшення (наприклад, в тисячі і десятки тисяч разів). Доводиться шукати певний оптимум і тому навіть у сучасних телескопах, як правило, найбільші збільшення не перевершують декількох сотень разів
При створенні телескопів з часів Галілея дотримуються наступного правила: вихідний зіницю телескопа не повинен бути більше зіниці спостерігача. Легко збагнути, що в іншому разі частина світла, зібраного об'єктивом, буде марно втрачена. Дуже важливою величиною, що характеризує об'єктив телескопа, є його відносний отвір, тобто відношення діаметра об'єктива телескопа до його фокусної відстані. Світлосилою об'єктиву називається квадрат відносного отвору телескопа. Чим «світлосильні» телескоп, тобто чим більше світлосила його об'єктива, тим більш яскраві зображення об'єктів він дає. Кількість же світла, що збирається телескопом, залежить лише від діаметру його об'єктиву (але не від світлосили). Із-за явища, що іменується в оптиці дифракцією, при спостереженнях в телескопи яскраві зірки здаються невеликими дисками, оточеними декількома концентричними веселковими кільцями. Зрозуміло, до справжніх дисків зірок дифракційні диски ніякого відношення не мають
Таке було скромне початок розгорнувся пізніше «Чемпіонату» телескопів - тривалої боротьби за удосконалення цих головних астрономічних інструментів
Схема і пристрій оптичних телескопів
Після того як в 1609 році Галілей уперше направив на небо телескоп, можливості астрономічних спостережень зросли в дуже сильному ступені. Цей рік став початком нової ери в науці - ери телескопічної астрономії. Телескоп Галілея за нинішніми поняттями був недосконалим, однак сучасникам здавалося дивом з чудес. Кожен, заглянувши в нього, міг переконатися, що Місяць - це складний світ, багато в чому подібний Землі, що навколо Юпітера звертається чотири маленьких супутника, так само як Місяць навколо Землі. Все це будило думку, змушувало замислюватися про складність Всесвіту, її матеріальності, про безліч населених світів. Винахід телескопа разом з системою Коперника зіграло чималу роль у поваленні релігійної ідеології середньовіччя
Винахід телескопа, як і більшість великих відкриттів, не було випадковим, воно було підготовлене всім попереднім ходом розвитку науки і техніки. У XVI столітті майстри-ремісники добре навчилися робити очкові лінзи, а звідси був один крок до телескопа і мікроскопа
Телескоп має три основні призначення:
Збирати випромінювання від небесних світил на приймальний пристрій (око, фотографічну пластинку, спектрограф і ін);
Будувати в своїй фокальній площині зображення об'єкта або певної ділянки неба;
Допомогти розрізняти об'єкти, розташування на близькій кутовій відстані один від одного і тому невиразні неозброєним оком
Основною оптичною частиною телескопа є об'єктив, який збирає світло і будує зображення об'єкту або ділянки неба. Об'єктив з'єднується з приймальним пристроєм-трубою (тубусом). Механічна конструкція, що несе трубу і забезпечує її наведення на небо, називається монтуванням. Якщо приймачем світла є око (при візуальних спостереженнях), то обов'язково необхідний окуляр, в який розглядається зображення, побудоване об'єктивом. При фотографічних, фотоелектричних, спектральних спостереженнях окуляр не потрібний. Фотографічна пластинка, вхідна діафрагма електрофотометром, щілину спектрографа і т.д. встановлюються безпосереднє у фокальній плоскості телескопа
Телескоп з лінзовим об'єктивом називається рефрактором, тобто заломлюючим телескопом. Оскільки світлові промені різних довжин хвиль заломлюються по-різному, то одиночна лінза дає забарвлене зображення. Це явище називається хроматичної аберацією. Хроматична аберація значною мірою усунена в об'єктивах, складених з двох лінз, виготовлених із стекол з різним коефіцієнтом заломлення (ахроматичний об'єктив або ахромат)
Закони віддзеркалення не залежить від довжини хвилі, і природно виникла думка замінити лінзовий об'єктив увігнутим сферичним дзеркалом. Такий телескоп називається рефлектором, тобто відбивним телескопом. Перший рефлектор (діаметром всього лише в 3 см і довжиною в 15 см) був побудований Ньютоном у 1671 році
Сферичне дзеркало не збирає паралельного пучка променів в крапку, воно дає у фокусі кілька розлите плямка. Це спотворення називається сферичною аберацією. Якщо дзеркала надати форму параболоїда обертання, то сферична аберація зникає. Паралельний пучок, направлений на такий параболоїд уздовж його осі, збирається у фокусі практично без спотворень, якщо не вважати неминучого розмиття через дифракції. Тому сучасні рефлектори мають дзеркала параболоидальной або, як частіше говорять, параболічної форми
До кінця XIX століття основною метою телескопічних спостережень було вивчення видимих положень небесних світил. Важливу роль грали спостереження комет і деталей на планетних дисках. Всі ці спостереження проводилися візуально, і рефрактор з двулінзовим об'єктивом повністю задовольняв потреби астрономів
У кінці XIX і особливо в XX столітті характер астрономічної науки зазнав органічні зміни. Центр ваги досліджень перемістився в область астрофізики і зоряної астрономії. Основним предметом дослідження стали фізичні характеристики Сонця, планет, зірок, зоряних систем. З'явилися нові приймачі випромінювання - фотографічна пластинка і фотоелемент. Стала широко застосовуватися спектроскопія. У результаті змінилися і вимоги до телескопів
Для астрофізичних досліджень бажано, щоб оптика телескопа не накладала ніяких обмежень на доступний діапазон довжин хвиль: земна атмосфера і так обмежує його дуже сильно. Тим часом скло, з якого робляться лінзи, поглинає ультрафіолетове і інфрачервоне випромінювання. Фотографічні іммульсіі і фотоелементи чутливі в ширшій області спектру, ніж око, і тому хроматична аберація при роботі з цими приймачами позначається сильніше
Таким чином, для астрофізичних досліджень потрібен рефлектор. До того ж велике дзеркало рефлектора виготовити значно легше, ніж двохлінзовий ахромат: треба обробити з оптичною точністю (до 1 / 8 довжини світлової хвилі або 0,07 мікрона для візуальних променів) одну поверхню замість чотирьох, і при цьому не пред'являється особливих вимог до однорідності скла. Все це призвело до того, що рефлектор став основним інструментом астрофізики. У астрометричних роботах як і раніше застосовуються рефрактори. Причина цього полягає в тому, що рефлектори дуже чутливі до малих випадкових поворотів дзеркала: оскільки кут падіння дорівнює куту відбиття, то поворот дзеркала на деякий кут b зміщує зображення на кут 2 b. Аналогічний поворот об'єктиву в рефракторі дає набагато менший зсув. А так як в астрометрії треба вимірювати положення світив з максимальною точністю, то вибір був зроблений на користь рефракторів
Як вже сказано, рефлектор з параболічним дзеркалом будує зображення дуже чітко, проте тут необхідно зробити одне застереження. Зображення можна вважати ідеальним, поки воно залишається поблизу оптичної осі. При видаленні від осі з'являються спотворення. Тому рефлектор з одним толь параболічним дзеркалом не дозволяє фотографувати великих ділянок неба розміром, скажімо, 5 0 x 5 0, а це необхідно для дослідження зоряних скупчень, галактик і галактичних туманностей. Тому, для спостережень, що вимагають великого поля зору, почали будувати комбіновані дзеркально-лінзові телескопи, в яких аберація дзеркала виправляється тонкою лінзою, часто увіолеве (сорт скла, пропускає ультрафіолетові промені)
Дзеркала рефлекторів у минулому (XVIII - XIX століттях) робили металевими зі спеціального сплаву, проте згодом з технологічних причин оптики перейшли на скляні дзеркала, які після оптичної обробки покривають тонкою плівкою металу, що має великий коефіцієнт віддзеркалення (найчастіше алюміній)
Телескоп-рефлектор, пристосований для спостережень безпосередньо у фокусі параболічного дзеркала, називається рефлектором з прямим фокусом. Часто використовуються складніші системи рефлекторів; наприклад, за допомогою додаткового плоского дзеркала, встановленого перед фокусом, можна вивести фокус в бік за межі труби (ньютоновский фокус). Додатковим опуклим перед фокальним дзеркалом можна подовжити фокусну відстань і вивести фокус в отвір просвердлений в центрі головного дзеркала (кассегреновскій фокус), і т.д. деякі з таких більш складних систем рефлекторів показані на малюнку. вони зручніші для приєднання приймальних пристроїв до телескопа, але через додаткові віддзеркалень дають великі втрати світла
Складним технічним завданням є наведення телескопа на об'єкт і зсув за ним. Сучасні обсерваторії оснащені телескопами діаметром від декількох десятків сантиметрів до кількох метрів. Найбільший в світі рефлектор діяв в радянському Союзі. Він мав діаметр 6 м і встановлений на висоті 2070 м (гора Пастухова, поблизу станиці Зеленчукской на Північному Кавказі). Наступний за розмірами рефлектор має діаметр 5 м і знаходиться в США (обсерваторія Маунт Паломар)
Монтування телескопа завжди має дві взаємно перпендикулярні осі, поворот навколо яких дозволяє навести його в будь-яку область неба. У монтуванні, званої вертикально-азимутальній, одна з осей направлена в зеніт, інша лежить в горизонтальній площині. На ній вмонтовуються невеликі переносні телескопи. Великі телескопи, як правило, встановлюються на екваторіальному монтуванні, одна з осей якої направлена в полюс світу (полярна вісь), а інша лежить в площині небесного екватора (вісь відміни). Телескоп на екваторіальному монтуванні називається екваторіалом
Щоб стежити за небесним світилом у екваторіал, досить повертати його тільки навколо полярної осі в напрямку зростання годинного кута, так як відмінювання світила залишається незмінним. Цей поворот здійснюється автоматично годинниковим механізмом. Відомо кілька типів екваторіальній монтування. Телескопи помірного діаметра (до 50 - 100 см) часто встановлюються на «німецькій» монтуванні, в якій полярна вісь і вісь відміни утворюють параллактическую голівку, що спирається на колону. На осі відмінювання, по один бік від колони, розташовується труба, а по інший - врівноважує її вантаж, противага. «Англійська» монтування відрізняється від німецької тим, що полярна вісь спирається кінцями на дві колони, північну і південну, що надає їй додаткову стійкість. Іноді в англійській монтуванні полярну вісь замінює чотирикутної рамою, так що труба виявляється всередині рами. Подібна конструкція не дозволяє направити інструмент на полярну неба. Якщо північний (верхній) підшипник полярної осі зробити у формі підкови, то такого обмеження не буде. Нарешті, можна взагалі прибрати північну колону і підшипник. Тоді вийти «американська» монтування або «вилка»
Часовий механізм не завжди діє тільки, і при отриманні фотографій з тривалими експозиціями, що досягають іноді багатьох годин, доводиться стежити за правильністю наведення телескопа і час від часу його підправляти. Цей процес називається гидирование. Гидирование здійснюється за допомогою гіда - невеликого допоміжного телескопа, встановленого на загальній монтуванні з головним телескопом
Використання фотографічних методів
З середини минулого століття в астрономії почав застосовуватися фотографічний метод реєстрації випромінювання. В даний час він займає провідне місце в оптичних методах астрономії
Тривалі експозиції на високочутливих пластинках дозволяють отримувати фотографії дуже слабких об'єктів, у тому числі таких, які практично недоступні для візуального спостереження. На відміну від ока, фотографічна емульсія здатна до тривалого накопичення світлового ефекту. Дуже важливою властивістю фотографії є панорамність: одночасно реєструється складне зображення, яке може складатися з дуже великого числа елементів. Істотно, нарешті, що інформація, яка виходить фотографічним методом, не залежить від свій ств гол аза спостерігача, як це має місце при візуальних спостереженнях. Фотографічне зображення, отримане одного разу, зберігається як завгодно довго, і його можна вивчати в лабораторних умовах
Фотографічна емульсія складається із зерен галоїдного срібла (AgBr, AgCl та ін; в різних сортах емульсії застосовуються різні солі), зважених у желатині. Під дією світла в зернах емульсії протікають складні фотохімічні процеси, в результаті яких виділяється металеве срібло. Чим більше світла поглинулося даною ділянкою емульсії, тим більше виділяється срібла
Галоїдні срібло поглинає світло в області l <5 0 0 0 Е. Область спектру 3000-5000Е називають іноді фотографічної (аналогічно візуальної, 3900-7600Е). Щоб зробити емульсію чутливою до жовтих і червоних променів, в ній вводять органічні барвники - сенсибілізатори, що розширюють область спектральної чутливості. Панхроматичні емульсії - це сенсибілізовані емульсії, чутливі до 6500-7000Е (залежно від сорту). Криві спектральної чутливості різних емульсій показані на малюнку. вони широко застосовуються в астрономічній і звичайної фотографії. Значно рідше зустрічаються инфрахроматические емульсії, чутливі до інфрачервоних променів до 9000Е, іноді і до 13000Е З середини минулого століття в астрономії почав застосовуватися фотографічний метод реєстрації випромінювання. В даний час він займає провідне місце в оптичних методах астрономії
Тривалі експозиції на високочутливих пластинках дозволяють отримувати фотографії дуже слабких об'єктів, у тому числі таких, які практично недоступні для візуального спостереження. На відміну від ока, фотографічна емульсія здатна до тривалого накопичення світлового ефекту. Дуже важливою властивістю фотографії є панорамність: одночасно реєструється складне зображення, яке може складатися з дуже великого числа елементів. Істотно, нарешті, що інформація, яка виходить фотографічним методом, не залежить від свій ств гол аза спостерігача, як це має місце при візуальних спостереженнях. Фотографічне зображення, отримане одного разу, зберігається як завгодно довго, і його можна вивчати в лабораторних умовах
Фотографічна емульсія складається із зерен галоїдного срібла (AgBr, AgCl та ін; в різних сортах емульсії застосовуються різні солі), зважених у желатині. Під дією світла в зернах емульсії протікають складні фотохімічні процеси, в результаті яких виділяється металеве срібло. Чим більше світла поглинулося даною ділянкою емульсії, тим більше виділяється срібла
Зірки на фотографіях виходять у вигляді кружків. Чим яскравіше зірка, тим більшого діаметру виходить кружечок при даній експозиції. Відмінність в діаметрах фотографічних зображень зірок є чисто фотографічним ефектом і ніяк не пов'язаний з їх дійсними кутовими діаметрами. Науковій обробці піддаються, як правило, тільки самі негативи, так як при передруку спотворюється укладена в них інформація. В астрономії використовуються як скляні пластинки, так і плівки. Пластинки переважно в тих випадках, коли за негативів вивчається відносне положення об'єктів. Порівнюючи між собою фотографії однієї і тієї ж частини неба, отримані у різні дні, місяці і роки, можна судити про зміни, які в цій області сталися. Так, усунення малих планет і комет (коли вони знаходяться далеко від Сонця і хвіст ще не помітний) серед зірок легко виявляється при порівнянні негативів, отриманих з інтервалом в декілька діб. Власні рухи зірок, а також окрем згустків міжзоряної речовини в газових туманностях вивчаються по фотографіях, отриманим через великі інтервали часу, іноді досягають багато десятиліть. Зміна блиску змінних зірок, спалахи нових або наднових зірок теж легко виявляється при порівнянні негативів, отриманих в різні моменти часу
Для дослідження подібних змін використовуються спеціальні прилади - стереокомпаратор і блинк-мікроскоп. Стереокомпаратор служить для виявлення переміщень. Він є свого роду стереоскоп. Обидві платівки, зняті в різний час, розташовуються так, що дослідник бачить їх зображення поєднаними. Якщо яка-небудь зірка помітно змістилася, вона «вискочить» з картинної площини. Блинк-мікроскоп відрізняються від стереокомпаратора тим, що спеціальною заслінкою можна закривати або одне, або інше зображення. Якщо цю заслінку швидко коливати, то можна порівнювати не лише положення, але і величини зображень зірок на обох пластинках. Зміна положення або зміна зоряної величини при цьому легко виявляються. Точні вимірювання положення зірок не пластинках проводяться на координатних вимірювальних приладах
Почорніння негативу приблизно визначається твором освітленості E на тривалість експозиції t. Цей закон називається законом взаимозаместимости. Він виконується більш менш добре лише в обмеженому інтервалі освітленості. Для кожного сорту емульсії, при яких він найбільш ефективний. Зокрема, дуже чутливі кіно-і фотоплівки, призначені для коротких експозицій, не придатні для тривалих, вживані в астрономії
Фотографія дозволяє проводити фотометричні дослідження астрономічних об'єктів, тобто визначати кількість їх яскравість і зоряну величину. Для цього необхідно знати залежність почорніння негативу від освітленості - провести калібрування негативу. Щоб виміряти ступінь почорніння, треба пропустити крізь негатив світловий пучок, інтенсивність якого реєструється. Можна виділити три ділянки або області характеристичної кривої: область недодержек, де крутість кривої зменшується із зменшенням Et, область нормальної експозиції, де крутість максимальна і залежність майже лінійна, і область перетримувань, де крутість зменшується із збільшенням Et. При правильно обраної експозиції почорніння повинно відповідати лінійному ділянці. Щоб побудувати характеристичну криву, на емульсію карбується зображення декількох (зазвичай близько 10) майданчиків, освітленість яких знаходиться у відомому відношенні. Ця операція називається калібруванням негативу
Знаючи характеристичну криву, можна порівнювати освітленості, відповідні різним точкам негативу, і в разі протяжних об'єктів, таких як туманності або планети, побудувати їх щофоти. Цього достатньо для відносної фотометрії (тобто вимірювання відношення яскравості і блиску). Для абсолютної фотометрії (тобто вимір абсолютних значень яскравості і блиску) необхідно провести, крім калібрування, ще і стандартизацію. Для стандартизації треба надрукувати на емульсію зображення майданчика з відомою яскравістю (для протяжних джерел) або мати на негативі зірки з відомими зоряними величинами. При відносній фотометрії точкових об'єктів калібрування робиться зазвичай за зірками з відомим блиском
Для вимірювання почорніння негативу застосовуються фотоелектричні мікрофотометр. У цих приладах інтенсивність світлового пучка, що пройшов крізь негатив, вимірюється фотоелементом
Головний недолік фотографічної пластинки приймача випромінювання - це нелінійна залежність почорніння від освітленості. Крім того, почорніння залежить від умов обробки. В результаті точність фотометричних вимірів, вироблюваних фотографічним методом, зазвичай не перевищує 5-7%
Спектральні наземні дослідження.
Розглянемо основні типи спектральних приладів, вживаних в астрономії. Вперше спектри зірок і планет почав спостерігати в минулому столітті італійський астроном Секкі. Після його робіт спектральним аналізом зайнялися багато астрономів. Спочатку використовувалися візуальний спектроскоп, потім спектри стали фотографувати, а зараз застосовуються також і фотоелектрична запис спектру. Спектральні прилади з фотографічною реєстрацією спектру зазвичай називають спектрографами, а з фотоелектричної - спектрометрами
На малюнку дана оптична схема призмового спектрографа. Перед призмою знаходяться щілину і об'єктив, які утворюють коліматор. Коліматор посилає на призму паралельний пучок променів. Коефіцієнт заломлення матеріалу призми залежить від довжини хвилі. Тому після призми паралельні пучки, які відповідають різним довжинам хвиль, розходяться під різними кутами, і другий об'єктив (камера) дає в фокальній площині спектр, який фотографується. Якщо у фокальній площині камери поставити другу щілину, то спектрограф перетворитися на монохроматор. Переміщуючи другу щілину за спектром або повертаючи призму, можна виділяти окремі більш-менш вузькі ділянки спектру. Якщо тепер за вихідною щілиною монохроматора помістити фотоелектричний приймач, то вийде спектрометр
В даний час поряд з призматичними спектрографами і спектрометрами широко застосовуються і дифракційні. У цих приладах замість призми диспергирующим (тобто розкладаючим на спектр) елементом є дифракційна решітка. Найбільш часто використовується відбивні решітки
Відбивна решітка є алюминированое дзеркало, на якому нанесені паралельні штрихи. Відстань між штрихами і їх глибина порівнянні з довгої хвилі. Наприклад, дифракційні решітки, що працюють у видимій області спектра, часто робляться з відстанню між штрихами 1,66 мк (600 штрихів на 1 мм). Штрихи повинні бути прямими і паралельними один одному по всій поверхні решітки, і відстань між ними повинна зберігатися постійним з дуже високою точністю. Виготовлення дифракційних решіток, тому є найбільш важким з оптичних виробництв
Отримуючи спектр за допомогою призми, ми користуємося явищем заломлення світла на межі двох середовищ. Дій дифракційної решітки засновано на явищі іншого типу - дифракція і інтерференція світла. Зауважимо, що вона дає, на відміну і від призми, не один, а декілька спектрів. Це призводить до певних втрат світла в порівнянні з призмою. У результаті застосування дифракційних решіток у астрономії довгий час обмежувалося дослідженнями Сонця. Зазначений недолік був усунутий американським оптиком Вудом. Він запропонував надавати штрихами решітки певний профіль, такий, що більша частина енергії концентрується в одному спектрі, в той час як інші виявляються сильно ослабленими. Такі грати називаються спрямованими або ешелеттамі
Особливості оптичної схеми і конструкції астрономічних спектральних приладів сильно залежить від конкретного характеру завдань, для яких вони призначені. Спектрографи, побудовані для отримання зоряних спектрів (зоряні спектрографи), помітно відрізняються від небулярная, з якими досліджуються спектри туманностей. Сонячні спектрографи теж мають свої особливості. Реальна роздільна сила астрономічних приладів залежить від властивостей об'єкта. Якщо об'єкт слабкий, тобто від нього приходить занадто мало світла, то його спектр не можна досліджувати дуже детально, оскільки із збільшенням роздільної сили кількість енергії, що приходить на кожен дозволяються елемент спектру, зменшується. Тому найвищу роздільну силу мають, природно, сонячні спектральні прилади. У великих сонячних спектрографів вона досягає 10 6. Лінійна дисперсія цих приладів досягає 10 мм / Е (0,1 Е / мм)
При дослідженні найбільш слабких об'єктів доводиться обмежуватися роздільною силою порядку 100 або навіть 10 і дисперсіями ~ 1000 Е / мм. Наприклад, спектри слабких зірок виходять за допомогою об'єктивної призми, яка є найпростішим астрономічним спектральним приладом. Об'єктивна призма ставитися прямо перед об'єктивом телескопа, і в результаті зображення зірок розтягуються в спектр. Камерою служить сам телескоп, а коліматор не потрібен, оскільки світло від зірки приходить у вигляді паралельного пучка. Така конструкція робить мінімальними втрати світла через поглинання в приладі. На малюнку наведена фотографія зоряного поля, отримана з об'єктивною призмою
Грубе уявлення про спектральний склад випромінювання можна отримати за допомогою світлофільтрів. У фотографічній і візуальної областях спектру часто застосовують світлофільтри з пофарбованого скла. На малюнку наведено криві, що показують залежність пропускання від довжини хвилі для деяких світлофільтрів, комбінуючи які з тих чи інших приймачем, можна виділити ділянки не вже декількох сотень ангстрем. У світлофільтрах з пофарбованого скла використовується залежність поглинання (абсорбції) світла від довжини хвилі. Світлофільтри цього типу називаються абсорбційними. Відомі світлофільтри, в яких виділення вузької ділянки спектру засноване на інтерференції світла. Вони називаються інтерференційними і можуть бути зроблені досить вузькосмуговими, що дозволяють виділяти ділянки спектра шириною в декілька десятків ангстрем. Ще більш вузькі ділянки спектра (шириною близько 1 ангстрема) дозволяють виділяти интерференционнополяризационные світлофільтри
За допомогою вузькосмугових світлофільтрів можна отримати зображення об'єкта в будь-якому цікавому ділянці спектру, наприклад, сфотографувати сонячну хромосферу в променях H a (червона лінія в бальмеровской серії спектру водню), сонячну корону в зеленій і червоною лініях, газові туманності в емісійних лініях
Для сонячних досліджень розроблено прилади, які дозволяють отримати монохроматичні зображення в будь-якій довжині хвилі. Це - спектрогеліограф і спектрогеліоскоп. Спектрогеліограф представляє собою монохроматор, за вихідною щілиною якого знаходиться фотографічна касета. Касета рухається з постійною швидкістю в напрямку, перпендикулярному вихідний щілини, і з такою ж швидкістю в площині вихідний щілини переміщається зображення Сонця. Легко зрозуміти, що в цьому випадку на фотографічній платівці вийти зображення Сонця в заданій довжині хвилі, зване спектрограммой. У спектрогеліоскоп, перед вихідний щілиною і після вихідної щілини встановлюються обертові призми з квадратним перетином. У результаті обертання перший призми деякий ділянку сонячного зображення періодично переміщується в площині вхідної щілини. Обертання обох призм узгоджено, і якщо воно відбувається досить швидко, то, спостерігаючи в зорову трубу другу щілину, ми бачимо монохроматичне зображення Сонця
Досягнення сучасної оптичної астрономії.
Використання ПЗУ-матриць ЕОМ.
Розвиток фізики твердого тіла і досягнення в області твердотільної технології забезпечили можливість промислового виготовлення стабільних фотоприймачів, придатних для експлуатації в інфрачервоній бортовий оптико-електронної апаратури. Успіхи в цих галузях знань дозволили створити в останні роки лінійки і матриці приймачів з високою щільністю чутливих елементів
Для формування вихідного сигналу апаратури необхідно по черзі виміряти електричні сигнали, що надходять з кожного елемента лінійки. Можна сказати, повинно бути забезпечено послідовне підключення електричних провідників від окремих елементів до загального виходу
Шляхом такого «опитування» чутливих майданчиків, розташованих в ряд, виробляється електричний сигнал, відповідний одному рядку зображення. Процес перемикання електричних ланцюгів чутливих елементів в апаратурі здійснюється спеціальним електронним перемикачем послідовної дії. У результаті лінійка приймачів забезпечує рядкове відскановане зображення електронним, а не механічним способом
У новітніх, найбільш перспективних зразках інфрачервоної апаратури все частіше використовуються твердотільні схеми, що забезпечують прийом і обробку сигналу з лінійки або матриці в одному пристрої. Перших два коротких повідомлення групи американських дослідників про цю нову ідею в області фізики твердого тіла і про її експериментальної перевірки з'явилися в 1970 році. Прилади з зарядовим зв'язком - так був названий цей клас пристроїв - приваблювали до себе надзвичайний інтерес і за минулі після їхнього винаходу роки знайшли найширше застосування в пристроях формування зображень в обчислювальній техніці, в пристроях відображення інформації
З точки зору фізики прилади із зарядним зв'язком цікаві тим, що електричний сигнал у яких представлений не струмом чи напругою, а електричним зарядом. Прилад із зарядовим зв'язком являє собою лінійку електродів на ізолюючої основі, нанесеною на поверхню тонкої пластини напівпровідника. Зазвичай під металевими під металевими електродами розташований ізолюючий шар оксиду SiO 2, а в якості напівпровідникового матеріалу використовується Si. У результаті утворюється як би сендвіч: метал - окисел - напівпровідник
У приладах з зарядовим зв'язком з'являється можливість, подаючи напругу на металеві електроди, впливати через ізолятор на положення енергетичного рівня, зрушуючи його вниз від горизонтальної лінії в місцях розташування електродів. У підсумку на межі розділу Si - SiO 2 енергетична діаграма буде являти собою не рівну, а горбисту поверхню, на якій западини будуть розташовані під тими електродами, до яких прикладена напруга
Для наочності западини цього рельєфу на енергетичній діаграмі представляють у вигляді ями з плоским дном і вертикальними стінками. Чим вище напруга на електроді, тим глибше яма під даним електродом в місці його розташування. Коли фотон потрапляє на чутливий до випромінювання Si і створює електронно-дірковий пару, то електрон стікає в найближчу потенційну яму. При подальшому опроміненні зразка електрони будуть накопичуватися і зберігатися у відповідних потенційних ямах
Для сукупності електронів, захоплених потенційної ямою, фізики також придумали образну назву, що стало загальновизнаним, - «зарядовий пакет». Такі зарядові пакети згідно з викладеним механізмом будуть виникати на поверхні напівпровідника
Використання супутникових систем Землі для визначення відстані до зірок.
Визначення відстаней до тіл сонячної системи засноване на вимірюванні їх горизонтальних паралаксів. Паралакси, визначені за параллактическому зміщенню світила, називаються тригонометричними
Безпосереднім методом визначення відстані до зірок є вимірювання їх річних параллаксов. Проте цим способом паралакси можуть бути знайдені тільки для найближчих зірок. Дійсно, граничні кути, які вдається виміряти аксонометричними методами, становлять близько 0 ў ў, 01
Суть цього методу грунтується на тому факті, що чим далі знаходяться зірки, тим менше видимі переміщення, викликані їх дійсними рухами в просторі. Таким чином визначені паралакси називаються середніми
Для визначення відстані до групи зірок вдається застосувати найбільш точний метод, заснований на тій обставині, що, як і у випадку метеоритів, загальна точка перетину напрямів видимих індивідуальних рухів, які внаслідок перспективи здаються різними, а насправді в просторі однакові, вказує справжнє напрямок швидкості загального руху - апекс
Горизонтальний паралакс світила можна знайти й з вимірів його прямого сходження з одного і того ж місця на Землі, але в різні моменти часу. За проміжок часу між цими моментами обертання землі переносить спостерігача з однієї точки простору в іншу, що дає відповідне параллактическое зміщення світила. Таким чином, горизонтальний паралакс світила визначається з його топоцентрічна координат, отриманих з відповідних і доцільно виконаних спостережень
Аналогічним шляхом виходить річний паралакс зірок, тільки в цьому випадку визначаються геоцентричні координати зірки зі спостережень, зроблених у двох різних точках орбіти Землі і приблизно через півроку одне після іншого
Найкращі сучасні кутомірні інструменти дозволяють надійно визначати річне параллактическое зміщення зірок до відстані не більше 100 пс (p = 0 ў ў, 01). Тому тригонометричні річні параллакси відомі лише для порівняно невеликого числа зірок (близько 6000), найбільш близьких до Сонця. Відстані до більш далеких об'єктів визначаються різними непрямими методами
Як вже було сказано вище, якщо знати світність зірки і, порівнюючи її з видимим блиском зірки, то легко розрахувати відстань до неї
Як з'ясували Адамс і Кольмюттер (США) два-три десятки років тому, спектри зірок є хорошими показниками світності, а тому і відстані, так як видимий блиск зірки m, потрібний для порівняння, визначити неважко
Знаючи відстані до деякого числа зірок на підставі інших, дуже кропітких методів їх визначення, можна було вирахувати світності і скласти їх з спектрами тих самих зірок. Поки ж досить сказати, що, наприклад, звичайним білим зіркам певного спектрального підкласу, припустимо 0, А 1, А 2 і т.д., відповідає досить певна світність. Таким чином, досить визначити точно спектральний підклас звичайної білої зірки, і ми вже приблизно знаємо її світність, а тому й відстань. (Є зірки класу А інший світності, але і спектри у них дещо інші). Такі зірки зустрічаються рідко
З жовтими та червоними зірками справа йде складніше, хоча теж досить виразно. Жовті і ще більшою мірою червоні зірки одного і того ж спектрального класу різко діляться на дві групи. Одні з них названі гігантами, у них дуже велика світність. Інші названі зірками-карликами - їх світність значно менше. Зірок з проміжною світністю не існує, і світність як карликів, так і гігантів одного і того ж спектрального підкласу є досить визначеною. Але є певна різниця. Одні й ті ж темні лінії, в спектрах гігантів більш тонкі й різання, ніж у спектрах карликів. Це допомагає відрізняти їх один від одного
Мало того, відносна інтенсивність деяких пар ліній виявляє чітку залежність від світності зірки. Спектри-паспорта карликів і гігантів - не цілком однакові. Так, наприклад, спектри помаранчевих зірочок 61 Лебедя і Альдебарана загалом однакові, чому їх і відносять до одного і того ж спектрального класу К5. але серед численних однакових ліній в їх спектрах можна, що лінії кальцію з довжиною хвилі 4454 Е в спектрі зірки-карлика 61 Лебедя сильніше лінії іонізованого стронцію 4215 Е, а в спектрі гіганта Альдебарана - навпаки. Потрібен деякий навик, щоб відрізняти один одного спектри гігантів і карликів. Вдається встановити залежність між відносною інтенсивністю пар ліній і світністю зірки, а потім використовувати нею надалі. Тоді, сфотографувавши спе КТР зв їзди, що знаходиться на невідомому відстані і має невідому світність ми можемо легко і швидко встановити і те і інше
Точність визначення таким способом відстаней до зірок становить близько 20%, незалежно від того, близька до нас зірка або далеко. Бути може, точність в 20% здасться недостатньо хорошою при вимірюванні відстані до зірок. Доводиться з цим погодитися. Однак у більшості випадків визначити відстань до зірки іншим способом неможливо
Якщо відстань між випромінюючим тілом спостерігача змінюється, то швидкість їх відносного руху має складову уздовж променя зору, звану променевої швидкістю. За лінійним спектрами променеві швидкості можуть бути виміряні на підставі ефекту Доплера, яка полягає у зміщенні спектральних ліній на величину, пропорційну променевої швидкості, незалежно від віддаленості джерела випромінювання. При цьому якщо відстань збільшується (променева швидкість позитивна), то зміщення ліній відбувається в червону сторону, а в іншому випадку - в синю
Ефект Доплера грає виключно важливу роль в астрофізиці, оскільки дозволяє на підставі вимірювання положення спектральних ліній судити про рухи небесних тіл і їх обертанні
Космічні телескопи (в оптичному діапазоні) і відкриття зроблені з їх допомогою.
Більше 20 років працюють на навколоземних орбітах спеціалізовані супутники з УФ телескопами на борту, проводячи астрономічні спостереження. Їх інструменти досягли високої роздільної здатності і досконалості. Це дозволило вирішувати багато проблем сучасної астрофізики
УФ випромінювання грає найважливішу роль як в існуванні біологічного життя, в тому, числі і людської, так і у всьому комплексі процесів еволюції Всесвіту. Вивчати, що ж відбувається в глибинах космосу і як він улаштований, цікава задача і вічна мета людства. Вирішуючи це завдання, люди наштовхуються на фундаментальні природні обмеження, долають їх і шукають нові підходи для подальшого просування по шляху пізнання. Однією з перешкод для проведення астрономічних спостережень служить непрозорість атмосфери
Земна атмосфера практично не пропускає весь УФ ділянку електромагнітного спектру. Однак саме в У ф діапазоні лежать довгі хвиль спектральних ліній, відповідних найбільш важливим в астрофізиці атомних та молекулярним переходах водню і дейтерію. Там же знаходиться безліч резонансних ліній більшості елементів, відповідають, як правило, найпоширенішого станом атомів. Через непрозорість атмосфери дослідити У ф випромінювання небесних об'єктів можна тільки з космосу. Космічним телескопам атмосфера не заважає. Тому вдається отримувати зображення об'єктів у Всесвіті з гранично високим кутовим дозволом і різко збільшувати проникну силу телескопа
Вивчення Всесвіту в У ф діапазоні займаються спеціальні космічні апарати. Вже проведено десятки космічних експериментів і кілька проектів перебувають у стадії розробки. Важливо відстежувати тенденції розвитку цієї галузі науки, і, звичайно, необхідно брати участь у перспективних проектах. Для Росії, мала тут хороші традиції, важливо не втратити їх. Особливо під час кризи, коли необхідно шукати різні способи збереження високої вітчизняної технології, інтелектуального науково-технічного потенціалу, а в кінцевому підсумку зміцнення танучого авторитету розвиненої країни
Уф ділянку електромагнітного спектра дуже широкий, і потенційно він набагато інформативніше оптичного. Створити ефективний універсальний інструмент, який охоплює весь цей діапазон, неможливо. Тому створюються астрономічні інструменти, що працюють в обраних ділянках спектру. Вибирають в кожному випадку відповідну оптичну схему телескопа, технологію виготовлення відображають поверхонь. Обсерваторія «Спектр-УФ» відноситься до числа великих світових проектів позаатмосферної астрономії. Його реалізація дозволить проводити спостереження з високою і навіть рекордним дозволом в маловивченому, хоча і дуже «багатому» лініями лаймановском ділянці спектру з часом безперервної експозиції до 30 год. В окремих випадках експозиція може досягати до 140 ч. при високому просторовому і спектральному вирішенні
До складу космічного апарату «Спектр-УФ» входять службовий модуль, стандартний для всіх наукових супутників серії «Спектр», телескоп Т-170 і відсік з комплексом наукової апаратури
Умови спостереження пред'являють жорсткі вимоги до параметрів наведення і стабілізації інструментів. Тому космічний апарат забезпечений системою управління просторової орієнтації в якості первинного контуру і системою точного гидирование телескопа Т-170 - вторинний контур. Первинний контур забезпечує попереднє наведення телескопа з точністю 1-2 ў. Потім зображення об'єкта наводиться в задане положення з більш високою точністю і стабілізується. У вторинному контурі малі зміщення оптичної осі телескопа компенсуються за рахунок нахилів вторинного дзеркала. Це дозволяє досягати дуже високої точності стабілізації - близько 0,1 ў ў. Прототип такої складності системи довів свою працездатність під час польоту обсерваторії «Астрон»
На ділянці запуску КА телескоп Т-170 закрито пилезащитной кришкою. Телескоп оснащений блендою, що захищає дзеркало від світлового потоку Землі, Місяця і Сонця. Після виходу на орбіту сонцезахисна бленда відкривається і переводиться в робоче положення. У період виконання спостережень пилезахисний кришка відкривається. За допомогою мікродвигунів управління апарат наводиться у бік досліджуваної частині неба, і виробляються його стабілізація у просторі, гидирование та інші підготовчі операції
Орбіта для супутника «Спектр-УФ» вибиралася з урахуванням того, що телескоп повинен працювати на великій відстані від сильного джерела засвічення - землі, і параметри її повинні бути стійкими. Також важливо, щоб КА не перетинав навколоземні радіаційні пояси, що впливають на роботу багатьох приладів, крім того, параметри орбіти повинні відповідати завданням запуску обсерваторії, а супутник необхідно спостерігати максимальний час. Як показали розрахунки, виконані в Інституті астрономії РАІ, таким умовам задовольняє сильно витягнута орбіта з наступними початковими характеристиками: висота апогею - 300000 км, висота перигея - 500 км, нахил - 51,5 ° і період обігу 7 діб. Протягом 8 місяців після запуску висота орбіти змінюється і ставати робочою - 250000 x 40000 км, що дозволить апарату постійно доводиться знаходиться поза радіаційних поясів
Цікаво порівняти «HST» і «Спектр-УФ», «HST» з-за більшого розміру головного дзеркала виграє на довжинах хвиль понад 140 нм і суттєво програє у більш короткохвильовому ділянці. Це пов'язано з наявністю «HST» чотирьох відбивають поверхонь - дві додаткові з'явилися в результаті ремонтних робіт на орбіті з корекції оптичного тракту телескопа. У телескопа Е-170 відображають поверхонь лише дві. Тому низькоорбітальна обсерваторія «HST» має не більше половини загального наглядового часу, а у обсерваторії «Спектр-УФ» цей показник може досягати 0,85. кількість квантів, зібраних за досить тривалий проміжок часу обсерваторією «Спектр-УФ», буде більше, ніж у «HST»
У складі комплексу наукової апаратури «Спектр-УФ» входять чотири основні інструменти:
Телескоп Т-170. побудований за оптичною схемою Річі-Кретьєна і має характеристики: діаметр головного дзеркала - 170 см, фокусна відстань - 17 м, поле зору - 40 ў (20 см в фокальній площині), загальна довжина - 8,45 м і діаметр 2,01 м , відстань між головним і вторинним дзеркалами - 3,5 м, маса - 1700 кг
Подвійний ешельний спектрограф високого дозволу (ДЕСВР) - призначений для отримання У ф спектрів з високим спектральним дозволом, що дозволяє вивчати контури навіть вузьких спектральних ліній, ширина яких відповідає тепловим рухам у зоряних атмосферах зі швидкостями близько 5 км / сек. Основні параметри інструменту: спектральний діапазон - від 110 до 360 нм, роздільна сила (R = l / D l, D l = 1100-3500 Е) до 60000, при найвищому дозволі чутливості не гірше 16 m за 10 год експозиції (відношення сигнал / шум - S / N = 10) або 11 m за той же час (S / N = 100)
Роуландовскій спектрограф (РС) - призначений для реєстрації спектрів в лаймановском ділянці, а також для спостереження гранично слабких об'єктів з низьким дозволом в більш довгохвильовому ділянці до 450 нм. РС складається з однієї увігнутою решітки і має мінімальні оптичні втрати. Параметри спектрографа: основний спектральний діапазон від 90 до 120 нм і роздільна сила (R) досягає 10000 на ділянці 91,2-120 нм і 3000 - в ділянці 115-450 нм
Камера поля (КП), або реєстрації зображень об'єктів з високим кутовим дозволом. Працює в двох режимах (модах). Короткофокусная мода забезпечує спостереження гранично слабких об'єктів, а при роботі в телефото моді забезпечується висока кутове дозвіл. Параметри КП наступні: короткофокусна мода - робочий діапазон довжин хвиль від 91,2 до360 нм, поле зору - 4, дозвіл - не гірше 0,16 ў ў, гранична зоряна величина (V) об'єкта за 1 год спостережень - 29 m; длиннофокусная мода - поле зору 24 m, дозвіл у центральної області при застосуванні спеціальних математичних методів обробки зображення до 0,05 m, гранична величина (V) небесного об'єкта за 1 год спостережень - 24 m
КА «Спектр-УФ» розглядається як багатоцільова обсерваторія, призначена для вирішення багатьох завдань. Перерахуємо деякі з них:
газодинамічні процеси, що супроводжують утворення зірок;
найважливіші показники зірок - світність і ефективну температуру;
радіуси зірок, період пульсації, еволюція;
хімічний склад зірок;
міжзоряне і міжгалактичне середовище;
пошуки областей зореутворення;
галактики (дослідження)
Космічний телескоп нового покоління: ключовий компонент космічної програми NASA - космічний телескоп наступного покоління (NGST - Next Generation Spase Telescope). Робота над ним розпочата в 1995 році, запуск намічається на 2008 рік - рік 50-ї річниці створення NASA. У 2008 році також виповнюється 60 років з тих пір, як Лайман Спіцер запропонував ідею космічного телескопа. Проект № 65т - логічний розвиток теми космічного телескопа імені Хаббла
Новий телескоп буде виведений на геліоцентричну орбіту з фіксованим положенням поблизу другої точки Лагранта (L 2) системи Сонце-Земля (1,5 млн. км від Землі осторонь, протилежною Сонцю), час польоту до неї займе близько 3 місяців. Об'єктив нового телескопа - трьох дзеркальний анастігмат. Первинне дзеркало діаметром 8 м зроблено з берилію. Воно складається з центральної частини діаметром 3,5 м і восьми пелюсток, при виведенні на орбіту пелюстки складені. Телескоп складається з трьох модулів: оптичний, інструментальний (приймачі випромінювання та управління), модуль підтримки, що включає захисний екран з боку Сонця. В оптичній частині крім основних дзеркал є два невеликих корекційних дзеркала для точної коректування системи, виправлення помилок через гравітаційних ефектів, градієнтів температури, крайових ефектів, старіння. Телескоп буде охолоджуватися до температури нижче 50 К. він чутливий до довжин хвиль від 0,6 мм до більш 10мм (від червоного до середнього інфрачервоного) з максимумом чутливості від 1 мм до 5 мм (ближній інфрачервоний світло). Інструментальний модуль містить камеру ближнього інфрачервоного світла з полем зору 4 x 4 ў, охолоджувану до 30 К, мультиоб'єктний спектрометр того ж діапазону і камеру (спектрометр в діапазоні 5 - 28 мм, приймач випромінювання в якій охолоджений до 6 К)
№ 6 S Т зможе спостерігати перші покоління зірок і галактик, включаючи окремі райони інтенсивного формування зірок, протогалактіческіе фрагменти, супернові при червоному зсуві Z = 5-20. № 6 ST дозволить побачити окремі зірки в близьких галактиках, проникне в пилові хмари навколо районів зародження зірок, виявить тисячі субзвезд та об'єктів пояса Койпера. Субзвезди - об'єкти з масою меншими, ніж мінімальна зоряна, що випромінюють в інфрачервоному діапазоні за допомогою гравітаційного стиснення)
Новий телескоп зможе:
детектувати найраніші фази формування зірок і галактик - кінець «темних віків»;
дозволити перший галактичні субструктур, порядку окремих скупчень зірок (розмір 300 пк для 0,5 <Z <5). Тут потрібен дозвіл 0,060 ў ў на довжині хвилі 2 мм;
з'ясувати основні спектральні властивості далеких галактик. Провести статистичний аналіз властивостей галактик, з великим червоним змішуванням на полях 4 x 4 ў (1 x 1 Мпк для 0,5 <Z <5);
виявити і дослідити запилені райони, де сховані області активного зореутворення і активні галактичні ядра, в тому числі для епохи потужного зореутворення при Z = 2;
виявляти окремі об'єкти, що випромінюють у середньому і надалі інфрачервоних діапазонах фону і отримувати їх спектри аж до 28 мм
Телескоп зможе дослідити всі стадії формування зірок і планетних систем від масивних оболонок навколо протозвезд до пропланетних дисків навколо молодих зірок головної послідовності. Він зможе спостерігати планети типу Юпітера у всіх одиночних зірок на відстанях до 8 пк, отримати перші прямі зображення і спектрограми позасонячних планет. Багато технічні рішення № 6 ST і технології (надлегка активна кріогенна оптика, пристрої для впізнання форми і виправлення хвильового фронту випромінювання, широкоформатні високочутливі інфрачервоні детектори, надлегкі сонячні екрани) можуть бути застосовані в науці та промисловості вже найближчим часом
Про створення великого орбітального оптичного телескопа
Давно вже мріяли астрономи. Одним з перших і найбільш активних пропагандистів цієї ідеї став у 40-50-х роках Л. Спіцер з Прінстонського університету. Ще в 1946 році він підготував доповідь (тоді секретний) про переваги космічних спостережень. У 1959, 1962 і 1965 роках на нарадах астрономів США, присвячених виробленню програми космічних досліджень, було рекомендовано розпочати роботи з вивчення проекту «Великий космічний телескоп», а восени 1971 року НАСА організувало комітет з розробки цього проекту, з якого і веде свій початок програма Космічного телескопа ім. Хаббла
У 1973 році робоча група фахівців під керівництвом Ч. Про ў Делла приступила до попередньої опрацюванні основних варіантів конструкції «Великого космічного телескопа», що завершилася в 1977 році створення робочої групи Космічного телескопа ім. Хаббла. До цього часу телескоп втратив найменування «великого», діаметр його головного дзеркала був зменшений з 3 до 2,4 м. Річ у тім, що розробникам стали відомі параметри МТКК - транспортної системи для виведення телескопа на орбіту. У вантажному відсіку МТКК можна розмістити телескоп з діаметром дзеркала до 3.2 м, але тоді масивні блоки службових систем супутника (тобто систем орієнтації, енергоживлення, зв'язку) довелося б розташувати за головним дзеркалом, і для такого супутника з великим моментом інерції треба було розробити потужну і дорогу систему орієнтації
У варіанті з 2,4-метровим дзеркалом службові системи скомпоновані у вигляді тора, навколишнього головне дзеркало, завдяки чому момент інерції супутника сильно зменшиться. Тепер супутник офіційно називається Космічний телескоп ім. Хаббла, на честь Е. Хаббла, який відкрив розширення Всесвіту
Обмеження на довжину інструменту і потреба мати велике поле зору призвели до вибору оптичної системи Річі-Кретьєна, в яка широко застосовується і в сучасних наземних рефракторах. Головне та вторинне дзеркала відповідно мають форму увігнутого і опуклого гіперболоїдом і знаходяться на відстані 4,9 м один від одного (еквівалентна фокусна відстань 58 м). До якості виготовлення оптики пред'являлися винятково високі вимоги: наприклад, поверхня головного дзеркала не повинна відхиляться від розрахункової більш ніж на 10 нм
Оптичні деталі телескопа кріпляться до ферми з графито-епоксидного композиційного матеріалу, здатної зберігати їх взаємне розташування з точністю до 1 мкм, незважаючи на перепади температури. Вимоги до механічної міцності конструкції пов'язані з 3-4 кратними перевантаженнями, можливими при зльоті та посадці МТКК, а аж ніяк не з умовами роботи телескопа на орбіті. Загальна маса супутника 10.4 т
У відрізни і від наземних телескопів Космічний телескоп ім. Хаббла буде працювати і при яскравому сонячному світлі. Тому передній кінець труби телескопа істотно подовжений за рахунок світлозахисну бленди, всередині труби є система діафрагм, покритих «особливо» чорною фарбою, здатною відображати менше 1% падаючого світла і не давати відблисків. Незважаючи на ці заходи, по-справжньому «темне» небо телескоп зможе реєструвати тільки тоді, коли об'єкт спостереження знаходиться на кутових відстанях більше 50 ° від Сонця, 70 ° від освітленої частини Землі та 15 ° від Місяця
Система орієнтації Космічного телескопа ім. Хаббла побудована на основі силових гіроскопів. Грубе наведення з точністю 1 ў буде здійснюється з допомогою зоряних датчиків і гіроскопів - датчиків швидкості (положення їх осей час від часу має уточнятся за зірками). Однак розрахункове якість зображення, що отримується за допомогою 2,4-метрового телескопа на довжині хвилі 0,5 мкм, одно 0,05 ў ў, і щоб використовувати цю перевагу перед наземними інструментами, потрібно забезпечувати стабілізацію телескопа з ще більш високою точністю
Напрямок оптичної осі телескопа визначається трьома датчиками точного гидирование по зображеннях зірок більш яскравих, ніж 1,4 m, у периферійній частині поля зору телескопа, розбитою відповідно на 3 сектори. За командою датчики починають пошук гідіровочних зірок, переміщаючись по спіралі з центром у розрахунковому положенні. Критеріями правильності захоплення потрібних зірочок служать значення їх яскравості і взаємне розташування. У разі невдачі пошук повторюється, потім переходять до пошуку запасних зірок (якщо такі є). Очевидно, вибір зірок повинен здійснюватися заздалегідь, і це дуже трудомістка робота. Більш того, точність координат існуючих зоряних каталогів, як правило, недостатня, тому запуску Космічного телескопа ім. Хаббла повинно було передувати фотографування всього неба на наземних телескопах з великим полем зору і складання спеціального каталогу гідіровочних зірок з точно відомими положеннями
Датчики точного гидирование відносяться до числа найбільш складних систем телескопа і включають в себе прецизійні механічні вузли, діссекторние телекамери і навіть інтерфомометри. Невеликі змішання зірки в полі зору відповідають зміни різниці фаз світлових хвиль, що приходять на протилежні краї дзеркала телескопа: змінюються інтенсивності интерферирующих пучків, і на виході датчика виникає сигнал помилки. При точності гидирование 0,007 ў ў час реакції датчиків точного гидирование повинно бути менше 1 с, і не тільки тому, що можливі швидкі коливання самого супутника, але і оскільки всі зірки зміщуються в полі зору через аберації світла внаслідок руху супутника по орбіті
До того ж за допомогою Космічного телескопа ім. Хаббла будуть спостерігатися і планети, досить швидко переміщатися на тлі зірок. Однак з даною системою наведення цей телескоп не зможе спостерігати земну поверхню. Слід зазначити, що неполадки при роботі датчиків точного гидирование до останнього моменту змушували сумніватися в їх працездатності
Як би не був досконалий орбітальний телескоп, без світлоприймальної апаратури він «сліпий». Вибір типу светоприемника для Космічного телескопа ім. Хаббла виявився не простий. Всерйоз обговорювалися можливість застосування фотоплівок, так довго і успішно служили астрономам на Землі. На жаль, в умовах космосу високочутливі плівки поступово темніють через вплив проникаючої радіації, і тому їх довелося б доставляти на Землю не рідше одного разу на місяць. Однак часті відвідування орбітального телескопа небажані як з економічної, так і з технічної точки зору. Покриття, що відбиває дзеркала (плівка алюмінію і фтористого магнію) дуже чутливо до газової атмосфері, навколишнього кожен великий (а тим більше маневруючому) космічний об'єкт, тому щільна кришка буде відкриватися лише після видалення МТКК і знову закриватися з його наближенням
У 1973 році було вирішено використовувати електронні приймачі зображення, кращим з яких вважалася розробляється в Прінстонському університеті Р. Данієльсон і його співробітниками передавальна телевізійна трубка секон. Яке ж було розчарування його творців, коли в 1977 р. стало відомо про різку переорієнтації керівників програми на твердотільні приймачі. Це було сміливе рішення, бо технологія створення таких приймачів налічувала тоді всього кілька років, і в астрономії вони ще не використовувалися
В даний час ці ПЗЗ-прилади - прилади із зарядовим зв'язком - можна побачити чи не на кожному американському телескопі, і їх переваги добре відомі: високий квантовий вихід, що доходить до 60%, велика кількість чутливих елементів, малий шум, великий робочий діапазон зміни яскравості об'єкта і висока геометрична стабільність
Висновок
Розповідь про будову навколишнього нас зоряного і галактичного світу, про керуючих їм законах, про шляхи його еволюції ми в цілому сприймаємо сьогодні як щось само собою зрозуміле. У цьому, безумовно, прояв вже глибоко вкоріненою в кожному з нас віри в науку, в її, як видається, майже необмежені можливості. При цьому ми згадуємо слова видатного французького вченого Ріпі Декарта (1596-1650): «Немає нічого настільки віддаленого від нас, чого б ми не змогли відкрити». А також слова його не менш відомого співвітчизника Блеза Паскаля (1623-1662): «Дивно не те, що Всесвіт нескінченний, а те, що людина здатна розкрити її таємниці ...»
Але якщо ми порівнюємо роботу астронома з особливостями проведення досліджень представниками інших природничих наук, то не можемо не відзначити її кардинальна відмінність. Фізик, хімік, біолог чи геолог вивчає той чи інший зразок, маючи його безпосередньо перед собою. Об'єкт свого дослідження він може "помацати руками" у будь-який момент і в буквальному значенні цих слів. Астроном ж, як прийнято говорити, сидить на дні протяжного повітряного океану і всього лише уловлює слабкі світлові потоки, що приходять до нього від того чи іншого небесного об'єкта. І, тим не менше, відбувається щось чудове. Не виходячи зі стін своєї установи, астроном визначає відстань до цього об'єкта, як ніби зміряв його своїми кроками, каже про температуру на його поверхні, як ніби побував на ньому, про масу об'єкта, як ніби своїми руками вкладав його на якісь величезні ваги , про хімічний склад, ніби йому вдалося якось «зачерпнути» крихту речовини з його атмосфери. Більш того, астроном розповідає про будову зоряних надр, ніби йому вдалося просвердлити хоча б одну зірку до її центру, він будує схеми розвитку зірок, галактик і Всесвіту в цілому протягом мільярдів років, хоча не в змозі простежити за цим розвитком навіть якусь небудь одну сотню років ...
І хоча в своєму просуванні до світла, до розуміння законів світобудови люди довго блукали в темряві невідомості, помилялися, горизонт їх пізнання поступово і неухильно розширювався. А будинок науки про небесні світила - астрономія - ставало все прекрасніше ...
Література
1. Журнал «Земля і Всесвіт» № 1, 2, - 2000 р., № 5 - 2000 р
2. П.І. Бакулін «Курс загальної астрономії» М., «Наука» 1977 р
3. В.Л. Гінзбург «Сучасна астрофізика» М., «Наука» 1970р
4. Ф.Ю. Зігель «Астрономи спостерігають» М., «Наука» 1985 р
5. Є.П. Левітан «Астрономія» підручник для 11 класу М., «Просвещение» 1994 р
6. Б.А. Воронцов-Вельямінов «нариси Всесвіту» М., «Наука» 1969 р
7. П. Ходж «Революція в астрономії» М., «Мир» 1972 р
8. К.Л. Баєв «Творці нової астрономії. Коперник, Бруно, Кеплер, Галілей »М., Учпедгиз 1948 р
9. І.А. Климишин «Елементарна астрономія» М., «Наука» 1991 р
10. Журнал «Астрономічний вісник»
11. А. Томілін «Цікаво про космології». Ленінград «Молода гвардія» 1971 р
12. Додаток до «1 вересня» «Фізика в школі»
13. Журнал «Космонавтика й астрономія», № листопада 1986 А.А. Токовинина «Орбітальні і оптичні телескопи»
14. Журнал «Космонавтика й астрономія», № липні 1987 Ф.С. Ортенберг «Методи інфрачервоного зондування Землі з космосу»
Горизонтальний паралакс світила можна знайти й з вимірів його прямого сходження з одного і того ж місця на Землі, але в різні моменти часу. За проміжок часу між цими моментами обертання землі переносить спостерігача з однієї точки простору в іншу, що дає відповідне параллактическое зміщення світила. Таким чином, горизонтальний паралакс світила визначається з його топоцентрічна координат, отриманих з відповідних і доцільно виконаних спостережень
Аналогічним шляхом виходить річний паралакс зірок, тільки в цьому випадку визначаються геоцентричні координати зірки зі спостережень, зроблених у двох різних точках орбіти Землі і приблизно через півроку одне після іншого
Найкращі сучасні кутомірні інструменти дозволяють надійно визначати річне параллактическое зміщення зірок до відстані не більше 100 пс (p = 0 ў ў, 01). Тому тригонометричні річні параллакси відомі лише для порівняно невеликого числа зірок (близько 6000), найбільш близьких до Сонця. Відстані до більш далеких об'єктів визначаються різними непрямими методами
Як вже було сказано вище, якщо знати світність зірки і, порівнюючи її з видимим блиском зірки, то легко розрахувати відстань до неї
Як з'ясували Адамс і Кольмюттер (США) два-три десятки років тому, спектри зірок є хорошими показниками світності, а тому і відстані, так як видимий блиск зірки m, потрібний для порівняння, визначити неважко
Знаючи відстані до деякого числа зірок на підставі інших, дуже кропітких методів їх визначення, можна було вирахувати світності і скласти їх з спектрами тих самих зірок. Поки ж досить сказати, що, наприклад, звичайним білим зіркам певного спектрального підкласу, припустимо 0, А 1, А 2 і т.д., відповідає досить певна світність. Таким чином, досить визначити точно спектральний підклас звичайної білої зірки, і ми вже приблизно знаємо її світність, а тому й відстань. (Є зірки класу А інший світності, але і спектри у них дещо інші). Такі зірки зустрічаються рідко
З жовтими та червоними зірками справа йде складніше, хоча теж досить виразно. Жовті і ще більшою мірою червоні зірки одного і того ж спектрального класу різко діляться на дві групи. Одні з них названі гігантами, у них дуже велика світність. Інші названі зірками-карликами - їх світність значно менше. Зірок з проміжною світністю не існує, і світність як карликів, так і гігантів одного і того ж спектрального підкласу є досить визначеною. Але є певна різниця. Одні й ті ж темні лінії, в спектрах гігантів більш тонкі й різання, ніж у спектрах карликів. Це допомагає відрізняти їх один від одного
Мало того, відносна інтенсивність деяких пар ліній виявляє чітку залежність від світності зірки. Спектри-паспорта карликів і гігантів - не цілком однакові. Так, наприклад, спектри помаранчевих зірочок 61 Лебедя і Альдебарана загалом однакові, чому їх і відносять до одного і того ж спектрального класу К5. але серед численних однакових ліній в їх спектрах можна, що лінії кальцію з довжиною хвилі 4454 Е в спектрі зірки-карлика 61 Лебедя сильніше лінії іонізованого стронцію 4215 Е, а в спектрі гіганта Альдебарана - навпаки. Потрібен деякий навик, щоб відрізняти один одного спектри гігантів і карликів. Вдається встановити залежність між відносною інтенсивністю пар ліній і світністю зірки, а потім використовувати нею надалі. Тоді, сфотографувавши спе КТР зв їзди, що знаходиться на невідомому відстані і має невідому світність ми можемо легко і швидко встановити і те і інше
Точність визначення таким способом відстаней до зірок становить близько 20%, незалежно від того, близька до нас зірка або далеко. Бути може, точність в 20% здасться недостатньо хорошою при вимірюванні відстані до зірок. Доводиться з цим погодитися. Однак у більшості випадків визначити відстань до зірки іншим способом неможливо
Якщо відстань між випромінюючим тілом спостерігача змінюється, то швидкість їх відносного руху має складову уздовж променя зору, звану променевої швидкістю. За лінійним спектрами променеві швидкості можуть бути виміряні на підставі ефекту Доплера, яка полягає у зміщенні спектральних ліній на величину, пропорційну променевої швидкості, незалежно від віддаленості джерела випромінювання. При цьому якщо відстань збільшується (променева швидкість позитивна), то зміщення ліній відбувається в червону сторону, а в іншому випадку - в синю
Ефект Доплера грає виключно важливу роль в астрофізиці, оскільки дозволяє на підставі вимірювання положення спектральних ліній судити про рухи небесних тіл і їх обертанні
Космічні телескопи (в оптичному діапазоні) і відкриття зроблені з їх допомогою.
Більше 20 років працюють на навколоземних орбітах спеціалізовані супутники з УФ телескопами на борту, проводячи астрономічні спостереження. Їх інструменти досягли високої роздільної здатності і досконалості. Це дозволило вирішувати багато проблем сучасної астрофізики
УФ випромінювання грає найважливішу роль як в існуванні біологічного життя, в тому, числі і людської, так і у всьому комплексі процесів еволюції Всесвіту. Вивчати, що ж відбувається в глибинах космосу і як він улаштований, цікава задача і вічна мета людства. Вирішуючи це завдання, люди наштовхуються на фундаментальні природні обмеження, долають їх і шукають нові підходи для подальшого просування по шляху пізнання. Однією з перешкод для проведення астрономічних спостережень служить непрозорість атмосфери
Земна атмосфера практично не пропускає весь УФ ділянку електромагнітного спектру. Однак саме в У ф діапазоні лежать довгі хвиль спектральних ліній, відповідних найбільш важливим в астрофізиці атомних та молекулярним переходах водню і дейтерію. Там же знаходиться безліч резонансних ліній більшості елементів, відповідають, як правило, найпоширенішого станом атомів. Через непрозорість атмосфери дослідити У ф випромінювання небесних об'єктів можна тільки з космосу. Космічним телескопам атмосфера не заважає. Тому вдається отримувати зображення об'єктів у Всесвіті з гранично високим кутовим дозволом і різко збільшувати проникну силу телескопа
Вивчення Всесвіту в У ф діапазоні займаються спеціальні космічні апарати. Вже проведено десятки космічних експериментів і кілька проектів перебувають у стадії розробки. Важливо відстежувати тенденції розвитку цієї галузі науки, і, звичайно, необхідно брати участь у перспективних проектах. Для Росії, мала тут хороші традиції, важливо не втратити їх. Особливо під час кризи, коли необхідно шукати різні способи збереження високої вітчизняної технології, інтелектуального науково-технічного потенціалу, а в кінцевому підсумку зміцнення танучого авторитету розвиненої країни
Уф ділянку електромагнітного спектра дуже широкий, і потенційно він набагато інформативніше оптичного. Створити ефективний універсальний інструмент, який охоплює весь цей діапазон, неможливо. Тому створюються астрономічні інструменти, що працюють в обраних ділянках спектру. Вибирають в кожному випадку відповідну оптичну схему телескопа, технологію виготовлення відображають поверхонь. Обсерваторія «Спектр-УФ» відноситься до числа великих світових проектів позаатмосферної астрономії. Його реалізація дозволить проводити спостереження з високою і навіть рекордним дозволом в маловивченому, хоча і дуже «багатому» лініями лаймановском ділянці спектру з часом безперервної експозиції до 30 год. В окремих випадках експозиція може досягати до 140 ч. при високому просторовому і спектральному вирішенні
До складу космічного апарату «Спектр-УФ» входять службовий модуль, стандартний для всіх наукових супутників серії «Спектр», телескоп Т-170 і відсік з комплексом наукової апаратури
Умови спостереження пред'являють жорсткі вимоги до параметрів наведення і стабілізації інструментів. Тому космічний апарат забезпечений системою управління просторової орієнтації в якості первинного контуру і системою точного гидирование телескопа Т-170 - вторинний контур. Первинний контур забезпечує попереднє наведення телескопа з точністю 1-2 ў. Потім зображення об'єкта наводиться в задане положення з більш високою точністю і стабілізується. У вторинному контурі малі зміщення оптичної осі телескопа компенсуються за рахунок нахилів вторинного дзеркала. Це дозволяє досягати дуже високої точності стабілізації - близько 0,1 ў ў. Прототип такої складності системи довів свою працездатність під час польоту обсерваторії «Астрон»
На ділянці запуску КА телескоп Т-170 закрито пилезащитной кришкою. Телескоп оснащений блендою, що захищає дзеркало від світлового потоку Землі, Місяця і Сонця. Після виходу на орбіту сонцезахисна бленда відкривається і переводиться в робоче положення. У період виконання спостережень пилезахисний кришка відкривається. За допомогою мікродвигунів управління апарат наводиться у бік досліджуваної частині неба, і виробляються його стабілізація у просторі, гидирование та інші підготовчі операції
Орбіта для супутника «Спектр-УФ» вибиралася з урахуванням того, що телескоп повинен працювати на великій відстані від сильного джерела засвічення - землі, і параметри її повинні бути стійкими. Також важливо, щоб КА не перетинав навколоземні радіаційні пояси, що впливають на роботу багатьох приладів, крім того, параметри орбіти повинні відповідати завданням запуску обсерваторії, а супутник необхідно спостерігати максимальний час. Як показали розрахунки, виконані в Інституті астрономії РАІ, таким умовам задовольняє сильно витягнута орбіта з наступними початковими характеристиками: висота апогею - 300000 км, висота перигея - 500 км, нахил - 51,5 ° і період обігу 7 діб. Протягом 8 місяців після запуску висота орбіти змінюється і ставати робочою - 250000 x 40000 км, що дозволить апарату постійно доводиться знаходиться поза радіаційних поясів
Цікаво порівняти «HST» і «Спектр-УФ», «HST» з-за більшого розміру головного дзеркала виграє на довжинах хвиль понад 140 нм і суттєво програє у більш короткохвильовому ділянці. Це пов'язано з наявністю «HST» чотирьох відбивають поверхонь - дві додаткові з'явилися в результаті ремонтних робіт на орбіті з корекції оптичного тракту телескопа. У телескопа Е-170 відображають поверхонь лише дві. Тому низькоорбітальна обсерваторія «HST» має не більше половини загального наглядового часу, а у обсерваторії «Спектр-УФ» цей показник може досягати 0,85. кількість квантів, зібраних за досить тривалий проміжок часу обсерваторією «Спектр-УФ», буде більше, ніж у «HST»
У складі комплексу наукової апаратури «Спектр-УФ» входять чотири основні інструменти:
Телескоп Т-170. побудований за оптичною схемою Річі-Кретьєна і має характеристики: діаметр головного дзеркала - 170 см, фокусна відстань - 17 м, поле зору - 40 ў (20 см в фокальній площині), загальна довжина - 8,45 м і діаметр 2,01 м , відстань між головним і вторинним дзеркалами - 3,5 м, маса - 1700 кг
Подвійний ешельний спектрограф високого дозволу (ДЕСВР) - призначений для отримання У ф спектрів з високим спектральним дозволом, що дозволяє вивчати контури навіть вузьких спектральних ліній, ширина яких відповідає тепловим рухам у зоряних атмосферах зі швидкостями близько 5 км / сек. Основні параметри інструменту: спектральний діапазон - від 110 до 360 нм, роздільна сила (R = l / D l, D l = 1100-3500 Е) до 60000, при найвищому дозволі чутливості не гірше 16 m за 10 год експозиції (відношення сигнал / шум - S / N = 10) або 11 m за той же час (S / N = 100)
Роуландовскій спектрограф (РС) - призначений для реєстрації спектрів в лаймановском ділянці, а також для спостереження гранично слабких об'єктів з низьким дозволом в більш довгохвильовому ділянці до 450 нм. РС складається з однієї увігнутою решітки і має мінімальні оптичні втрати. Параметри спектрографа: основний спектральний діапазон від 90 до 120 нм і роздільна сила (R) досягає 10000 на ділянці 91,2-120 нм і 3000 - в ділянці 115-450 нм
Камера поля (КП), або реєстрації зображень об'єктів з високим кутовим дозволом. Працює в двох режимах (модах). Короткофокусная мода забезпечує спостереження гранично слабких об'єктів, а при роботі в телефото моді забезпечується висока кутове дозвіл. Параметри КП наступні: короткофокусна мода - робочий діапазон довжин хвиль від 91,2 до360 нм, поле зору - 4, дозвіл - не гірше 0,16 ў ў, гранична зоряна величина (V) об'єкта за 1 год спостережень - 29 m; длиннофокусная мода - поле зору 24 m, дозвіл у центральної області при застосуванні спеціальних математичних методів обробки зображення до 0,05 m, гранична величина (V) небесного об'єкта за 1 год спостережень - 24 m
КА «Спектр-УФ» розглядається як багатоцільова обсерваторія, призначена для вирішення багатьох завдань. Перерахуємо деякі з них:
газодинамічні процеси, що супроводжують утворення зірок;
найважливіші показники зірок - світність і ефективну температуру;
радіуси зірок, період пульсації, еволюція;
хімічний склад зірок;
міжзоряне і міжгалактичне середовище;
пошуки областей зореутворення;
галактики (дослідження)
Космічний телескоп нового покоління: ключовий компонент космічної програми NASA - космічний телескоп наступного покоління (NGST - Next Generation Spase Telescope). Робота над ним розпочата в 1995 році, запуск намічається на 2008 рік - рік 50-ї річниці створення NASA. У 2008 році також виповнюється 60 років з тих пір, як Лайман Спіцер запропонував ідею космічного телескопа. Проект № 65т - логічний розвиток теми космічного телескопа імені Хаббла
Новий телескоп буде виведений на геліоцентричну орбіту з фіксованим положенням поблизу другої точки Лагранта (L 2) системи Сонце-Земля (1,5 млн. км від Землі осторонь, протилежною Сонцю), час польоту до неї займе близько 3 місяців. Об'єктив нового телескопа - трьох дзеркальний анастігмат. Первинне дзеркало діаметром 8 м зроблено з берилію. Воно складається з центральної частини діаметром 3,5 м і восьми пелюсток, при виведенні на орбіту пелюстки складені. Телескоп складається з трьох модулів: оптичний, інструментальний (приймачі випромінювання та управління), модуль підтримки, що включає захисний екран з боку Сонця. В оптичній частині крім основних дзеркал є два невеликих корекційних дзеркала для точної коректування системи, виправлення помилок через гравітаційних ефектів, градієнтів температури, крайових ефектів, старіння. Телескоп буде охолоджуватися до температури нижче 50 К. він чутливий до довжин хвиль від 0,6 мм до більш 10мм (від червоного до середнього інфрачервоного) з максимумом чутливості від 1 мм до 5 мм (ближній інфрачервоний світло). Інструментальний модуль містить камеру ближнього інфрачервоного світла з полем зору 4 x 4 ў, охолоджувану до 30 К, мультиоб'єктний спектрометр того ж діапазону і камеру (спектрометр в діапазоні 5 - 28 мм, приймач випромінювання в якій охолоджений до 6 К)
№ 6 S Т зможе спостерігати перші покоління зірок і галактик, включаючи окремі райони інтенсивного формування зірок, протогалактіческіе фрагменти, супернові при червоному зсуві Z = 5-20. № 6 ST дозволить побачити окремі зірки в близьких галактиках, проникне в пилові хмари навколо районів зародження зірок, виявить тисячі субзвезд та об'єктів пояса Койпера. Субзвезди - об'єкти з масою меншими, ніж мінімальна зоряна, що випромінюють в інфрачервоному діапазоні за допомогою гравітаційного стиснення)
Новий телескоп зможе:
детектувати найраніші фази формування зірок і галактик - кінець «темних віків»;
дозволити перший галактичні субструктур, порядку окремих скупчень зірок (розмір 300 пк для 0,5 <Z <5). Тут потрібен дозвіл 0,060 ў ў на довжині хвилі 2 мм;
з'ясувати основні спектральні властивості далеких галактик. Провести статистичний аналіз властивостей галактик, з великим червоним змішуванням на полях 4 x 4 ў (1 x 1 Мпк для 0,5 <Z <5);
виявити і дослідити запилені райони, де сховані області активного зореутворення і активні галактичні ядра, в тому числі для епохи потужного зореутворення при Z = 2;
виявляти окремі об'єкти, що випромінюють у середньому і надалі інфрачервоних діапазонах фону і отримувати їх спектри аж до 28 мм
Телескоп зможе дослідити всі стадії формування зірок і планетних систем від масивних оболонок навколо протозвезд до пропланетних дисків навколо молодих зірок головної послідовності. Він зможе спостерігати планети типу Юпітера у всіх одиночних зірок на відстанях до 8 пк, отримати перші прямі зображення і спектрограми позасонячних планет. Багато технічні рішення № 6 ST і технології (надлегка активна кріогенна оптика, пристрої для впізнання форми і виправлення хвильового фронту випромінювання, широкоформатні високочутливі інфрачервоні детектори, надлегкі сонячні екрани) можуть бути застосовані в науці та промисловості вже найближчим часом
Про створення великого орбітального оптичного телескопа
Давно вже мріяли астрономи. Одним з перших і найбільш активних пропагандистів цієї ідеї став у 40-50-х роках Л. Спіцер з Прінстонського університету. Ще в 1946 році він підготував доповідь (тоді секретний) про переваги космічних спостережень. У 1959, 1962 і 1965 роках на нарадах астрономів США, присвячених виробленню програми космічних досліджень, було рекомендовано розпочати роботи з вивчення проекту «Великий космічний телескоп», а восени 1971 року НАСА організувало комітет з розробки цього проекту, з якого і веде свій початок програма Космічного телескопа ім. Хаббла
У 1973 році робоча група фахівців під керівництвом Ч. Про ў Делла приступила до попередньої опрацюванні основних варіантів конструкції «Великого космічного телескопа», що завершилася в 1977 році створення робочої групи Космічного телескопа ім. Хаббла. До цього часу телескоп втратив найменування «великого», діаметр його головного дзеркала був зменшений з 3 до 2,4 м. Річ у тім, що розробникам стали відомі параметри МТКК - транспортної системи для виведення телескопа на орбіту. У вантажному відсіку МТКК можна розмістити телескоп з діаметром дзеркала до 3.2 м, але тоді масивні блоки службових систем супутника (тобто систем орієнтації, енергоживлення, зв'язку) довелося б розташувати за головним дзеркалом, і для такого супутника з великим моментом інерції треба було розробити потужну і дорогу систему орієнтації
У варіанті з 2,4-метровим дзеркалом службові системи скомпоновані у вигляді тора, навколишнього головне дзеркало, завдяки чому момент інерції супутника сильно зменшиться. Тепер супутник офіційно називається Космічний телескоп ім. Хаббла, на честь Е. Хаббла, який відкрив розширення Всесвіту
Обмеження на довжину інструменту і потреба мати велике поле зору призвели до вибору оптичної системи Річі-Кретьєна, в яка широко застосовується і в сучасних наземних рефракторах. Головне та вторинне дзеркала відповідно мають форму увігнутого і опуклого гіперболоїдом і знаходяться на відстані 4,9 м один від одного (еквівалентна фокусна відстань 58 м). До якості виготовлення оптики пред'являлися винятково високі вимоги: наприклад, поверхня головного дзеркала не повинна відхиляться від розрахункової більш ніж на 10 нм
Оптичні деталі телескопа кріпляться до ферми з графито-епоксидного композиційного матеріалу, здатної зберігати їх взаємне розташування з точністю до 1 мкм, незважаючи на перепади температури. Вимоги до механічної міцності конструкції пов'язані з 3-4 кратними перевантаженнями, можливими при зльоті та посадці МТКК, а аж ніяк не з умовами роботи телескопа на орбіті. Загальна маса супутника 10.4 т
У відрізни і від наземних телескопів Космічний телескоп ім. Хаббла буде працювати і при яскравому сонячному світлі. Тому передній кінець труби телескопа істотно подовжений за рахунок світлозахисну бленди, всередині труби є система діафрагм, покритих «особливо» чорною фарбою, здатною відображати менше 1% падаючого світла і не давати відблисків. Незважаючи на ці заходи, по-справжньому «темне» небо телескоп зможе реєструвати тільки тоді, коли об'єкт спостереження знаходиться на кутових відстанях більше 50 ° від Сонця, 70 ° від освітленої частини Землі та 15 ° від Місяця
Система орієнтації Космічного телескопа ім. Хаббла побудована на основі силових гіроскопів. Грубе наведення з точністю 1 ў буде здійснюється з допомогою зоряних датчиків і гіроскопів - датчиків швидкості (положення їх осей час від часу має уточнятся за зірками). Однак розрахункове якість зображення, що отримується за допомогою 2,4-метрового телескопа на довжині хвилі 0,5 мкм, одно 0,05 ў ў, і щоб використовувати цю перевагу перед наземними інструментами, потрібно забезпечувати стабілізацію телескопа з ще більш високою точністю
Напрямок оптичної осі телескопа визначається трьома датчиками точного гидирование по зображеннях зірок більш яскравих, ніж 1,4 m, у периферійній частині поля зору телескопа, розбитою відповідно на 3 сектори. За командою датчики починають пошук гідіровочних зірок, переміщаючись по спіралі з центром у розрахунковому положенні. Критеріями правильності захоплення потрібних зірочок служать значення їх яскравості і взаємне розташування. У разі невдачі пошук повторюється, потім переходять до пошуку запасних зірок (якщо такі є). Очевидно, вибір зірок повинен здійснюватися заздалегідь, і це дуже трудомістка робота. Більш того, точність координат існуючих зоряних каталогів, як правило, недостатня, тому запуску Космічного телескопа ім. Хаббла повинно було передувати фотографування всього неба на наземних телескопах з великим полем зору і складання спеціального каталогу гідіровочних зірок з точно відомими положеннями
Датчики точного гидирование відносяться до числа найбільш складних систем телескопа і включають в себе прецизійні механічні вузли, діссекторние телекамери і навіть інтерфомометри. Невеликі змішання зірки в полі зору відповідають зміни різниці фаз світлових хвиль, що приходять на протилежні краї дзеркала телескопа: змінюються інтенсивності интерферирующих пучків, і на виході датчика виникає сигнал помилки. При точності гидирование 0,007 ў ў час реакції датчиків точного гидирование повинно бути менше 1 с, і не тільки тому, що можливі швидкі коливання самого супутника, але і оскільки всі зірки зміщуються в полі зору через аберації світла внаслідок руху супутника по орбіті
До того ж за допомогою Космічного телескопа ім. Хаббла будуть спостерігатися і планети, досить швидко переміщатися на тлі зірок. Однак з даною системою наведення цей телескоп не зможе спостерігати земну поверхню. Слід зазначити, що неполадки при роботі датчиків точного гидирование до останнього моменту змушували сумніватися в їх працездатності
Як би не був досконалий орбітальний телескоп, без світлоприймальної апаратури він «сліпий». Вибір типу светоприемника для Космічного телескопа ім. Хаббла виявився не простий. Всерйоз обговорювалися можливість застосування фотоплівок, так довго і успішно служили астрономам на Землі. На жаль, в умовах космосу високочутливі плівки поступово темніють через вплив проникаючої радіації, і тому їх довелося б доставляти на Землю не рідше одного разу на місяць. Однак часті відвідування орбітального телескопа небажані як з економічної, так і з технічної точки зору. Покриття, що відбиває дзеркала (плівка алюмінію і фтористого магнію) дуже чутливо до газової атмосфері, навколишнього кожен великий (а тим більше маневруючому) космічний об'єкт, тому щільна кришка буде відкриватися лише після видалення МТКК і знову закриватися з його наближенням
У 1973 році було вирішено використовувати електронні приймачі зображення, кращим з яких вважалася розробляється в Прінстонському університеті Р. Данієльсон і його співробітниками передавальна телевізійна трубка секон. Яке ж було розчарування його творців, коли в 1977 р. стало відомо про різку переорієнтації керівників програми на твердотільні приймачі. Це було сміливе рішення, бо технологія створення таких приймачів налічувала тоді всього кілька років, і в астрономії вони ще не використовувалися
В даний час ці ПЗЗ-прилади - прилади із зарядовим зв'язком - можна побачити чи не на кожному американському телескопі, і їх переваги добре відомі: високий квантовий вихід, що доходить до 60%, велика кількість чутливих елементів, малий шум, великий робочий діапазон зміни яскравості об'єкта і висока геометрична стабільність
Висновок
Розповідь про будову навколишнього нас зоряного і галактичного світу, про керуючих їм законах, про шляхи його еволюції ми в цілому сприймаємо сьогодні як щось само собою зрозуміле. У цьому, безумовно, прояв вже глибоко вкоріненою в кожному з нас віри в науку, в її, як видається, майже необмежені можливості. При цьому ми згадуємо слова видатного французького вченого Ріпі Декарта (1596-1650): «Немає нічого настільки віддаленого від нас, чого б ми не змогли відкрити». А також слова його не менш відомого співвітчизника Блеза Паскаля (1623-1662): «Дивно не те, що Всесвіт нескінченний, а те, що людина здатна розкрити її таємниці ...»
Але якщо ми порівнюємо роботу астронома з особливостями проведення досліджень представниками інших природничих наук, то не можемо не відзначити її кардинальна відмінність. Фізик, хімік, біолог чи геолог вивчає той чи інший зразок, маючи його безпосередньо перед собою. Об'єкт свого дослідження він може "помацати руками" у будь-який момент і в буквальному значенні цих слів. Астроном ж, як прийнято говорити, сидить на дні протяжного повітряного океану і всього лише уловлює слабкі світлові потоки, що приходять до нього від того чи іншого небесного об'єкта. І, тим не менше, відбувається щось чудове. Не виходячи зі стін своєї установи, астроном визначає відстань до цього об'єкта, як ніби зміряв його своїми кроками, каже про температуру на його поверхні, як ніби побував на ньому, про масу об'єкта, як ніби своїми руками вкладав його на якісь величезні ваги , про хімічний склад, ніби йому вдалося якось «зачерпнути» крихту речовини з його атмосфери. Більш того, астроном розповідає про будову зоряних надр, ніби йому вдалося просвердлити хоча б одну зірку до її центру, він будує схеми розвитку зірок, галактик і Всесвіту в цілому протягом мільярдів років, хоча не в змозі простежити за цим розвитком навіть якусь небудь одну сотню років ...
І хоча в своєму просуванні до світла, до розуміння законів світобудови люди довго блукали в темряві невідомості, помилялися, горизонт їх пізнання поступово і неухильно розширювався. А будинок науки про небесні світила - астрономія - ставало все прекрасніше ...
Література
1. Журнал «Земля і Всесвіт» № 1, 2, - 2000 р., № 5 - 2000 р
2. П.І. Бакулін «Курс загальної астрономії» М., «Наука» 1977 р
3. В.Л. Гінзбург «Сучасна астрофізика» М., «Наука» 1970р
4. Ф.Ю. Зігель «Астрономи спостерігають» М., «Наука» 1985 р
5. Є.П. Левітан «Астрономія» підручник для 11 класу М., «Просвещение» 1994 р
6. Б.А. Воронцов-Вельямінов «нариси Всесвіту» М., «Наука» 1969 р
7. П. Ходж «Революція в астрономії» М., «Мир» 1972 р
8. К.Л. Баєв «Творці нової астрономії. Коперник, Бруно, Кеплер, Галілей »М., Учпедгиз 1948 р
9. І.А. Климишин «Елементарна астрономія» М., «Наука» 1991 р
10. Журнал «Астрономічний вісник»
11. А. Томілін «Цікаво про космології». Ленінград «Молода гвардія» 1971 р
12. Додаток до «1 вересня» «Фізика в школі»
13. Журнал «Космонавтика й астрономія», № листопада 1986 А.А. Токовинина «Орбітальні і оптичні телескопи»
14. Журнал «Космонавтика й астрономія», № липні 1987 Ф.С. Ортенберг «Методи інфрачервоного зондування Землі з космосу»