Разделы  астрономии

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

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

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

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

Радиоастрономия

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

Небесные объекты излучают радиоволны по-разному:

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

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

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

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

Радиотелескопы «Квазар-КВО»

Фото 1.1. Радиотелескопы «Квазар-КВО» (Светлое, Ленингр. обл., Россия)

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

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

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

Табл. 1.1.

Антенна
радиотелескопа
Размер,
м
Минимальная
регистрируемая
длина волны, мм

Расположение
телескопа

радиоинтерферометрическая система «Квазар-КВО»

1024 × 800
640 × 480

13,5

Светлое
(Ленингр. обл., Россия)

Солнечный крестообразный радиоинтерферометр (массив 256 элементов)

622 × 622

520,0

Бадары
(Сибирь, Россия)

«Т»-образный интерферометр (два параболических цилиндра)

2 × 500 × 30

700,0

Медичина (Италия)

Параболический цилиндр

500 × 30

910,0

Ути (Индия)

Двухзеркальный

2 × 40 × 300

110,0

Нанси (Франция)

Сферический рефлектор

300

100,0

Аресибо (Пуэрто-Рико)

Параболический сегмент

110 × 100

6,0

Грин Бэнк (США)

Параболический рефлектор

64

10,0

Калязин (Россия)

Параболический рефлектор

64

10,0

Медвежьи Озёра (Россия)

Параболический рефлектор

45

10,0

Нобеяма (Япония)

Параболический рефлектор

32

13,0

Медичина (Италия)

Параболический рефлектор

30

1,0

Гранада (Испания)

параболоид полноповоротный

22

13,0

Пущино (Россия)

Кольцо из 895 отраж. элементов (РАТАН – 600)

1024 × 768
640 × 480
1024 × 800

210,0 – 26,0

Зеленчукская
(Ставропол. кр., Россия)

Параболическое зеркало

15

19,5

Зименки
(Н. Новгор. обл, Россия)

Два параболоида вращения

7,5

1,9

Дмитровская
(Моск. обл., Россия)

Инфракрасная астрономия

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

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

Спутник с аппаратурой  для ИК астрономии

Фото 1.2. Спутник с аппаратурой для ИК астрономии (ISO – Infrared Space Observatory – Инфракрасная космическая обсерватория)

Основные наземные телескопы ИК диапазона перечислены в табл. 1.2.

Табл 1.2.

Название
телескопа
Местонахождение
и координаты
Высота над
уровнем
моря, м

Апертура,
м

UKIRT Гавайи19050’N, 155028’W

4200

3,8

UKIRT Гавайи19050’N, 155028’W

4200

3,8

ARC Нью-Мексико32047’N, 105049’W

2788

3,5

NASA IRTF Гавайи19050’N, 155028’W

4160

3,0

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

Оптическая астрономия

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

Оптический телескоп LX200

Фото 1.3. Оптический телескоп LX200 с оптической системой Шмидт-Кассегерен Светлое, Ленингр. обл., Россия)

 

Основные характеристики оптических телескопов следующие.

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

 L = ƒоб + ƒок .

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

  W = ƒоб / ƒок .

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

 A = D / ƒоб .

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

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

 Δφ ≈ λ /D .

Если объектив телескопа — длиннофокусный и имеет светосилу

D / ƒоб  < 1 / 12 ,

то для практических вычислений величины Δφ  используют формулу:

 Δφ ≈ 11,″6 / D ,

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

 Δφ ≈ 13,″8 / D ,

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

 m ≈ 7,5 + 5 · lg D ,

(D – в сантиметрах).

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

 R = λ / Δλ ,

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

Важными характеристиками спектральных приборов являются:

угловая дисперсия

C = Δα / Δλ

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

линейная дисперсия

C′ = ƒ · Δα / Δλ

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

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

Таб. 1.3.

Название
телескопа

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

4123

10,0

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

2072

9,2

Сферическое сегментированное зеркало
Subaru Гавайи19050’N, 155028’W

4100

8,3

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

2635

8,2

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

4100

8,0

MMT США, Аризона31041’N, 110053’W

2600

6,5

Walter Baade Чили29000,2’S, 4042’48″W

2282

6,5

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

2070

6,0

Hale США, Калифорния33021’N, 116p52’W

1900

5,0

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

2400

4,2

Victor Blanco Чили30010’S, 70049’W

2200

4,0

Anglo-Australian Австралия31017’S, 149004’E

3,9

Mayall США, Аризона31057’N, 111037’W

2100

3,8

«360» Чили29015’S, 70044’W

2400

3,6

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

2387

3,6

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

2200

3,5

New Technology Чили29015’S, 70044’W

2400

3,5

ARC Нью-Мексико32047’N, 105049’W

2788

3,5

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

2100

3,5

Shane США, Калифорния37021’N, 121p38’W

1300

3,0

NODO Нью-Мексико32059’N, 105044’W

2758

3,0

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

2100

2,7

БАО Армения40020’N, 44017’E

1405

2,6

Шайн Украина, Крым44044’N, 340E

600

2,6

Hooker США, Калифорния34013’N, 11804’W

1700

2,5

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

2382

2,5

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

2382

2,5

du Pont Чили29000,2’S, 4042’W

2282

2,5

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

2788

2,5

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

1700

2,45

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

2100

2,4

ANU Австралия31017’S, 149004’E

2,3

Bok США, Аризона31057’N, 111037’W

2100

2,3

Vainu Bappu Индия12034’N, 78050’E

700

2,3

ESO-MPI Чили29015’S, 70044’W

2335

2,2

UN Гавайи19050’N, 155028’W

4200

2,2

Ультрафиолетовая астрономия

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

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

Спутник EUVE

Фото 1.4. Спутник EUVE (УФ диапазон)

 

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

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

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

Рентгеновская астрономия

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

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

Спутник XMM

Фото 1.4. Спутник XMM (рентгеновский диапазон)

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

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

Гамма астрономия

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

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

Спутник GRO

Фото 1.5. Спутник GRO (гамма диапазон)

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

Нейтринная астрономия

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

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

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

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

Хлорный детектор Девисона

Рис. 1.6. Схема хлорного детектора Девисона для регистрации солнечных нейтрино

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

Схема детектора  нейтрино НТ-200

Рис. 1.7. Схема детектора нейтрино НТ-200

 

Рис. 1.7. Схема детектора  нейтрино НТ-200

Рис. 1.7. Схема детектора нейтрино НТ-200

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