Методы астрофизических исследований
Астрономические исследования проводятся в научных институтах, университетах и обсерваториях. Обсерватории обычно специализируются на проведении определенных видов астрономических исследований. В связи с этим они оснащены различными типами телескопов, спектрографами и другими приборами.
Процесс наблюдения, как правило, происходит с земной поверхности, в тоже время Земля осуществляет сложное движение, поэтому земной наблюдатель видит только определённый участок звёздного неба.
Древние обсерватории
Величественность ночного неба с миллиардами недоступных звезд всегда вызывала у людей особый интерес. Даже много тысячелетий назад лучшие умы человечества находили способы для наблюдения за этими небесными телами, осознавая свою ничтожность перед их размерами, поэтому астрономы ощущают невероятную радость, когда обнаруживают на территории современных государств древние обсерватории.
Оптические телескопы
Основным астрономическим прибором является телескоп. Назначение телескопа — собрать как можно больше света от исследуемого объекта и (при визуальных наблюдениях) увеличить его видимые угловые размеры.
Основной оптической частью телескопа служит объектив, который собирает свет и создает изображение источника. Если объектив телескопа представляет собой линзу или систему линз, то телескоп называют рефрактором, а если вогнутое зеркало — то рефлектором.
Большим прорывом в конструировании телескопов стало изобретение менискового телескопа — катадиоптрика. В верхней части тубуса для исправления недостатков главного зеркала была установлена тонкая выпукло-вогнутая линза малой кривизны — Мениск. В качестве дополнительного зеркала используется напыленное на поверхность мениска круглое алюминиевое пятно.
Линза против зеркала
Первый телескоп был изобретен Галилео Галилеем в 1609 году. Первый телескоп имел всего т…
Первый телескоп-рефлектор был построен Исааком Ньютоном в 1668 году. Длиной он был всего 1…
Собираемая телескопом световая энергия зависит от размеров объектива. Чем больше площадь его поверхности, тем более слабые светящиеся объекты можно наблюдать в телескоп. Способность увеличивать угол характеризуется увеличением телескопа. Оно равно отношению фокусных расстояний объектива F и окуляра f:
W=F/f
Основное назначение телескопов состоит не в достижении большого увеличения, а в том, чтобы собрать как можно больше световой энергии от небесного тела и различить как можно меньшие детали. От небесных тел к Земле приходят параллельные лучи света, из которых в глаз попадает лишь очень маленькая доля, поскольку диаметр зрачка очень мал не превышает 6-7 мм. Объектив телескопа, имея значительные размеры ( диаметр D) воспринимает световой поток, и концентрируя его, позволяет видеть слабые небесные объекты, недоступные невооруженному глазу.
Диаметр объектива D и его фокусное расстояние F определяют важную характеристику телескопа — светосилу:
А=D/F
Диаметр объектива определяет разрешающую способность (или разрешение) телескопа – способность телескопа видеть отдельно близко расположенные объекты и мелкие детали на поверхности небесного тела. Разрешение телескопа — это минимальное расстояние между двумя точками в пространстве, которое способен разрешить телескоп. Т.е. чем больше разрешение, тем более мелкие детали можно различить у объекта. Например на поверхности планеты.
В идеализированном случае предел разрешения равен θ= 140″/D, где θ — разрешение в угловых секундах, D — диаметр
Пример. Школьный телескоп с диаметром объектива D=10 см. имеет разрешающую способность 1,4 секунды. Это означает, что если две звезды на небе отстоят друг от друга на угловое расстояние более 1,4″, то они в этот телескоп будут видны по отдельности. Если расстояние между ними менее 1,4″, то они будут видны как одна точка.
Предельный (наименьший) блеск звезд, видимый в телескоп, характеризует проницающую способность телескопа (m), часто называемую его оптической мощью, которую вычисляют по формуле:
m=2,1+5⋅lgD
БТА
Самый крупный телескоп в России — Большой Телескоп Азимутальный — Cпециальной астрофизической обсерватории Российской академии наук, установленный в горах Северного Кавказа около посёлка Нижний Архыз (Зеленчукский район Карачаево-Черкесии).
БТА является телескопом-рефлектором. Главное зеркало диаметром 605 см имеет форму параболоида вращения. Фокусное расстояние зеркала 24 метра. Оптическая схема БТА предусматривает работу в главном фокусе главного зеркала и двух фокусах Несмита.
Масса подвижной части телескопа — около 650 тонн. Общая масса телескопа — около 850 тонн.
Знаете ли вы, что?
— Заготовка для зеркала, отлитая в 1964 году остывала более двух лет.
— Для обработки заготовки использовалось 12 000 карат натуральных алмазов в виде порошка, обработка шлифовальным станком, изготовленном на Коломенском заводе тяжелого станкостроения велась в течении 1,5 лет.
— Масса заготовки для зеркала составила 42 тонн.
— В общей сложности создание уникального зеркала продолжалось в течение 10 лет.
БТА являлся самым большим телескопом в мире с 1975 года, когда он превзошёл 5-метровый телескоп Хейла Паломарской обсерватории, и по 1993, когда заработал телескоп Кека с 10-метровым сегментированным зеркалом. Тем не менее, БТА оставался телескопом с крупнейшим в мире монолитным зеркалом вплоть до введения в строй в 1998 году телескопа VLT (диаметр 8,2 м).
Радиотелескопы
Электромагнитные волны порождаются при движении электрически заряженных частиц (электронов и ионов) в магнитном поле. Оно обладает некоторыми особенностями, позволяющими определить его природу. Вот поэтому современная астрофизика применяет разнообразную и часто технически очень сложную аппаратуру, предназначенную для регистрации различных диапазонов электромагнитных волн.
В настоящее время излучение от космических объектов регистрируется во всем диапазоне электромагнитного спектра от длинноволнового радиоизлучения (частота 107 Гц, длина волны λ = 30 м) до гамма-излучения (частота 1027 Гц, длина волны λ =3*10–19 м ).
- Солнце и звёзды представляют собой огромные шарообразные тела из горячего вещества. Они излучают электромагнитные волны всевозможной длины, от гамма-лучей до длинных радиоволн.
- Планеты и их спутники отражают солнечный свет и сами в различной степени излучают инфракрасные лучи и радиоволны.
- Разреженные газовые туманности — колоссальной протяжённости газовые облака — в зависимости от физического состояния излучают электромагнитные волны строго определённой частоты. Поэтому одни туманности, излучающие в визуальном диапазоне, видны, а другие обнаруживаются лишь по их радиоизлучению
Космическое радиоизлучение впервые было обнаружено в 1931 г. американским инженером Карлом Янским (1905—1950) при изучении им атмосферных радиопомех. В апреле 1938 г. Янский установил, что радиоизлучение исходит от Млечного Пути. В 1944 г. было открыто радиоизлучение Солнца. С 1946 т. началось строительство и установка в астрономических обсерваториях радиотелескопов для приёма радиоизлучения небесных объектов.
В 1937 году Гроут Ребер, радиоинженер из Уэтона (США, штат Иллинойс), заинтересовался работой Янского и сконструировал на заднем дворе дома своих родителей антенну с параболическим рефлектором диаметром 9,5 м. Эта антенна имела меридианную монтировку, то есть была управляема лишь по углу места, а изменение положения лепестка диаграммы по прямому восхождению достигалось за счёт вращения Земли. Антенна Ребера была меньше, чем у Янского, но работала на более коротких волнах, и её диаграмма направленности была значительно острее. У антенны Ребера луч имел коническую форму с шириной 12° по уровню половинной мощности, в то время как у луча антенны Янского была веерообразная форма шириной 30° по уровню половинной мощности в наиболее узком сечении.
Весной 1939 года Ребер обнаружил на волне 1,87 м (160 МГц) излучение с заметной концентрацией в плоскости Галактики и опубликовал некоторые результаты
Радиотелескопы состоят из антенны и чувствительного радиоприёмника. Доходящее до Земли радиоизлучение подавляющего большинства небесных тел настолько мало, что для его приёма необходимы антенны с полезной площадью в тысячи и десятки тысяч квадратных метров. Конструкции антенн весьма разнообразны. Так, сравнительно небольшими антеннами (до 100 м в диаметре) служат металлические вогнутые зеркала, а также каркасы параболической и цилиндрической формы, покрытые металлической сеткой. Они отражают и фокусируют радиоволны на приёмник.
Крупнейший в мире радиотелескоп РАТАН-600
РАТАН-600 (от радиоастрономический телескоп Академии наук) — крупнейший в мире радиотелескоп с рефлекторным зеркалом диаметром около 600 метров. Принадлежит Специальной астрофизической обсерватории Российской академии наук. Основными преимуществами телескопа являются высокая чувствительность по яркостной температуре и многочастотность.
Радиотелескоп расположен в Карачаево-Черкесии, недалеко от станицы Зеленчукская, на высоте 970 метровнад уровнем моря. В 4,5 км южнее расположен полноповоротный радиотелескоп РТФ-32 радиоастрономической обсерватории «Зеленчукская» (ИПА РАН)
Идея использования антенн переменного профиля для радиоастрономии была предложена профессором Семёном Хайкиным и доктором физико-математических наук Наумом Кайдановским. Эта идея сначала была реализована в Пулковской обсерватории в виде Большого пулковского радиотелескопа, где она показала свою высокую эффективность. Удачный опыт эксплуатации позволил перейти к сооружению более крупного радиотелескопа.
В марте 1968 года было утверждено техническое задание на строительство радиотелескопа. Летом этого же года начались строительные работы на южной окраине станицы Зеленчукской.
В 1973 году была завершена первая часть радиотелескопа: северный сектор кругового отражателя, облучатель № 1, лабораторный корпус и другие вспомогательные сооружения. В январе 1974 эта часть была принята к пусконаладочным работам и подготовке к пробным наблюдениям. Для этого был создан Отдел радиоастрономических наблюдений, руководителем был назначен Юрий Парийский. Первое наблюдение состоялось 12 июля 1974 года
Круговой отражатель радиотелескопа состоит из 895 прямоугольных отражающих элементов размером 11,4 на 2 метра, расположенных по кругу диаметром 576 метров. Центральная часть каждой панели высотой 5 метров имеет радиус кривизны 290 м и выполнена с повышенной точностью.
Обсерватория Аресибо
Астрономическая обсерватория в Пуэрто-Рико введёна в строй 1 ноября 1963 года; , в 15 км от города Аресибо, на высоте 497 м над уровнем моря. При обсерватории имелся радиотелескоп, который использовался для исследований в области радиоастрономии, физики атмосферы и радиолокационных наблюдений объектов Солнечной системы.
- Диаметр зеркала рефлектора: 304,8 м.
- Глубина зеркала рефлектора: 50,9 м.
- Площадь зеркала ≈ 73 000 м².
Главный радиотелескоп Аресибо входил в число крупнейших в мире из использующих одну апертуру.
1963-2020
- 7 ноября 2020 произошёл разрыв одного из основных стальных поддерживающих тросов радиотелескопа, который разрушил часть самого зеркала.
- 19 ноября NSF объявил о решении закрыть радиотелескоп.
- 1 декабря обрушилась 820-тонная конструкция с приёмной аппаратурой на главное зеркало радиотелескопа, что привело к разрушению последнего
Внеатмосферная астрономия
Астрономические наблюдения из космоса – неотъемлемая часть современной астрофизики. Звезды, туманности и галактики излучают не только видимый свет, но и радиоволны, инфракрасное, ультрафиолетовое, рентгеновское и гамма-излучение, несущие важнейшую информацию об излучающем объекте. Однако к поверхности Земли, кроме видимого света, доходят только радиоволны и коротковолновое (1–4 мкм) инфракрасное излучение; атмосфера непрозрачна для высокоэнергичного излучения (гамма-, рентгеновского и ультрафиолетового) и почти непрозрачна для длинноволнового инфракрасного света. Поэтому астрономы для исследования этих видов излучения поднимают приборы над поглощающими слоями атмосферы.
Для первых внеатмосферных астрономических наблюдений использовали баллистические ракеты, которые лишь на несколько минут поднимались над плотными слоями атмосферы. Еще в конце 1940-х годов ученые США измерили ультрафиолетовое излучение Солнца, используя захваченные немецкие ракеты «Фау-2», которые запускали на полигоне Уайт-Сэндс (шт. Нью-Мексико). Однако внеатмосферная астрономия реально встала на ноги, когда кратковременные выходы в космос с помощью высотных ракет были дополнены детальными исследованиями с борта орбитальных обсерваторий.
Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном диапазоне. Благодаря отсутствию влияния атмосферы разрешающая способность телескопа в 7—10 раз больше, чем у аналогичного телескопа, расположенного на Земле
Космический телескоп «Хаббл» — автоматическая обсерватория (телескоп) на орбите вокруг Земли, названная в честь американского астронома Эдвина Хаббла. «Хаббл» — совместный проект НАСА и Европейского космического агентства и входит в число Больших обсерваторий НАСА. Запущена 24 апреля 1990 года.
Космический телескоп «Джеймс Уэбб» — орбитальная инфракрасная обсерватория. Самый крупный космический телескоп с самым большим зеркалом (сегментированное зеркало общим диаметром 6,5 метра, однако крупнейшее монолитное зеркало остаётся у телескопа Гершель — 3,5 метра) из когда-либо запущенных человечеством
Раньше Хаббла!
Астрон — Советская автоматическая станция для астрофизических наблюдений, имеющая космический ультрафиолетовый телескоп. Станция была запущена 23 марта 1983 года ракетой-носителем «Протон» .
За 6 лет его работы были получены спектры свыше сотни звёзд, около тридцати галактик, десятков туманностей и фоновых областей нашей Галактики, а также нескольких комет, наблюдалась вспышка сверхновой в Большом Магеллановом облаке и т. п
Космический аппарат «Гранат» — вторая, из созданных в СССР, астрофизических внеатмосферных непилотируемых обсерваторий. Он предназначен для проведения астрофизических исследований галактических и внегалактических источников космического излучения в рентгеновском и гамма-диапазонах электромагнитного излучения. Его задачей является проведение детальных исследований компактных и протяженных космических источников рентгеновского и мягкого гамма-излучений.
- Дата запуска — 1 декабря 1989 года
- Масса аппарата — 4000 кг
- Срок активного существования — 9 лет
Обсерватория задумана как работающий на орбите ИСЗ комплекс приборов, воспринимающий излучения в широчайшем диапазоне — от 2 кэВ до 100 МэВ. Её появление открывало новые возможности для определения температуры тепловой плазмы в скоплениях галактик, рентгеновских пульсарах, аккреционных дисках вокруг черных дыр, для выявления космических объектов, где работают нетепловые механизмы излучения.
