Лекция
Привет, Вы узнаете о том , что такое 11. Астрономические инструменты., Разберем основные их виды и особенности использования. Еще будет много подробных примеров и описаний. Для того чтобы лучше понимать что такое 11. Астрономические инструменты. , настоятельно рекомендую прочитать все из категории Астрономия.
Первый телескоп использовал Г. Галилей. Его инструмент состоял из выпуклой
и вогнутой линзы и увеличивал в 3 раза. Диаметр объектива был 4 см. Позднее
Галилей построил телескоп с диаметром 4,5 см и увеличением 30 раз. Но даже с
этим телескопом ученый смог сделать важнейшие открытия, потому-что до него
на небо в телескоп никто не смотрел.
В 1611 году И. Кеплер предложил другую систему телескопа, состоящую из
двух двояковыпуклых линз.
При наблюдениях сильно мешают аберрации (хроматическая, сферическая, кома, астигматизм, дисторсия). Их можно ослабить введя комбинированные объективы.
Было замечено, что при увеличении фокусного расстояния объектива хроматическая и сферическая аберрации уменьшаются. Поэтому в 17 - 18 веках строили
очень длиннофокусные телескопы. Трубы имели размеры 30-40 метров. Самый
большой телескоп построил французский астроном Озу. Он был длиной 98 метров. Однако, качества этого инструмента были плохими.
С помощью таких воздушных телескопов было сделано много открытий. Гевелий (каталог звезд, селенография), Кассини (спутники и щель кольца Сатурна,
полярные шапки Марса и полосы Юпитера) , Гюйгенс (полосы Юпитера) провели очень много ценных исследований.
Самые большие рефракторы были построены Альваном Кларком. В 1888 году
на Ликской обсерватории был установлен телескоп с диаметром 92 см. Деньги
на его строительство выделил миллионер Джемс Лик.
Еще больший телескоп был установлен в Йеркской обсерватории на деньги
Чарльза Йеркса. Он имеет 102 см. в диаметре. На этой величине рефракторы
себя истощили.
Дальнейшее увеличение диаметра телескопа приводит к деформации линзы под
собственной тяжестью и технически трудно осуществимо.
Рефлекторы были описаны теоретически в 1616, 1638 и 1663 годах, но построен
первый зеркальный телескоп был лишь И. Ньютоном в 1668 году. Зеркало имело диаметр 2,8 см. Фокусное расстояние было 6,5 см. Увеличение - 40 раз.
Главное преимущество рефлекторов - отсутствие хроматической аберрации.
При параболическом зеркале можно уничтожить и сферическую аберрацию.
Больших успехов в наблюдениях с рефлекторами добился В. Гершель. Он создал 47 см. и 122 см. зеркала. Со своими инструментами он открыл много туманностей, двойных звезд, планету Уран.
Большой телескоп диаметром в 2 м. сделал лорд Росс в 1842 году. На этом телескопе было открыто спиральное строение галактик.
Маунт-Паломарский рефлектор имеет диаметр 5 м., фокусное расстояние 16,5
м. Масса главного зеркала составляет 15 тонн.
В СССР был построен 6 м. рефлектор в 1974 году. Зеркало с трубой весят 300
тонн. Фокусное расстояние главного зеркала 24 м. предельная зв. величина - 24.
Основные характеристики телескопов.
Оптические телескопы предназначены для того, чтобы:
1.Собрать как можно больше света от далекого предмета.
2.Создать вблизи от наблюдателя изображение далекого предмета и позволить
таким образом различить подробности, недоступные невооруженному глазу.
Существуют сложные системы оптических телескопов, объединенные в три
группы:
- линзовые телескопы - рефракторы;
- зеркальные телескопы - рефлекторы;
- зеркально-линзовые.
В рефракторах свет собирается объективом, состоящим из линз.
В рефлекторах объективом служит вогнутое зеркало, которое называется главным зеркалом.
В зеркально-линзовых телескопах одновременно применяются линза и зеркало.
При визуальном наблюдении в фокальной плоскости объектива устанавливается
окуляр - короткофокусная система линз.
Вместо окуляра можно установить чувствительный приемник излучения: фотопластинку, ФЭУ и т.д.
Фокусное расстояние F.
Пусть линза (рис.1) есть объектив, на который падают лучи от звезды. Прямая,
проведенная через центры кривизны обеих поверхностей объектива, будет его
главной оптической осью; в точке F' расположен главный фокус.
На рис.1 показаны лучи, идущие от другой звезды, находящейся в стороне от
главной оси. Изображение этой звезды окажется в стороне от главной оси в
точке F, лежащей в фокальной плоскости. Из чертежа ясно, что если смотреть
из центра объектива, то угловые расстояния между небесными телами (или между двумя точками одного тела) и их изображениями равны, т.к. ∠FCF'= ∠SCS'.
Обозначив эти углы буквой α, мы можем написать
уравнение:
FF'= F'C tg α.
Ввиду малости угла α: tg α
= α. Тогда FF'=F'C.α, где α
выражается в радианах. Из
этого уравнения следует, что
одному и тому же угловому
расстоянию на небе будет
соответствовать тем большее
изображение FF', чем большее расстояние F'C, т.е. фокусное расстояние объектива.
Проницающая сила телескопа.
Видимая звездная величина
наиболее слабой звезды,
доступной телескопу, определяет его проницающую
силу. У зрачка глаза человека при наблюдении ночного
неба диаметр d = 6 мм, и для
человека со средним зрением
доступны наблюдению звезды до 6 m ,5 видимой звездной величины. Объектив
диаметром D мм собирает
света в (D/d)2
раз больше, и
поэтому в него видны звезды во столько же раз более слабые. Видимая
звездная величина таких звезд определяется формулой Погсона:
mt
= m + 5 (lgD - lgd), откуда
mt
= 5 lgD(мм) + 2,1
Относительное отверстие A.
Важнейшей величиной, характеризующей объектив, является отношение диаметра входного отверстия объектива к его фокусному расстоянию, которое
называется относительным отверстием.
A=D/F.
Количество света, собранное объективом от звезды (точечного источника), будет зависеть только от входного отверстия ( ~ D2
). Иначе обстоит дело с объектами, имеющими заметные угловые размеры, например, с планетами. В этом
случае видимая яркость изображения будет уменьшаться, в то время как при
наблюдении точечных объектов - увеличивается ~ D2
. В самом деле, при увеличении фокусного расстояния F пропорционально увеличиваются и линейные
размеры изображения такого светила. При этом количество света, собираемое
объективом при неизменном D, остается прежним. Одно и то же количество
света распределяется, следовательно, на большую площадь изображения, которое растет ~ F2
. Таким образом, при увеличении F (или, что то же: при
уменьшении A) вдвое, площадь изображения увеличивается вчетверо. Количество света на единицу площади, которое определяет яркость изображения,
уменьшается в том же отношении. Поэтому изображение будет тускнеть при
уменьшении относительного отверстия.
Совершенно такое же действие окажет и окулярное увеличение, понижающее
яркость изображения в том же отношении, что и уменьшение относительного
отверстия A объектива.
Поэтому для наблюдения самых протяженных объектов (туманностей, комет)
предпочтительно слабое увеличение, но, конечно, не ниже наименьшего полезного. Оно может быть значительно повышено при наблюдении ярких планет,
и в особенности Луны.
Увеличение телескопа.
Если обозначить фокусное расстояние объектива через F и фокусное расстояние окуляра через f, то увеличение M определится формулой:
M = F/f.
Наибольшее допускаемое увеличение при спокойном состоянии атмосферы не
превышает 2D, где D - диаметр входного отверстия.
Диаметр выходного зрачка.
Наблюдаемый предмет виден в телескоп отчетливо лишь в том случае, если
окуляр установлен на строго определенном расстоянии от фокуса объектива.
Это такое положение, при котором фокальная плоскость окуляра совмещена с
фокальной плоскостью объектива. Приведение окуляра в такое положение называется наводкой на фокус или фокусировкой. Когда телескоп наведен на фокус, то лучи от каждой точки предмета выходят из окуляра параллельными (для
нормального глаза). Световые лучи от изображений звезд, образованные фокальной плоскости объектива, превращаются окуляром в параллельные пучки.
Площадка, где пересекаются световые
пучки звезд называется выходным
зрачком. Наведя телескоп на светлое
небо мы легко можем увидеть выходной зрачок, поднеся к окуляру экран
из кусочка белой бумаги. Приближая
и удаляя этот экран, мы найдем такое
положение, при котором светлый
кружочек имеет наименьшие размеры
и в то же время наиболее отчетлив.
Легко понять, что выходной зрачок
есть не что иное, как изображение
входного отверстия объектива, образованное окуляром. Из рисунка 2.
видно, что
D
d
F
f
M d
D
M
= = ⇒ =
Последнее отношение позволяет определить увеличение, даваемое телескопом, если не известны ни фокусное
расстояние объектива, ни фокусное
расстояние окуляра.
В выходном зрачке концентрируется весь свет, собираемый объективом. Поэтому заслоняя часть выходного зрачка, мы как бы заслоняем часть объектива.
Отсюда вытекает одно из важнейших правил: выходной зрачок не должен
быть больше зрачка глаза наблюдателя, иначе часть света, собранная объективом, будет потеряна.
Из определения выходного зрачка следует, что величина его тем меньше и он
тем ближе к окуляру, чем короче фокусное расстояние окуляра (чем "сильнее"
окуляр), и наоборот.
Определим увеличение, которое дает окуляр, образующий выходной зрачок,
равный зрачку глаза (наименьшее полезное или равнозрачковое увеличение
m):
m = D/δ,
где δ - диаметр зрачка глаза или
m
D
d
F
f
f
f
D
= =
=
⋅
;
.
δ
Величина поля зрения.
Угол, под которым диафрагма окуляра видна наблюдателю, называется угловым
полем зрения окуляра, в отличие от углового поля зрения телескопа, представляющего угловой поперечник видимого в телескоп кружка на небе.
Величина поля зрения телескопа равна величине поля зрения окуляра, деленной
на увеличение.
Разрешающая способность телескопа.
Из-за явления дифракции на краях объектива звезды видны в телескоп в виде
дифракционных дисков, окруженных несколькими кольцами убывающей интенсивности. Об этом говорит сайт https://intellect.icu . Угловой диаметр дифракционного диска:
Рисунок 2.
Θ = λ/D,
где λ - длина световой волны и D - диаметр объектива. Два точечных объекта
с видимым угловым расстоянием Θ находятся на пределе раздельной видимости, что определяет теоретическую разрешающую способность телескопа.
Атмосферное дрожание снижает разрешающую способность телескопа до:
Θ = 1.22 λ /D.
Разрешающая способность определяет способность различить два смежных
объекта на небе. Телескоп с большей разрешающей способностью позволяет
лучше увидеть два близко расположенных друг к другу объекта, например,
компоненты двойной звезды.
Лучше также можно увидеть детали любого одиночного объекта.
Когда угловая разрешающая способность мала, объекты выглядят как одиночное размытое пятно. С увеличением разрешающей способности два источника
света станут различимыми как отдельные объекты.
В 1931 году Карл Янски заметил, что на волне 14,7 метров существуют постоянные помехи радиопередачам с периодичностью, равной звездным суткам, т.е.
обороту Земли вокруг оси. Было обнаружено, что помехи исходят из созвездия
Стрельца, где находится направление на центр Галактики.
Вторая мировая война способствовала развитию радиотехники и радиоастрономии.
радиоастрономия использует сейчас самые чувствительные приемные устройства и самые большие антенные системы.
Человеческий глаз принимает волны, длина которых лежит в пределах от 400 до
760 нм.
Радиоволны имеют большую длину.
Всякое нагретое тело излучает радиоволны. Однако, земная атмосфера пропускает не все радиоволны. Существуют полосы поглощения и отражения, так волны длиннее 30 метров отражаются ионосферой.
Те же волны, которые проходят через атмосферу изучаются с помощью радиотелескопов.
Радиотелескопы устроены наподобие рефлекторов. Излучение собирает металлическое зеркало, сплошное или решетчатое. Форма зеркала - параболическая.
Принимает излучение высокочувствительный радиоприемник. Волны, падая на
облучатель, возбуждают электрический ток. ток передается по волноводам на
приемное устройство и исследуется. К приемнику присоединяется самопишущий прибор, который регистрирует поток радиоволн определенной длины.
зеркала радиотелескопов значительно больше. чем у оптических. Один из самых
больших подвижных телескопов имеет размер 76 метров.
Неподвижное зеркало в Аресибо имеет диаметр 300 метров.
В СССР самый большой радиотелескоп имеет диаметр 600 метров и состоит из
кольца, составленного из 895 подвижных алюминиевых отражателей. Этот телескоп рассчитан на прием радиоволн с длиной от 8 мм до 30 см.
В радиотелескопах, рассчитанных на прием волн в несколько метров зеркала
делаются сетчатыми. Если размеры ячеек малы по сравнению с длиной волны,
то зеркало работает как сплошное.
Меняя облучатель, можно настраивать телескоп на разные длины волн.
Прогресс в развитии радиоастрономии во многом связан с успехами теоретического объяснения радиоизлучения космических объектов. Было доказано, что
причиной “нетеплового” радиоизлучения являются космические лучи (электроны высоких энергий). Эти электроны, двигаясь в слабых магнитных полях, генерируют радиоволны различных частот.
Было объяснено, что протяженные компаненты радиоизлучения источников,
связанных с радиогалактиками, это намагниченные облака разреженного газа,
наполненные космическими лучами.
В большей или меньшей степени радиоизлучательной способностью обладают
все галактики.
В активных радиогалактиках основной причиной радиоизлучения является
мощная генерация релятивистских частиц в области ядер этих галактик.
Выделяется два источника радиоизлучения - точечный в ядре галактики и протяженный.
Радиоизлучение галактики Лебедь-А, находящейся на расстоянии 750 млн. св.
лет сравнимо с солнечным, при удалении Солнца от нас на расстояние 8 св. мин.
мощность источника Лебедь-А в 1028 раз превосходит солнечное радиоизлучение.
Радиоинтерферометр - состоит из двух одинаковых радиотелескопов, разделенных расстоянием (базой) и соединенных между собой электрическим кабелем, к
середине которого присоединен радиоприемник.
От источника радиоизлучения на оба радиотелескопа непрерывно приходят радиоволны. Попадающие на разные телескопы, они преодолевают неодинаковое
расстояние. Эта разница называется разность хода. Если в нее укладывается
четное число радиоволн, то волны усиливаются.
В 1976 году радиотелескопы Крымской и Хайсптекской (США) обсерваторий
составили один радиоинтерферометр. Его база была равна многим тысячам километров. Разрешающая способность достигла 0,”0001. Под таким углом виден
с Земли на Луне след ноги космонавта.
В результате исследований в ядрах галактик и квазарах были обнаружены
взрывные процессы большой активности.
Рассматриваются проекты размещения радиотелескопов на спутниках, тогда
база достигнет еще большего значения.
Применение радиоинтерферометров позволило получить высокое разрешение
многих радиогалактик. При этом выяснилось, что 75% изученных источников -
это двойные системы. Так источник Лебедь-А оказался состоящим из двух компонент, симметрично расположенных по обе стороны от оптической галактики,
с которой он был отождествлен. Линейные размеры каждого из компонент 100
000 св. лет, а расстояние между ними 300000 св. лет.
В 1995 году ученые из Гарварда и Хейстекской обсерватории во главе с Д. Лебахом попытались подтвердить ОТО А.Эйнштейна с помощью радиоинтерферометра. Они наблюдали отклонение радиолучей вблизи Солнца при прохождении солнечного диска вблизи внегалактического радиоисточника 3С279. Использовались две антенны, одна в Массачусетсе, другая в Калифорнии. В пределах ошибок наблюдений ОТО подтвердилась.
11.5 Современные телескопы (новые технологии и методы).
Существует несколько проектов постройки больших телескопов, с диаметром
заркала 10, 18, 25 метров.
Однако, возникают большие сложности в поворачивании этих инструментов
при наблюдении за звездами. Обзор неба будет небольшой. Для телескопа с
диаметром 18 метров предполагается неподвижная конструкция, он будет направлен в одну точку и его поле зрения будет небольшим.
Есть проекты строительства составных телескопов из нескольких зеркал. При
этом значительно уменьшается масса. Зеркало 6-м телескопа весит 42 тонны, а
если сделать такое зеркало из составных частей, то вес будет равен 6,5 тонн.
Планируется строительство 25-м телескопа из зеркал диаметром 8 метров. На
этом инструменте можно будет наблюдать звезды до 32 величины.
Сейчас достраивается 10 метровый телескоп “Кек”. Он делается по системе Ричи-Кретьена с 36-сегментным главным зеркалом. С помощью нового телескопа
удалось обнаружить самый далекий объект Вселенной - квазар РС 1247+3406 в
Гончих Псах.
Мексика и США создают большую радиоантенну с диаметром 50 м (сост. из 126
индивидуально корректируемых сегментов) для миллиметровой астрономии.
Телескоп вступит в строй в 2000 году. Он будет изучать волны с длинами от 1
до 4 мм. В этом диапазоне лежит излучение многих молекул, присутствующих в
межзвездных облаках, в которых происходит формирование звезд и планет. С
помощью этого телескопа будут изучаться дальние планеты Солнечной системы, кометы, астероиды, энергично эволюционирующие звезды, ядра активных
галактик, скрытых слоем пыли.
В Чили, в Кордильерах, на вершине горы Параналь, на высоте 2600 метров над
уровнем океана, находится самая мощная на планете Европейская Южная обсерватория. Уже вступил в действие первый телескоп. Размер зеркала - 8,2 метра в диаметре. Зеркало отлила в г. Майнце фирма "Шотт". Вес зеркала – 24
тонны. Толщина – 18 см.
Это зеркало легко гнется и лежит на 150 гидравлических подвижных опорах,
находящихся под контролем компьютера. С помощью точно рассчитанного давления опора то поднимается, то опускается и выгибает в нужном направлении
зеркало. Простым глазом такие коррекции изображения уловить невозможно:
наибольшее отклонение, получаемое благодаря подвижным опорам, может достигать трех сотых миллиметра.
К 2002 году намечено сооружение еще трех телескопов, но их зеркала будут
меньше по размеру - трехметрового диаметра. Все четыре прибора могут работать вместе - ансамблем. Лучи света от звезды или какого-либо другого объекта,
пойманные четырьмя телескопами, пересекутся в туннеле под обсерваторией.
Световые колебания всех четырех лучей должны быть совмещены с точностью
миллионной доли миллиметра. Будет создан интерферометр, который обеспечит
разрешающую способность такую же, как зеркало диаметром в 200 метров. Разрешение будет таковым, что можно будет рассмотреть фары автомобиля, находящегося на Луне.
Список задач, стоящих перед новой обсерваторией на горе Параналь, обширен.
Астрономам предстоит определить с высокой точностью траектории нескольких
сотен звезд с тем, чтобы узнать, есть у звезды спутники или их нет.
Обсерватория должна будет зарегистрировать слабосветящиеся звезды и "коричневые карлики". Это поможет определить массу "темной материи" в космосе. Телескоп должен будет исследовать центр Млечного Пути и измерить скорость движения находящихся в нем звездных скоплений. Это подскажет местонахождение центральной черной дыры.
Стоимость всего проекта - один миллиард немецких марок. В строительстве
участвуют Бельгия, Дания, Германия, Франция, Италия, Голландия, Швеция и
Швейцария. Стоимость обсерватории много меньше, чем только ремонт в космосе орбитального телескопа Хаббла. А разрешающая способность нового астрономического инструмента в десять раз превосходит Хаббловскую.
Наземные обсерватории не могут работать в полную силу из-за атмосферных
помех. Постоянное движение воздушных масс размывает, портит изображение
небесных тел. Приходится применять ограниченные увеличения (не более чем
500х).
Из-за непрозрачности атмосферы для многих диапазонов э/м волн можно изучать небо в узких щелях.
В 1870 году француз Ж. Жансен исследовал Солнце с воздушного шара.
Позднее использовались самолеты для наблюдений, особенно затмений. Самолет летел за лунной тенью и продлевал время затмения.
С 1951 года О. Дольфюс совершил ряд высотных полетов на воздушных шарах.
В 1969 году его стратостат достиг высоты 13 км. Дольфюсу удалось сфотографировать спектр Венеры, найти в составе ее атмосферы водяные пары.
В 1957 году М. Шварцшильд начал запускать стратостаты без людей. один из
них взлетел на высоту 24 км. и поднял на борту управляемый по радио 36-
дюймовый телескоп.
На высоте 34 км влияние атмосферы на наблюдения сводится к нулю.
Удалось получить хорошие фотографии Солнца, были детально рассмотрены
гранулы, пятна. В инфракрасных частях спектра некоторых холодных звезд
удалось заметить полосы воды.
С помощью стратостатов впервые были получены ультрафиолетовые спектры
сотен звезд.
С 1972 года на высоты 30-35 км. запускаются сотни шаров.
Астрономы используют для исследований и ракеты. Еще в 1946 году группа
американских астрономов установила спектрограф на одну из трофейных ракет
“Фау-2” и отправила ракету на высоту 200 км.
В настоящее время широко используются обсерватории, помещенные на спутниках, вращающихся вокруг Земли.
Для наблюдений Орбитальные Астрономические Обсерватории используют
специальные системы стабилизации.
Американская ОАО “Коперник”, запущенная в 1972 году сохраняет в течение
часа нужное направление с точностью до 0,”1.
В настоящее время на орбите работает Космический Телескоп им. Хаббла, состоящий из рефлектора с диаметром зеркала 2,4 метра. Точность стабилизации
составляет 0,”005. Телескоп находится на орбите 600 км. от Земли. В 1995 году
была проведена коррекция телескопа, после чего он стал работать намного
лучше. В него видны звезды 29 зв. величины. В декабре 1994 года была осуществлена экспозиция в 18 часов и была достигнута 29 зв. величина.
Препятствия для наблюдений все же остаются. Мешает рассеянный свет межпланетной и межзвездной пыли. Оптику портит бомбардировка метеоритами и
частицами космических лучей.
11.7 Инфракрасная астрономия.
Между радиодиапазоном и участком видимого спектра располагается область
инфракрасных лучей.
Впервые исследовал ее Вильям Гершель в 1800 году, наблюдая Солнце через
различно окрашенные темные стекла.
Он разложил солнечный свет в спектр и измерял температуру каждого участка.
Температура возрастала к красной части спектра. За красной частью, где глаз
не видел уже никаких лучей, температура оставалась высокой.
Так были открыты инфракрасные лучи.
С помощью анализа инфракрасного излучения от планет были сделаны важные
открытия. Так в атмосферах Марса, Венеры, Юпитера обнаружен углекислый
газ.
Инфракрасное излучение раньше меряли при помощи термоэлемента, болометра, а сейчас применяют более современные методы - с использованием элемента
Голея и полупроводниковых кристаллов.
Земная атмосфера сильно мешает инфракрасной астрономии, так как не только
сильно поглощает инфракрасные лучи, но и сама является их источником. Поэтому приходится наблюдать с помощью космических аппаратов и стратосферных зондов.
В конце 1960-х годов Стронг и Дольфюс с помощью аппаратуры, установленной на воздушном шаре обнаружили полосы поглощения водяных паров в инфракрасном спектре Венеры. Это значит, что над облачным слоем Венеры содержится слой водяных паров, в 100 раз меньше чем над поверхностью Земли.
Была составлена инфракрасная карта Венеры и обнаружены несколько горячих
пятен около южного полюса. такие пятна бывает появляются и исчезают через
20-25 часов.
Изучение Юпитера показало, что температура красного пятна на два градуса
ниже остальной поверхности.
Полосы Юпитера на инфракрасной карте не видны, значит их температура никак не выделяется среди остальных областей.
При наблюдениях Луны в инфракрасном диапазоне было обнаружено, что на ее
поверхности есть горячие пятна, совпадающие с молодыми кратерами.
Звездная карта, составленная в инфракрасном диапазоне сильно отличается от
видимой простым глазом. Самыми яркими выглядят красные холодные звезды,
хорошо заметно ядро Галактики. Вблизи центра Галактики обнаружен мощный
источник инфракрасного излучения, поток излучения которого превышает солнечный в 300 000 раз. Сильными источниками такого излучения являются квазары.
11.8 Ультрафиолетовая, рентгеновская и гамма - астрономия.
Коротковолновый участок спектра, отделенный от длинноволнового зоной видимых глазом лучей, состоит из трех типов излучений - ультрафиолетового,
рентгеновского и гамма-излучения.
Часть астрономии, использующую эти лучи, называют астрономией высоких
энергий.
Ультрафиолетовое излучение регистрируется с помощью фотопластинок со
специальной эмульсией, чувствительной к ультрафиолетовым лучам.
Это излучение очень слабо. В атмосфере Венеры были обнаружены ультрафиолетовые пятна, которые обладают другим периодом обращения, чем определенный по методам радиолокации. Возможно, появление пятен вызвано атмосферными вихрями или потоками.
Интенсивным источником ультрафиолетового излучения является туманность
Северная Америка в созвездии Лебедя.
Самым мощным источником ультрафиолетового излучения является звезда
Дзета Кормы. Ее яркость в ультрафиолетовом диапазоне сравнима с яркостью
Венеры. Далее следует Дзета Ориона. Ярким ультрафиолетовым источником
является Туманность Ориона.
Для длин волн меньше 2000 А обычные преломляющие и отражающие системы
непригодны. Кванты становятся очень энергичными, пробивают все материалы,
не изменяя первоначального направления полета.
Рентгеновское, гамма- излучение регистрируют с помощью счетчиков, применяемых при изучении космических лучей. Простейший прибор - счетчик Гейгера-Мюллера.
Рентгеновский телескоп устроен по такому же принципу. Недостатком его является охват большого участка неба, в несколько градусов, и невозможность выделить точечный конкретный источник излучения.
при изучении Солнца удается создать приборы, дающие разрешение близкое к 1
минуте дуги.
Изучение рентгеновского излучения Солнца при затмениях показало, что его
источником является солнечная корона. Корона имеет высокую температуру,
близкую к миллиону градусов и порождает рентгеновское излучение. Когда на
Солнце возникает хромосферная вспышка, рентгеновское излучение увеличивается сотни раз.
В 1963 году американская ракета “Аэроби” зафиксировала на звездном небе два
мощных источника рентгеновского излучения. Один находится в созвездии
Тельца и связан с Крабовидной туманностью, другой расположене в созвездии
Скорпиона. Оба эти источника связаны со вспышками сверхновых звезд. Изучение являения покрытия луной Крабовидной туманности показало, что источником рентгеновского излучения является не нейтронная звезда, находящаяся в
центре туманности, а сама туманность. Лучи зарождаются в ней при торможении в магнитных полях быстрых электронов. Лучи посылаются центральной
частью туманности.
Сейчас известны сотни источников рентгеновского излучения. Они намного
слабее рассмотренных выше. Почти все источники расположены в Млечном
Пути, в созвездиях Стрельца, Лебедя, Змеи и др.
По оценкам И.С. Шкловского расстояния до них составляет десятки тысяч св.
лет.
Источниками рентгеновского излучения являются часто нейтронные звезды,
входящие в двойные системы.
Возможность возникновения гамма астрономии была высказана в 50-х годах
теоретически. В 1952 году Хайякава обратил внимание на возможность изучения ядерной компоненты космических лучей методами гамма астрономии. При
неупругом взаимодействии “космических” ядер с ядрами атомов межзвездного
газа возникают нейтральные пи-мезоны, которые, распадаясь, дают гамма кванты с энергией, превышающей несколько десятков МэВ.
Преимуществом гамма астрономии по сравнению с астрономией на других
спектральных диапазонах должна быть большая проникающая способность
гамма квантов. При прохождении кванта вдоль всей галактической плоскости
вероятность его поглощения меньше 1%.
Впервые космические гамма кванты с энергией больше 50 МэВ от полосы
Млечного Пути были зарегистрированы в 1972 году. Интенсивность гаммаизлучения Млечного Пути растет к галактическому центру.
Было обнаружено гамма-излучение у Крабовидной туманности.
В 1970-х годах были запущены ИСЗ с гамма-детекторами, изучавшие излучение
в плоскости Млечного Пути. Выявлено большое усиление интенсивности по
направлению к галактическому центру. Всплески наблюдаются в районе Крабовидной туманности, созвездия Парусов, Наугольника, Ориона.
Источниками гамма-излучения могут быть:
а) взаимодействие ядерной компоненты космических лучей с ядрами межзвездных атомов;
б) тормозное излучение релятивистских электронов, входящих в состав космических лучей, при столкновении с атомами межзвездной Среды;
в) взаимодействие релятивистских электронов с фотонами звездного излучения,
заполняющими межзвездное пространство;
г) взаимодействие с низкочастотными квантами “реликтового” излучения, заполняющего всю Вселенную;
д) синхротронное излучение в гамма-диапазоне, обусловленное движением
ультрарелятивистских электронов в космических магнитных полях.
Гамма-кванты, попадая в земную атмосферу, вызывают каскад размножающихся вторичных частиц, прежде всего очень энергичных электронов. Они в свою
очередь вызывают вспышки “черенковского” излучения. Для изучения гаммаизлучения применяют черенковской счетчик. В современных земных гаммателескопах регистрируется излучение участка неба поперечником 30-350
.
Локализовать источник излучения удается при наблюдении с ИСЗ, особенно
если одновременно наблюдают два или три спутника. В первом случае выделяется полоса, в которой находится источник, во втором - ромб.
Чем дальше друг от друга находятся спутники, тем точнее локализация.
5 марта 1979 года удалось зарегистрировать мощный гамма-импульс от туманности N 49, находящейся в Большом Магеллановом Облаке, на расстоянии 55
000 пс от Земли. По предположениям импульс исходил с периодом 8 с от нового
пульсара. Большинство же локальных гамма-источников, предположительно, -
старые пульсары.
Спутник “СOS-B” обнаружил гамма-излучение от квазара ЗС 273, удаленного
на 500 Мпс.
Комптоновская гамма-обсерватория и ИСЗ Ulysses зарегистрировали
17.02.1994 мощную вспышку гамма-излучения. Эта вспышка продолжалась
очень долго - более часа, в течение этого времени мощность гамма-излучения
была в 12 раз больше максимальных значений, зафиксированных в прошлом.
Энергия гамма-квантов составила 25 млрд. эВ. Некоторые астрономы считают,
что это случилось в результате столкновения двух звезд. Окончательно феномен
не раскрыт.
Нейтрино предсказал в 1931 году Вольфганг Паули. Его ввели чтобы устранить
кажущееся нарушение закона сохранения энергии при бета-распаде. Энергия
вылетающих электоронов не всегда одна и та же, меняется в широком диапазоне. Паули предположил, что вместе с электроном из радиоактивного ядра вылетает частица, уносящая недостающую энергию.
Свойства нейтрино были очень необычны. При отсутствии электрического заряда оно должно было иметь очень малую массу.
В 1957 году было зарегистрировано первое нейтрино.
Нейтрино образуется при всех ядерных процессах. Значит оно возникает в недрах всех звезд, как побочный продукт ядерных реакций, которые обеспечивают
их свечение.
Нейтринное излучение Солнца по энергии составляет 10% его видимого излучения.
Нейтрино беспрепятственно проходит через огромные толщи материи. Если бы
Солнце было окружено железной оболочкой толщиной в миллионы световых
лет, то это бы не помешало в движении нейтрино. Это обусловлено очень малой
массой. Нейтральный заряд приводит к тому, что оно не реагирует на электромагнитные поля.
Нейтрино реагирует с ядром хлора. В итоге этой реакции образуется ядро радиоактивного изотопа аргона, которое испускает электрон. Если создать большой слой четыреххлористого углерода (перхлорэтилена) и изучить аргон, образованный нейтрино, то можно получить определенные выводы о нейтринном
излучении.
На этом принципе была построена в 1955 году нейтринная обсерватория в США
(Южная Докота) на глубине 1490 метров.
Приемником излучения служил горизонтальный циллиндрический бак длиной
14 метров, содержащий 400 000 литров перхлорэтилена. Результаты, полученные в ходе исследований, не удалось согласовать с теоретическими выводами.
Иследование нейтрино может помочь в изучении недр Солнца и других звезд.
Можно предсказывать вспышки сверхновых, так как перед тем как вспыхнуть в
видимом участке спектра, звезда излучает интенсивные потоки нейтрино.
Исследование, описанное в статье про 11. Астрономические инструменты., подчеркивает ее значимость в современном мире. Надеюсь, что теперь ты понял что такое 11. Астрономические инструменты. и для чего все это нужно, а если не понял, или есть замечания, то не стесняйся, пиши или спрашивай в комментариях, с удовольствием отвечу. Для того чтобы глубже понять настоятельно рекомендую изучить всю информацию из категории Астрономия
Комментарии
Оставить комментарий
Астрономия
Термины: Астрономия