§ 11. Сучасні наземні й орбітальні телескопи

1. Астрономія - наука всехвильова. Розділ астрономії, що вивчає Всесвіт у видимому світлі, називається оптичною астрономією.

Однак видиме світло - це лише мала частина електромагнітного спектра, у який входять також радіохвилі, інфрачервоне, ультрафіолетове, рентгенівське й гамма-випромінювання, що представляють собою різні по довжині (або частоті) електромагнітні хвилі.

Через товщу атмосфери до поверхні Землі доходить лише видиме світло з довжиною хвиль від 390 до 760 нм, радіохвилі довжиною від 0,01 см до 30 м (мал. 11.1) і інфрачервоні промені довжиною 0,75-5,2 мкм і частково з довжиною 8,2-22 мкм. Для інших діапазонів електромагнітних хвиль земна атмосфера непрозора.

З XIX ст. астрономи почали вивчати космічні об'єкти в доступних інфрачервоних променях. А в 30-х роках XX в. виникла нова область астрономії — радіоастрономія, інтенсивний розвиток якої почалося після другої світової війни. І оскільки небесні тіла випромінюють весь спектр електромагнітних хвиль, перед астрономами встало завдання проведення позаатмосферних досліджень. Порівняно просто це завдання вирішується для інфрачервоного й субміліметрового випромінювання з довжинами хвиль від 0,013 мм до 1 мм. Основною речовиною, що поглинає інфрачервону радіацію, є водяна пара, концентрація якого зі збільшенням висоти над рівнем моря швидко зменшується. На висотах 25-30 км земна атмосфера стає прозорої для інфрачервоного випромінювання. Важливі спостереження в цьому діапазоні проводяться з аеростатів і штучних супутників Землі.

У короткохвильовій частині спектра виділяють діапазони ультрафіолетової астрономії (довжина хвилі 390-30 нм), рентгенівської астрономії (30-0,01 нм) і гамма - астрономії (довжина хвилі менше 0,01 нм). Кожна з них має свої методи досліджень (§12).

Важливу інформацію про процеси, що відбуваються далеко за межами Землі, приносять нам потоки космічних променів і нейтрино. Космічні промені складаються в основному із протонів - ядер водню, а також з електронів, ядер гелію і ядер більш важких хімічних елементів.

Нейтрино - це частка, що має неймовірну проникаючу здатність, оскільки майже не взаємодіє з речовиною. Не маючи електричного заряду, з масою спокою, дотепер вірогідно не встановленої, нейтрино здатне проходити крізь тверде тіло легше, ніж світло крізь скло. Наприклад, шар свинцю товщиною в 50 світлового років воно перетне так, немов цей порожній простір. Виникаючи під час термоядерних реакцій, нейтрино миттєво вилітає назовні, несучи інформацію про процеси, що відбуваються в надрах зірки в цей момент, тоді як електромагнітне випромінювання досягає поверхні зірки через сотні тисяч або мільйони років. Тому методи нейтринної астрономії дуже важливі для вивчення процесів, що відбуваються в надрах Сонця й зірок.

Таким чином, із другої половини XX ст. астрономія стала всехвильовою наукою, що вивчає Всесвіт практично у всьому діапазоні електромагнітних хвиль.

2. Наземні оптичні телескопи. Телескоп має три основних призначення: по-перше, приймати випромінювання, що виходить від небесних світил, на спеціальний пристрій (око, фотопластинка, спектрограф і т.п.); по-друге, будувати у своїй фокальній площині зображення об'єкта або певної ділянки неба; по-третє, збільшувати кут зору, під яким спостерігаються небесні тіла, тобто розділяти об'єкти, розташовані на близькій кутовій відстані й тому нероздільні для неозброєного ока.

О бов'язковими складовими частинами конструкції оптичних телескопів (мал. 11.2) є: об'єктив, що збирає світло й будує у фокусі зображення об'єкта або ділянки неба; труба (тубус), що з'єднує об'єктив із прийомним пристроєм; монтування — механічна конструкція, що втримує трубу й забезпечує її наведення на небо; у випадку візуальних спостережень, коли приймачем світла служить очей, обов'язково — окуляр. Через нього розглядається зображення, побудоване об'єктивом. При фотографічних, фотоелектричних і спектральних спостереженнях окуляр не потрібний, оскільки відповідні приймачі встановлюються безпосередньо у фо­кальній площині. Першими були побудовані лінзові телескопи-рефрактори (від лат. «рефракто» — «переломлюю», мал. 11.3). Однак світлові промені різних довжин переломлюються по-різному, і одиночна лінза дає різнобарвне зображення. Для усунення цього недоліку згодом почали будувати об'єктиви з декількома лінзами зі скла з різними коефіцієнтами заломлення.

На розміри телескопів-рефракторів накладаються певні обмеження, тому найбільший лінзовий об'єктив має діаметр усього 102 див.

Рефрактори, як правило, використають в астрометрії, а от в астрофізику користуються дзеркальними телескопами-рефлекторами (від панцира. «рефлекто» — «відбиваю», мал. 11.4). Перший такий телескоп з діаметром дзеркала 2,5 див побудував И. Ньютон. Головні дзеркала рефлекторів спочатку мали сферичну форму, а потім — параболічну. Дзеркала виготовляли із бронзи. Із середини XIX в. почали робити скляні дзеркала й розробили метод зовнішнього сріблення скляних дзеркал, а з 1930 р. скляні дзеркала стали покривати алюмінієм. Дуже зручною, а тому й найбільше часто вживаною, була система Кассегрена, у якій головне дзеркало — увігнуте параболічне, а допоміжне — опукле гіперболічне; однак розміри телескопів і павільйонів, у яких вони встановлювалися, були надзвичайно великими.

З 1948 по 1975 р. самим великим у світі був 5-метровий рефлектор Паломарської обсерваторії (США). Вага його дзеркала - 13 т, маса труби (точніше, ґратчастої конструкції) довжиною 17 м - 140 т, телескоп був установлений у вежі діаметром 41,5 м з вагою купола 1 000 т. В 1975 р. на Північному Кавказі уведений у дію 6-метровий телескоп. При товщині дзеркала 65 см його вага становить 40 т, довжина труби - 24 м, діаметр вежі - 44 м.

Дійсна революція в телескопобудуванні відбулася в 70-х роках XX в. На зміну системі Кассегрена прийшла телескопічна система Ричи-Кретъена, у якій головне дзеркало за формою трохи відрізняється від параболоїда, а допоміжне — від гіперболоїда. Тому й довжина труби, і діаметри павільйонів у два-чотири разів менше, ніж у попередніх телескопів. ДО 2000 р. у дію уведене біля десяти

телескопів системи Річі-Кретьєна з діаметром дзеркал 3,6-4,2 м, З 1996 р. працює багатодзеркальний (діаметр сегмента становить 1,8 м) телескоп «Кек-1» із сумарним діаметром дзеркала 10 м, а з 1998 р. - такий же «Кек-2» (мал. 11.5). Уведений у дію «Джеміні» з діаметром дзеркала 8,1 м й японський «Субару» з діаметром дзеркала 8,3 р.

При побудові таких телескопів використаються новітні досягнення техніки, і працюють вони, керовані на відстані зі спеціальних приміщень, без присутності людей поблизу телескопа.

3. Астрономічні обсерваторії. Протягом довгого часу заняття астрономією було чи не приватною справою окремих ентузіастів. Але в XVII в. зрозуміли її значення для потреб географії й мореплавання. Почалося будівництво перших державних астрономічних обсерваторій (АТ): Паризької (1671 р.), Гринвічської(1675 р.) і інших. У цей час у світі налічується близько 400 АТ. В Україні ведучими є Головна астрономічна обсерваторія НАН України (1944 р.), Інститут радіоастрономії з його унікальним декаметровим телескопом УТР під Харковом, Кримська астрофізична обсерваторія (1950 р.). Певні традиції досліджень і спостережень зберігають АТ Львівського (1769 р.), Київського (1845 р.), Одеського (1871 р.) і Харківського (1888 р.) університетів.

Довгий час АТ будувалися в населених пунктах або поруч із ними, З XIX в. їх почали розташовувати на гірських вершинах. З найбільших АТ миру найвідоміші сьогодні такі: уведена в дію в 1990 р. АТ на Гавайських островах на вершині древньої вулканічної гори Маунакеа (4 215 м) і оголошена науковим заповідником завдяки своєму унікальному астроклімату; тут установлено кілька 4-метрових телескопів, а також телескопи «Кек», «Джеміні», «Субару» (мал. 11.6); англійська АТ на о. Ла Пальма (2 327 м, 1986 р.), американська АТ Лас Кампанас (2 280 м, 1976 р.) у Чилі й там же

європейська АТ Ла Сілла (2 347 м, 1976 р.), на якій установлений «Дуже великий телескоп».

В останні роки не менш половини наукових публікацій по астрономії ґрунтується на спостереженнях небесних об'єктів зі стратостатів, штучних супутників Землі, орбітальних космічних станцій й автоматичних міжпланетних станцій (АМС). У космосі працює цілий ряд інфрачервоних, ультрафіолетових, рентгенівських і гамма-обсерваторій, що досліджують небо у всіх діапазонах електромагнітних хвиль, наприклад, рентгенівська обсерваторія «Чандра». Важливою подією для астрономів став запуск 25 квітня 1990 р. на орбіту висотою 612 км «Космічного телескопа ім. Хаббла» (мал. на стор. 51) з діаметром дзеркала 2,4 м. За допомогою цього телескопа вчені знаходять відповіді на безліч астрофізичних завдань.

Усього з 1962 р. для астрономічних досліджень запущене близько 50 ІСЗ й АМС.

4. Радіотелескопи й радіоінтерферометри. Радіовипромінювання від космічних об'єктів приймаються спеціальними установками, які називаються радіотелескопами (РТ). Сучасні радіотелескопи фіксують космічні радіохвилі довжиною від одного міліметра до декількох десятків метрів.

Основними складовими частинами типового радіотелескопа є антена й дуже чутливий приймач. Антени РТ, що приймають міліметрові, сантиметрові, декаметрові й метрові хвилі, — це найчастіше параболічні відбивачі, подібні до дзеркал звичайних оптичних рефлекторів. У фокусі параболоїда встановлюється пристрій — опромінювач, що збирає радіовипромінювання, спрямоване на нього дзеркалом. Опромінювач передає прийняту енергію на вхід приймача, і після посилення й виділення заданої частоти сигнал реєструється на стрічці самописного електричного приладу. Сучасні підсилювачі дозволяють реєструвати (розрізняти) радіосигнали, що виникають при змінах температури всього на 0,001 ДО.

Радіоастрономічні дзеркала не вимагають такої точності у виготовленні, як оптичні. Щоб дзеркало не спотворювало зображення, його відхилення від заданої параболічної форми не повинне перевищувати 1/8 довжини прийнятої хвилі. Наприклад, для довжини хвилі 10 см досить мати точність дзеркала приблизно 1 див. Більше того, дзеркало РТ може бути не суцільним: досить натягнути металеву сітку на каркас, що надає йому параболічну форму. Нарешті, РТ може бути нерухомим, якщо замінити поворот дзеркала зсувом опромінювача. Завдяки таким особливостям РТ можуть набагато перевищувати оптичні телескопи по розмірах.

Найбільша у світі радіоастрономічна антена, установлена в кратері згаслого вулкана Аресібо на острові Пуерто-Ріко, має діаметр 305 м (мал. 11.8). Нерухома антена, спрямована в зеніт, не дозволяє приймати радіохвилі з будь-якої точки неба, однак завдяки добовому обертанню Землі й можливості зміщати опромінювач більша частина небесної сфери доступна для спостережень.

Великі радіотелескопи з параболічною антеною встановлені в Радіоастрономічному інституті ім. М. Планка (Еффельсберг, ФРН) - діаметр антени 100 м; в обсерваторії Грін Бенк у штаті Вірджинія (США) - антена розміром 110x100 м; 76-метровий РТ в обсерваторії

Джодрел Бенк (Англія); 64-метровий РТ в обсерваторії Паренню (Австралія); 22-метровий РТ недалеко від Євпаторії в Криму (мал. 11.7). Всі вони легко направляються на задану точку неба, обертаючись навколо двох осей - вертикальної (установлюється азимут об'єкта)і горизонтальної (установлюється висота об'єкта). Надалі ЕОМ безупинно подає сигнали керуючим пристосуванням, які ведуть РТ слідом за об'єктом при його зсуві, обумовленому добовим обертанням небесної сфери. Радіотелескопи дуже більших розмірів можуть бути побудовані з великої кількості окремих дзеркал, фокусуючих випромінювання на один випромінювач. Прикладом служить РАТАН-600 («радіотелескоп Академії наук, діаметр 600 м»), установлений поблизу станиці Зеленчук на Північному Кавказі недалеко від 6-метрового оптичного телескопа. Він являє собою замкнуте кільце діаметром 600 м і складається з 900 плоских дзеркал розміром 2x7,4 м, що утворять сегмент параболоїда. У такому РТ може працювати як все кільце, так і його частина.

При довжині хвилі від декількох метрів і більше параболічна антена не застосовується, замість неї використовують системи з великої кількості плоских дипольних антен, електричний зв'язок між якими забезпечує необхідну для РТ спрямованість прийому. Саме по такому принципу побудований найбільший у світі радіотелескоп декаметрового діапазону УТР-2 (мал. 11.9), розташований під Харковом.

Використовуючи відоме у фізиці явище інтерференції, дослідники розробили методи радіоінтерферометричних спостережень із використанням двох різних приймачів. Поєднуючи трохи РТ, будують так називані радіоінтерферометри (РИ).

Розроблені також методи наддалекої радіоінтерферометрії, коли використовують попарно великі антени, розташовані на відстанях до 12 000 км. За допомогою таких систем у радіоастрономії вдалося одержати кутовий поділ близько розташованих об'єктів

порядку 0,0001^о, що набагато перевищує можливості оптичних телескопів (для порівняння: кутова розподільна здатність людського ока – 2`). З 1979 р. однією з антен інтерферометра є РТ, виведений супутником на орбіту Землі. Завдяки радіоінтерферометрам з'явилася можливість вивчати структуру далеких радіоджерел.

5. Телескопи для спостережень у високоенергетичних діапазонах електромагнітних хвиль. Оскільки земна атмосфера затримує електромагнітні хвилі довжиною менше 300 нм, всі приймачі ультрафіолетових, рентгенівських і гамма-променів доводиться розташовувати за її межами. Значна частина досліджень в ультрафіолеті від 300 до 120 нм здійснена за допомогою звичайних телескопів із дзеркалами, покритими алюмінієм. Для більше коротких хвиль використають дзеркала, покриті тонким шаром фтористого магнію, а також лічильники Гейгера-Мюллера. Особливі складності виникають під час спостережень рентгенівського випромінювання з довжиною хвиль від 0,01 до 1 нм. Сучасні методи полірування й шліфування матеріалів не дозволяють виготовити дзеркало з такою високою точністю. Але вимоги до точності дзеркала можна зм'якшити, якщо промінь буде падати й відбиватися під дуже малим кутом. Такий телескоп є об'єднанням двох дзеркал - параболоїда

обертання й гіперболоїда обертання, що відбивають поверхні яких покриті шаром хрому й нікелю. Промінь відбивається від першого дзеркала під кутом усього лише 1' до поверхні, що відбиває, попадає на друге дзеркало, а після цього -: у фокальну площину, де й будується зображення, наприклад, Сонця. Всі інші промені, що йдуть ближче до головної осі дзеркала, затримуються діафрагмою (непрозорим екраном).

У гамма-діапазоні пристроєм для реєстрації квантів служать детектори (від панцира. «детектор» — «відкривач»).

1. Які спектральні діапазони традиційно виділяють в астрономії? Яку назву отримали ці розділи астрономії?

2. Що таке космічні промені?

3. Які типи телескопів використовують в астрономії і хто першим сконструював кожен з них?

4. Де розміщені найбільші телескопи?

5. Що таке радіоінтерферометр і за якам принципом він побудований?

11.1. Найдіть на мапах «Атласу світу» місце знаходження головних астрономічних обсерваторій: Мауна Кеа (λ = - 155^о 29`, φ = 19<sup>о</sup>50`), Лас Кампанас (λ= -70^о42`, φ = -29<sup>о</sup>00`), Ла Сілла ( λ = -70^о44`, φ = -29<sup>о</sup>15`), гора Пастухова (λ = 41^о26`, φ = 43<sup>о</sup>39`), Маунт Паломар (λ = -118^о04, φ = 34^о13`).

12. Випромінювання: прийом й аналіз

1. Величини потоків випромінювання. Інформацію про явища й процеси, що відбуваються у Вселеної, астрономи одержують шляхом реєстрації електромагнітного випромінювання, що приходить від космічних об'єктів. Дотепер ми розглядали його як електромагнітні хвилі певної довжини (або частоти), але можна представити його потоком часток, що називаються фотонами.

Від Сонця на кожен квадратний сантиметр земної поверхні, перпендикулярно сонячним променям, у середньому надходить енергія q = 1370 Вт/м². Середня частота цього випромінювання V = 6*10¹⁴ Гц. Таким чином, середня енергія одного кванта становить Ну = 4:10~'й Дж. За одну секунду на площу в 1 см² від Сонця надходить 1370 / (4*10 ^-19) = 3,4*10²¹ квантів електромагнітного випромінювання.

Як відомо, потік енергії, через обрану площу змінюється зворотно пропорційно квадрату відстані до джерела. Відстані до найближчих зірок у середньому майже в 300 тисяч разів перевищують відстань до Сонця. Якби Сонце перебувало на такій відстані, ми б одержували від нього лише 4,1*10⁶ квант/см² у секунду. Найвідоміша галактика Туманність Андромеди перебуває від нас на відстані 2,3 млн св. років, що майже в 1,5*1¹⁰ раз далі, ніж Сонце. Нехай у ній перебуває 225 млрд таких сонць, як наше. Отже, від її маємо потік квантів 3,1*10⁶ квант/см³ в секунду. Від такої ж галактики на відстані в 2 млрд св. років одержимо лише 3 квант/см у секунду, а на відстані в 10 млрд св. років — 1 квант/см³ за 10 секунд.

Тому для вивчення явищ і процесів, що відбуваються в таких далеких об'єктах, потрібні потужні телескопи й надчуттєві прилади, що реєструють. Ми вже знаємо (§3), що освітленість від небесних світил оцінюють у зоряних величинах. Отже, якщо діаметр об'єктива телескопа D [см], те гранична зоряна величина, що побачить спостерігач у телескоп:

(12.1)

Зокрема, у телескоп з діаметром дзеркала 6 м можна бачити зірки до 22^о. Світловий потік від таких зірок в 2,5 млн раз менше, ніж від самої слабкої зірки, що ми спостерігаємо неозброєним оком.

2. Приймачі випромінювання. З 1880 р. в астрономії почали систематично використати фотографію. У наш час понад 50% всіх астрономічних спостережень здійснюють шляхом фотографування небесних об'єктів. Фотографічна емульсія, на відміну від ока, здатна накопичувати кванти світла, на ній одночасно з'являються зображення сотень і тисяч світил. Такі зображення певної ділянки неба або об'єкта можуть зберігатися багато років. У наш час небо фотографують на кольорову емульсію, що дає можливість визначати, наприклад, особливості структури газових туманностей і т.п.

Якщо - тривалість експозиції у хвилинах, то гранична зоряна величина зафіксованого об'єкта оцінюється формулою

(12.2)

де D - у см. При D = 250 см і t = 100 хв фотографічна зоряна величина дорівнює 24^о.

Однак за межами земної атмосфери такий же телескоп здатний уловлювати сигнали, що надходять від об'єктів, які в 40 разів слабкіше (до 28").

З 40-х років XX в. успішно використають фотоелектронні множителі, у яких потік фотонів, що надходить від небесного світила, перетворюється в електричний струм. Фотоелектронний множителі (ФЕМ) -: це скляний прозорий балон, у якому створений вакуум й у який вмонтовані фотокатод, емітери або диноди (загальною кількістю до двох десятків) і анод. Всі вони мають висновки, на які подаються всезростаючі електричні потенціали. Електрон, вирваний внаслідок фотоефекта з фотокатода, прискорюється в електричному полі, ударяється об поверхню першого емітера й вибиває з нього кілька електронів, які, у свою чергу, рухаються в напрямку другого емітера, ударяються про нього й вибивають ще більша кількість електронів і т.д.

У підсумку кількість електронів, що потрапляють на анод, буде в 10⁶-10⁹ разів більше початкової кількості, вирваного з катода.

З початку 70-х років XX в. в астрономії використовуються приймачі, дія яких ґрунтується на явищі внутрішнього фотоефекта,

властивим всім напівпровідникам. Для зниження шумів прилад прохолоджують до температури рідкого азоту (77 К). Одним з варіантів таких фотоприймачів є прилади із зарядовим зв'язком (ПЗЗ, англомовна абревіатура ССD). У цьому випадку електрони, що звільнилися при поглинанні речовиною фотонів, зберігаються в окремих елементах кремнієвої кристалічної пластинки - пікселах, а пристрій, що зчитує, підраховує й реєструє величину накопиченого реального заряду.

Завдяки застосуванню ПЗЗ гранична зоряна величина, що, наприклад, можна зареєструвати на 5-метровому рефлекторі, зросла з 25^m до 28^m, тобто з'явилася можливість реєструвати потоки, які в 16 разів слабкіше. Для досягнення такого прогресу зі старими (фотографічними) приймачами, треба було б побудувати оптичний телескоп з діаметром дзеркала 31 м.

З.Допоміжні прилади. Саме по собі зображення об'єкта, отримане у фокусі телескопа, особливо якщо це далека зірка, не несе важливої інформації про його природу. Для одержання такої інформації астрономи використають різні допоміжні прилади. Найвідомішими з них є спектрографи. Вивчаючи спектри космічних тіл, можна довідатися хімічний склад, температуру, наявність і величини електричних і магнітних полів цих об'єктів, швидкість їхнього руху в просторі й т.п.

Дуже часто спостереження проводять із застосуванням світлофільтрів, за допомогою яких виділяють випромінювання об'єктів в окремих діапазонах спектра.

Сконструйовано електронно-оптичні перетворювачі (ЕОП), завдяки яким інфрачервоне зображення трансформується у видиме. Найпростіший ЕОП нагадує однокаскадний фотомножитель, у якому анод виготовлений у вигляді циліндричної трубки, що виконує функції фокусуючої системи. Фотоелектрони вільно проходять крізь неї й, потрапляючи на екран, покритий люмінофором (сульфідом цинку або кадмію), різко гальмуються. При цьому екран починає світитися (флюоресцирувати). У такий спосіб електронне зображення перетворюється у світлове, котре потім фотографується.

Починаючи з 50-х років XX в., в астрономії став використовуватися телевізійний метод спостережень слабких об'єктів, що дозволяє значно підсилювати слабкі по яскравості об'єкти, передавати їхнього зображення від телескопа в лабораторне приміщення, збільшувати масштаб зображення, його контрастність й яскравість, розглядати або фотографувати це зображення.

Завдяки телевізійному методу з'явився спеклінтерферометрія — метод одержання моментального зображення об'єкта (за трохи сотих часток секунди), діаметр якого близький до дифракційного. Тим самим усувається ефект розсіювання світлових променів на неоднорідностях земної атмосфери, а значить можна не тільки визначати подвійність окремих астрономічних об'єктів, але й оцінювати основні параметри таких систем.

Різноманітні допоміжні пристосування й методи реєстрації енергії розроблені для позаоптичних діапазонів спектра. Опишемо коротко принцип роботи нейтринного телескопа, тобто детектора нейтрино, які приходять до Землі від Сонця й інших зірок.

В 1967 р. у США на глибині 1490 м була зібрана установка {горизонтальний циліндричний бак довжиною близько 14 м і діаметром 6 м), що містить 400 000 л (615 т) С₂Сl₄. Через кожні 100 днів роботи через неї пропускають 20 000 л газоподібного гелію, що захоплює із собою ізотопи ³⁷Аr. Потім у вугільних фільтрах атоми аргону поглинаються, а їхній розпад реєструється лічильниками.

Інші нейтринні детектори встановлені, зокрема, у шахтах по видобутку золота на глибині 3 км у Південно-Африканський Республіці й на глибині 2 км у Південній Індії. Нейтринна обсерваторія побудована в надрах гори Андирчі поблизу Ельбрусу в Кабардіно-Балкарії.

Слід також зазначити найбільші японські нейтринні детектори, установлені в 200-х км від Токіо: «Каміоканде» й «Суперкаміоканде». Чутливість другого з них в 100 разів вище, ніж у першого. «Суперкаміоканде» можна по праву назвати нейтринним телескопом, адже з його допомогою отримане перше нейтринне зображення Сонця.

1. Яка роль телескопів в астрономії?

2. У чому принципіальна різниця між фотографічними і фотоелектричними методами досліджень?

3. Як працює електронно-оптичний перетворювач?

4. Що таке детектор нейтрино?

11.1 Використовуючи дані курсу фізики, накресліть схему призмового спектрографа і виясніть призначення кожного з його складових елементів.

11.2. Що отримає спостерігач, встановивши тригранну призму перед об’єктивом рефрактора?

Всі тіла, що рухаються навколо Сонця, утворюють у сукупності планетну систему, що називається Сонячною. Сонячна система - це різноманітна й густонаселена родина. У її сполуку входять: дев'ять більших планет; біля сотні їхніх супутників; цілком ймовірно, кілька десятків тисяч малих тіл або астероїдів розмірами від 10 до 1000 км; комети; безліч метсорньгх тіл з розмірами менш 1 км - так званих метеороїдів; міжпланетні пил і газ.

Але за своїми характеристиками великі планети діляться на дві групи; планети земної групи - Меркурій, Венера, Земля, Марс і планети-гіганти - Юпітер, Сатурн, Уран, Нептун. Що стосується планети Плутон, то вона не відноситься ні до однієї із цих груп, а нагадує деякі із супутників планет-гігантів. Розходження між планетами обох груп обумовлені їхніми масами, хімічним складом і далекістю від Сонця. Якщо планети земної групи мають порівняно невеликі розміри, велику щільність і складаються головним чином із щільних речовин, то планети-гіганти, навпаки, мають більші розміри, низьку щільність і складаються в основному з газів.

Маса планет-гігантів становить 98% сумарної маси всіх планет Сонячної системи. Великою силою ваги вони втримують потужні метаново-аміачні атмосфери, системи кілець і супутників і швидко обертаються.

І нарешті, в окрему групу виділяють сьогодні супутники планет. У вивченні цих об'єктів за останні 40 років досягнуті значні успіхи. У той же час сформульовані нові питання, відповідей на які усе ще немає.