Електормагнітне випромінювання небесних тіл. Засоби та методи астрономічних досліджень.

1.Сучасні наземні та орбітальні телескопи.

2.Випромінювання: приймання та аналіз.

1.СУЧАСНІ НАЗЕМНІ ТА ОРБІТАЛЬНІ ТЕЛЕСКОПИ.

Галузь астрономії, яка вивчає Всесвіт у видимому світлі, називається оптичною.

Але видиме світло займає лише маленьку ділянку електромагнітно­го спектра, куди входять також радіохвилі, інфрачервоне, ультрафіоле­тове, рентгенівське та гамма-випромінювання - різні за довжиною (чи частотою) електромагнітні хвилі.

Крізь товщу атмосфери до поверхні Землі доходить лише видиме світло з довжиною хвиль від 390 до 760 нм, радіохвилі з довжиною від 0,01 см до ЗО м та інфрачервоні промені довжиною 0,75 -5,2 мкм і вибірково в довжинах хвиль 8,2 - 22 мкм. В інших діапазонах електромагнітних хвиль земна атмосфера непрозора.

З XIX ст. астрономи почали вивчати космічні об'єкти в доступних інфрачервоних променях. А в 30-х роках XX ст. зародилася нова галузь астрономії - радіоастрономія, справжній розвиток якої почався після другої світової війни. Та оскільки небесні тіла випромінюють у всьому діапазоні електромагнітного спектра, перед астрономами постала зада­ча проведення досліджень поза межами атмосфери.

Порівняно просто ця задача вирішується для інфрачервоного та субміліметрового випромінювання з довжинами хвиль від 0,013 мм до 1 мм. Основна речовина, що поглинає інфрачервону радіацію, -це водяна пара, концентрація якої швидко зменшується з висотою. На висотах 25-30 км земна атмосфера стає прозорою для інфрачервоно­го випромінювання. Важливі спостереження в цьому діапазоні прово­дяться з аеростатів і з борту штучних супутників Землі.

Космічні про­мені складаються головним чином з протонів - ядер водню, а також з електронів, ядер гелію і ядер важчих хімічних елементів.

Нейтрино - це частинка, яка має неймовірну проникну здатність, бо майже не взаємодіє з речовиною. Не маючи електричного заряду, з масою спокою, ще й досі достовірно не встановленою, нейтрино здатне проходити крізь тверде тіло навіть легше, ніж світло крізь скло. Напри­клад, шар свинцю товщиною в 50 світлових років воно перетне так, не­мов це порожній простір. Утворюючись під час термоядерних реакцій, нейтрино негайно вилітає назовні, несучи інформацію про події у над­рах зорі в поточний момент, тоді як електромагнітне випромінювання мандрує до поверхні зорі сотні тисяч чи мільйони років. А тому методи нейтринної астрономії дуже важливі для вивчення процесів, що відбу­ваються у надрах Сонця і зір.

Таким чином, з другої половини XX ст. астрономія стала всехвильовою наукою, яка вивчає Всесвіт практично в усьому діапазоні електро­магнітних хвиль.

1. Наземні оптичні телескопи. Телескоп має три основ­них призначення: збирати випромінювання від небесних світил на приймальний пристрій (око, фотопластинка, спектрограф тощо); бу­дувати у своїй фокальній площині зображення об'єкта чи певної ділянки неба; збільшувати кут зору, під яким спостерігаються не­бесні тіла, тобто розділяти об'єкти, розташовані на близькій кутовій відстані й тому нероздільні неозброєним оком.

Оптичні телескопи обов'язковими складовими частинами своєї конструкції ма­ють: об'єктив, який збирає світло і будує у фокусі зображення об'єкта чи ділянки неба; трубу (тубус), яка з'єднує об'єктив з приймальним пристроєм; монту­вання - механічну кострукцію, що тримає трубу і забезпечує її наве­дення на небо; у разі візуальних спостережень, коли приймачем світла є око, обов'язково - окуляр. Через нього розглядається зобра­ження, побудоване об'єктивом. При фотографічних, фотоелект­ричних, спектральних спостере­женнях окуляр не потрібний, тому що відповідні приймачі встанов­люються безпосередньо у фо­кальній площині. Першими було збудовано лінзові телескопи-рефрактори (від лат. «рефракто» - «заломлюю», . Проте світлові промені різних довжин хвиль заломлюються по-різному, і окрема лінза дає забарвлене зображення. Для усунення цього недоліку з часом поча­ли будувати об'єктиви з кількома лінзами зі скла з різними коефі­цієнтами заломлення.

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

Рефрактори, як правило, використовують в астрометрії, а от астро­фізики користуються дзеркальними телескопами-рефлекторами (від лат. «рефлекто» - «відбиваю», ). Перший такий телескоп з діаметром дзеркала 2,5 см побудував І. Ньютон. Головні дзеркала ре­флекторів спочатку мали сферичну форму, згодом - параболічну.

Дзеркала виготовляли із бронзи. З середини XIX ст. почали робити скляні дзеркала і розробили метод зовнішнього сріблення скляних дзеркал, а з 1930 р. їх почали алюмініювати. Дуже зручною, а тому і найчастіше вживаною, була система Кассегрена, в якій головне дзер­кало - увігнуте параболічне, а допоміжне - опукле гіперболічне; проте телескопи і павільйони, в яких їх встановлювали, були надзвичайно громіздкими.

Наприклад, з 1948 по 1975 р. найбільшим у світі був 5-метровий ре­флектор Паломарської обсерваторії (СІНА). Вага його дзеркала -13 т, маса труби (точніше, ґратчастої конструкції) довжиною 17 м-140 т, телескоп було встановлено у башті діаметром 41,5 м з вагою купола 1 000 т. У 1975 р. на Північному Кавказі було введено в дію 6-метровий телескоп; за товщини дзеркала 65 см його вага становить 40 т, довжина «труби» - 24 м, діаметр башти - 44 м.

Справжня революція в телескопобудуванні відбулась у 70-х ро­ках XX ст. На зміну системі Кассегрена прийшла телескопічна си­стема Річі-Кретьєна, у якій головне дзеркало за формою дещо відрізняється від параболоїда, а допоміжне - від гіперболоїда. То­му і довжина труби, і діаметри павільйонів у два - чотири рази менші, ніж у попередніх телескопів. На 2000 рік введено в дію близько 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-І» з сумарним.діаметром дзеркала 10 м, аз 1998 р. - такий же «Кек-ІІ» (мал. 11.5). Введено в дію «Джеміні» з діаметром дзеркала 8,1 м та японський «Субару» з діаметром дзеркала 8,3 м. З 1998 р. почергово вводяться в дію одне із шести (діаметром 8,2 м) дзеркал «Дуже великого телескопа» («Very Large Teleskope» - VLT).

2. Астрономічні обсерваторії. Упродовж тривалого часу заняття астрономією було ледь не приватною справою окремих ен­тузіастів. Але в XVII ст. було усвідомлено її значення для потреб гео­графії та мореплавання. Розпочалось будівництво перших державних астрономічних обсерваторій (AO): Паризької (1671 p.), Гринвіцької (1675 р.) тощо.

В наш час у світі налічують близько 400 AO. В Україні провідними є Головна астрономічна обсерваторія НАН України (1944 p.), Інститут радіоастрономії з його унікальним декаметровим телескопом УТР-2 під Харковом, Кримська астрофізична обсерваторія (1950 p.). Певні традиції досліджень і спостережень зберігають AO університетів -Львівського (1769 p.), Харківського (1898 p.), Київського (1845 p.), Одеського (1871 p.).

Довгий час AO будувались поблизу чи навіть у населених пунктах, з XIX ст. їх почали розташовувати на гірських вершинах. Серед найбільших AO світу найвідомішими сьогодні є: введена в дію 1990 p. AO на вершині древньої вулканічної гори Мауна-Кеа (4215 м, о. Гавайї), оголошеної науковим заповідником за свій унікальний аст-роклімат; тут встановлено кілька 4-метрових телескопів, а також теле­скопи «Кек», «Джеміні», «Субару» ); англійська АО на о. Ла-Пальма (2327 м, 1986 р.), американська АО Лас-Кампанас (2280 м, 1976 р.) у Чилі і там же європейська АО Ла-Сілла (2347 м, 1976 р.), де встановлено «Дуже великий телескоп».

В останні роки не менше половини наукових публікацій з астро­номії грунтуються на спостереженнях небесних об'єктів із страто­статів, штучних супутників Землі, орбітальних космічних станцій та автоматичних міжпланетних станцій (AMC). В космосі працює ціла низка інфрачервоних, ультрафіолетових, рентгенівських, гамма-об-серваторій, які досліджують небо у всіх діапазонах електромагнітних хвиль, наприклад рентгенівська обсерваторія «Чандра». Важливою для астрономів подією був запуск 25 квітня 1990 р. на орбіту висотою 612 км «Космічного телескопа ім. Габбла» з діамет­ром дзеркала 2,4 м, який вирішує велику кількість астрофізичних за­дач. Загалом з 1962 р. для астрономічних досліджень запущено бли­зько 50 ШСЗ та AMC.

3. Радіотелескопи і радіоінтерферометри. Радіовипромі­нювання від космічних об'єктів приймається спеціальними установка­ми, які називаються радіотелескопами (РТ). Сучасні радіотеле­скопи досліджують космічні радіохвилі в довжинах від одного міліметра до декількох десятків метрів.

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

Радіоастрономічні дзеркала не вимагають такої точності виго­товлення, як оптичні. Щоб дзеркало не спотворювало зображень, його відхилення від заданої параболічної форми не повинно пере­вищувати 1/8 довжини хвилі, яку він приймає. Наприклад, для до­вжини хвилі 10 см досить мати точність дзеркала близько 1 см. Більше того, дзеркало РТ можна робити не суцільним: досить на­тягнути металеву сітку на каркас, який надає йому параболічної форми. Нарешті, РТ можна зробити нерухомим, якщо замінити по­ворот дзеркала зміщенням опромінювача. Завдяки таким особли­востям РТ можуть набагато перевищувати оптичні телескопи у розмірах.

Найбільша у світі радіоастрономічна антена, встановлена у 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, але завдяки добовому обертанню Землі і можливості зміщувати опромінювач більша части­на небесної сфери доступна для спостережень.

Інші найбільші радіотелескопи з параболічною антеною встанов­лено: в Радіоастрономічному інституті ім. М. Планка (Еффельсберг, ФРН) - діаметр антени 100 м, в обсерваторії Грін Бенк у штаті

Вірджинія (США) - ан­тена 110x100 м, а та­кож 76-метровий РТ в обсерваторії Джодрел Бенк (Англія), 64-мет-ровий РТ в обсерва­торії Парке (Авст­ралія), 22-метровий РТ недалеко від Євпаторії в Криму (мал. 11.7, на стор. 58). Усі вони лег­ко спрямовуються в за­дану точку неба пово­ротом навколо двох осей - вертикальної (встановлюється азимут об'єкта) і горизонта­льної (установка висо­ти об'єкта). В подаль­шому ЕОМ безперерв­но подає сигнали керуючим пристроям, які ведуть РТ услід за об'єктом при його зміщенні, зумовленому добовим обертанням не­бесної сфери.

Радіотелескопи дуже великих розмірів можуть бути побудовані з великої кількості окремих дзеркал, що фокусують випромінювання на один опромінювач. Прикладом є РАТАН-600 («радіотелескоп Академії наук, діаметр 600 м»), встановлений поблизу станиці Зе­ленчук на Північному Кавказі неподалік від 6-метрового оптичного телескопа. Він являє собою замкнене кільце діаметром 600 м і скла­дається з 900 плоских дзеркал розмірами 2x7,4 м, що утворюють сег­мент параболоїда. В такому РТ може працювати як усе кільце, так і його частина.

На довжинах хвиль від кількох 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 за таким принципом побудовано 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 з використанням двох різних приймачів. Об'єднуючи декілька РТ, будують так звані радіоінтерферометри (РІ).

На сьогодні найвідомішим РІ є введений у дію 1980 p. РТ VLA («Very Large Array» - «Дуже велика гратка»), який встановлено в пустельній місцевості штату Нью-Мексико, США (мал. 11.10). Цей РТ складається з 27 повцрповоротних 25-метрових параболічних антен, розміщених у формі літери У з довжиною двох плечей по 21 км, а третього - 19 км. У цьому і аналогічних випадках антени пов'язані між собою електрични­ми лініями.

Розроблено також методи наддалекої радіоінтерферометри, коли використовують попарно ве­ликі антени, розташовані на відстанях до 12 000 км. З допомо­гою таких систем в радіоастро­номії вдалось отримати кутове розділення дуже тісних об'єктів порядку 0,0001", що набагато краще, ніж дають оптичні теле­скопи (для порівняння: кутова роздільна здатність людського ока рометра є РТ, виведений супутником на орбіту Землі. Завдяки радіоінтер­ферометрам вдається вивчати структуру далеких радіоджерел.

4. Телескопи для спостережень у високоенергетичних діапазонах електромагнітних хвиль. Оскільки земна атмосфера затримує електромагнітні хвилі, коротші за 300 нм, всі приймачі ультрафіолетових, рентгенівських та гамма-променів доводиться виносити за її межі. Значну частину досліджень в ультрафіолеті від 300 нм до 120 нм здійснено за допомогою звичайних телескопів з дзеркалами, покритими алюмінієм, для ще коротших хвиль використовують дзеркала, покриті тонким шаром фтористого магнію, та добре відомі лічильники Гейгера-Мюллера. Особливі труднощі виникають при спостереженнях рентгенівського випромінювання з довжиною хвиль від 0,01 нм до 1 нм. Сучасні методи полірування та шліфування матеріалів не дозволяють виготовити дзеркало з такою високою точністю. Однак виявляється, що при падінні і відбиванні променя під дуже малим кутом до дзеркала вимоги до точності його виготовлення значно послаблюються. Такий телескоп є поєднанням двох дзеркал - параболоїда обертання і гіперболоїда обертання, відбивні поверхні яких покриті шаром хрому і нікелю. Промінь відбивається від першого дзеркала під кутом лише 1° до відбивної поверхні, потрапляє на друге дзеркало, а після цього - у фокальну площину, де й будується зображення, скажімо, Сонця. Усі ж інші промені, що йдуть ближче до головної осі дзеркала, затримуються діафрагмою (непрозорим екраном).