Астрономия - Астрофизика1
Четверг, 19.09.2019, 20:22
Приветствую Вас Гость | RSS
Нравится



АСТРОНОМИЯ

Астрофизика1

Сферическое зеркало не собирает параллельного пучка лучей в точку; оно дает в фокусе несколько разлитое пятнышко. Это искажение называется сферической аберрацией. Если зеркалу придать форму параболоида вращения, то сферическая аберрация исчезает. Параллельный пучок, направленный на такой параболоид вдоль его оси, собирается в фокусе практически без искажений, если не считать неизбежного размытия из-за дифракции. Поэтому современные рефлекторы имеют зеркала параболоидальной или, как чаще говорят, параболической формы До конца XIX века основной целью телескопических наблюдений было изучение видимых положений небесных светил. Важную роль играли наблюдения комет и деталей на планетных дисках. Все эти наблюдения производились визуально, и рефракторы с двулинзовым объективом полностью удовлетворял потребности астрономов В конце XIX и особенно в XX веке характер астрономической науки претерпел органические изменения. Центр тяжести исследований переместился в область астрофизики и звездной астрономии. Основным предметом исследования стали физические характеристики Солнца, планет, звезд, звездных систем. Появились новые приемники излучения – фотографическая пластинка и фотоэлемент. Стала широко применяться спектроскопия. В результате изменились и требования к телескопам Для астрофизических исследований желательно, чтобы оптика телескопа не накладывала никаких ограничений на доступный диапазон длин волн: земная атмосфера и так ограничивает его слишком сильно. Между тем стекло, из которого делаются линзы, поглощает ультрафиолетовое и инфракрасное излучение. Фотографические иммульсии и фотоэлементы чувствительны в более широкой области спектра, чем глаз, и потому хроматическая аберрация при работе с этими приемниками сказывается сильнее Таким образом, для астрофизических исследований нужен рефлектор. К тому же большое зеркало рефлектора изготовить значительно легче, чем двухлинзовый ахромат: надо обработать с оптической точностью (до 1/8 длины световой волны или 0,07 микрона для визуальных лучей) одну поверхность вместо четырех, и при этом не предъявляется особых требований к однородности стекла. Все это привело к тому, что рефлектор стал основным инструментом астрофизики. В астрометрических работах по-прежнему применяются рефракторы. Причина этого состоит в том, что рефлекторы очень чувствительны к малым случайным поворотам зеркала: так как угол падения равен углу отражения, то поворот зеркала на некоторый угол b смещает изображение на угол 2 b . Аналогичный поворот объектива в рефракторе дает гораздо меньшее смещение. А так как в астрометрии надо измерять положение светил с максимальной точностью, то выбор был сделан в пользу рефракторов Как уже сказано, рефлектор с параболическим зеркалом строит изображение очень четко, однако тут необходимо сделать одну оговорку. Изображение можно считать идеальным, пока оно остается вблизи оптической оси. При удалении от оси появляются искажения. Поэтому рефлектор с одним толь параболическим зеркалом не позволяет фотографировать больших участков неба размером, скажем, 5 0 x 5 0 , а это необходимо для исследования звездных скоплений, галактик и галактических туманностей. Поэтому, для наблюдений, требующих большого поля зрения, стали строить комбинированные зеркально-линзовые телескопы, в которых аберрация зеркала исправляется тонкой линзой, часто увиолевой (сорт стекла, пропускающего ультрафиолетовые лучи) Зеркала рефлекторов в прошлом ( XVIII – XIX веках) делали металлическими из специального сплава, однако впоследствии по технологическим причинам оптики перешли на стеклянные зеркала, которые после оптической обработки покрывают тонкой пленкой металла, имеющего большой коэффициент отражения (чаще всего алюминий) Телескоп-рефлектор, приспособленный для наблюдений непосредственно в фокусе параболического зеркала, называется рефлектором с прямым фокусом. Часто используются более сложные системы рефлекторов; например, с помощью дополнительного плоского зеркала, установленного перед фокусом, можно вывести фокус в бок за пределы трубы ( ньютоновский фокус). Дополнительным выпуклым пред фокальным зеркалом можно удлинить фокусное расстояние и вывести фокус в отверстие просверленное в центре главного зеркала ( кассегреновский фокус), и т.д. некоторые из таких более сложных систем рефлекторов показаны на рисунке . они удобнее для присоединения приемных устройств к телескопу, но из-за дополнительных отражений дают большие потери света Сложной технической задачей является наведение телескопа на объект и смещение за ним. Современные обсерватории оснащены телескопами диаметром от нескольких десятков сантиметров до нескольких метров. Самый большой в мире рефлектор действовал в советском Союзе. Он имел диаметр 6 м и установлен на высоте 2070 м (гора Пастухова, вблизи станицы Зеленчукской на Северном Кавказе). Следующий по размерам рефлектор имеет диаметр 5 м и находится в США (обсерватория Маунт Паломар ) Монтировка телескопа всегда имеет две взаимно перпендикулярные оси, поворот вокруг которых позволяет навести его в любую область неба. В монтировке, называемой вертикально-азимутальной, одна из осей направлена в зенит, другая лежит в горизонтальной плоскости. На ней монтируются небольшие переносные телескопы. Крупные телескопы, как правило, устанавливаются на экваториальной монтировке, одна из осей которой направлена в полюс мира (полярная ось), а другая лежит в плоскости небесного экватора (ось склонения). Телескоп на экваториальной монтировке называется экваториалом Чтобы следить за небесным светилом в экваториал, достаточно поворачивать его только вокруг полярной оси в направлении роста часового угла, так как склонение светила остается неизменным. Этот поворот осуществляется автоматически часовым механизмом. Известно несколько типов экваториальной монтировки. Телескопы умеренного диаметра (до 50- 100 см ) часто устанавливаются на «немецкой» монтировке, в которой полярная ось и ось склонения образуют параллактическую головку, опирающуюся на колонну. На оси склонения, по одну сторону от колонны, располагается труба, а по другую – уравновешивающий ее груз, противовес. «Английская» монтировка отличается от немецкой тем, что полярная ось опирается концами на две колонны, северную и южную, что придает ей дополнительную устойчивость. Иногда в английской монтировке полярную ось заменяет четырехугольной рамой, так что труба оказывается внутри рамы. Подобная конструкция не позволяет направить инструмент на полярную неба. Если северный (верхний) подшипник полярной оси сделать в форме подковы, то такого ограничения не будет. Наконец, можно вообще убрать северную колонну и подшипник. Тогда получиться «американская» монтировка или «вилка» Часовой механизм не всегда действует только, и при получении фотографий с длительными экспозициями, достигающими иногда многих часов, приходится следить за правильностью наведения телескопа и время от времени его подправлять. Этот процесс называется гидированием . Гидирование осуществляется с помощью гида – небольшого вспомогательного телескопа, установленного на общей монтировке с главным телескопом Спектральные наземные исследования. Рассмотрим основные типы спектральных приборов, применяемых в астрономии. Впервые спектры звезд и планет начал наблюдать в прошлом веке итальянский астроном Секки . После его работ спектральным анализом занялись многие астрономы. Вначале использовались визуальный спектроскоп, потом спектры стали фотографировать, а сейчас применяются также и фотоэлектрическая запись спектра. Спектральные приборы с фотографической регистрацией спектра обычно называют спектрографами, а с фотоэлектрической – спектрометрами На рисунке дана оптическая схема призменного спектрографа. Перед призмой находятся щель и объектив, которые образуют коллиматор. Коллиматор посылает на призму параллельный пучок лучей. Коэффициент преломления материала призмы зависит от длины волны. Поэтому после призмы параллельные пучки, соответствующие различным длинам волн, расходятся под различными углами, и второй объектив (камера) дает в фокальной плоскости спектр, который фотографируется. Если в фокальной плоскости камеры поставить вторую щель, то спектрограф превратиться в монохроматор. Перемещая вторую щель по спектру или поворачивая призму, можно выделять отдельные более или менее узкие участки спектра. Если теперь за выходной щелью монохроматора поместить фотоэлектрический приемник, то получится спектрометр В настоящее время наряду с призменными спектрографами и спектрометрами широко применяются и дифракционные . В этих приборах вместо призмы диспергирующим (т.е. разлагающим на спектр) элементом является дифракционная решетка. Наиболее часто используется отражательные решетки Отражательная решетка представляет собой алюминированое зеркало, на котором нанесены параллельные штрихи. Расстояние между штрихами и их глубина сравнимы с длинной волны. Например, дифракционные решетки, работающие в видимой области спектра, часто делаются с расстоянием между штрихами 1,66 мк (600 штрихов на 1 мм ). Штрихи должны быть прямыми и параллельными друг другу по всей поверхности решетки, и расстояние между ними должно сохраняться постоянным с очень высокой точностью. Изготовление дифракционных решеток, поэтому является наиболее трудным из оптических производств Получая спектр с помощью призмы, мы пользуемся явлением преломления света на границе двух сред. Действий дифракционной решетки основано на явлении другого типа – дифракция и интерференция света. Заметим, что она дает, в отличи и от призмы, не один, а несколько спектров. Это приводит к определенным потерям света по сравнению с призмой. В результате применения дифракционных решеток в астрономии долгое время ограничивалось исследованиями Солнца. Указанный недостаток был устранен американским оптиком Вудом. Он предложил придавать штрихам решетки определенный профиль, такой, что большая часть энергии концентрируется в одном спектре, в то время как остальные оказываются сильно ослабленными. Такие решетки называются направленными или эшелеттами Особенности оптической схемы и конструкции астрономических спектральных приборов сильно зависит от конкретного характера задач, для которых они предназначены. Спектрографы, построенные для получения звездных спектров (звездные спектрографы), заметно отличаются от небулярных, с которыми исследуются спектры туманностей. Солнечные спектрографы тоже имеют свои особенности. Реальная разрешающая сила астрономических приборов зависит от свойств объекта. Если объект слабый, т.е. от него приходит слишком мало света, то его спектр нельзя исследовать очень детально, так как с увеличением разрешающей силы количество энергии, приходящей на каждый разрешаемый элемент спектра, уменьшается. Поэтому самую высокую разрешающую силу имеют, естественно, солнечные спектральные приборы. У больших солнечных спектрографов она достигает 10 6 . линейная дисперсия этих приборов достигает 10 мм/Å (0,1 Å/мм) При исследовании наиболее слабых объектов приходится ограничиваться разрешающей силой порядка 100 или даже 10 и дисперсиями ~1000 Å/мм. Например, спектры слабых звезд получаются с помощью объективной призмы, которая является простейшим астрономическим спектральным прибором. Объективная призма ставиться прямо перед объективом телескопа, и в результате изображение звезд растягиваются в спектр. Камерой служит сам телескоп, а коллиматор не нужен, поскольку свет от звезды приходит в виде параллельного пучка. Такая конструкция делает минимальными потери света из-за поглощения в приборе. На рисунке приведена фотография звездного поля, полученная с объективной призмой Грубое представление о спектральном составе излучения можно получить с помощью светофильтров. В фотографической и визуальной областях спектра часто применяют светофильтры из окрашенного стекла. На рисунке приведены кривые, показывающие зависимость пропускания от длины волны для некоторых светофильтров, комбинируя которые с тем или иным приемником, можно выделить участки не уже нескольких сотен ангстрем. В светофильтрах из окрашенного стекла используется зависимость поглощения (абсорбции) света от длины волны. Светофильтры этого типа называются абсорбционными. Известны светофильтры, в которых выделение узкого участка спектра основано на интерференции света. Они называются интерференционными и могут быть сделаны довольно узкополосными, позволяющими выделять участки спектра шириной в несколько десятков ангстрем. Еще более узкие участки спектра (шириной около 1 ангстрема) позволяют выделять интерференционнополяризационные светофильтры С помощью узкополосных светофильтров можно получить изображение объекта в каком-либо интересном участке спектра, например, сфотографировать солнечную хромосферу в лучах H a (красная линия в бальмеровской серии спектра водорода), солнечную корону в зеленой и красной линиях, газовые туманности в эмиссионных линиях Для солнечных исследований разработаны приборы, которые позволяют получить монохроматические изображения в любой длине волны. Это – спектрогелиограф и спектрогелиоскоп. Спектрогелиограф представляет собой монохроматор, за выходной щелью которого находится фотографическая кассета. Кассета движется с постоянной скоростью в направлении, перпендикулярном выходной щели, и с такой же скоростью в плоскости выходной щели перемещается изображение Солнца. Легко понять, что в этом случае на фотографической пластинке получиться изображение Солнца в заданной длине волны, называемое спектрограммой. В спектрогелиоскопе, перед выходной щелью и после выходной щели устанавливаются вращающиеся призмы с квадратным сечением. В результате вращения первой призмы некоторый участок солнечного изображения периодически перемещается в плоскости входной щели. Вращение обеих призм согласованно, и если оно происходит достаточно быстро, то, наблюдая в зрительную трубу вторую щель, мы видим монохроматическое изображение Солнца Достижения современной оптической астрономии. Использование ПЗУ-матриц ЭВМ. Развитие физики твердого тела и достижения в области твердотельной технологии обеспечили возможность промышленного изготовления стабильных фотоприемников, пригодных для эксплуатации в инфракрасной бортовой оптико-электронной аппаратуре. Успехи в этих областях знаний позволили создать в последние годы линейки и матрицы приемников с высокой плотностью чувствительных элементов Для формирования выходного сигнала аппаратуры необходимо поочередно измерить электрические сигналы, поступающие с каждого элемента линейки. Можно сказать, должно быть обеспечено последовательное подключение электрических проводников от отдельных элементов к общему выходу Путем такого «опроса» чувствительных площадок, расположенных в ряд, вырабатывается электрический сигнал, соответствующий одной строке изображения. Процесс переключения электрических цепей чувствительных элементов в аппаратуре осуществляется специальным электронным переключателем последовательного действия. В итоге линейка приемников обеспечивает строчное сканированное изображение электронным, а не механическим способом В новейших, наиболее перспективных образцах инфракрасной аппаратуры все чаще используются твердотельные схемы, обеспечивающие прием и обработку сигнала с линейки или матрицы в одном устройстве. Первых два коротких сообщения группы американских исследователей об этой новой идее в области физики твердого тела и об ее экспериментальной проверке появились в 1970 году. Приборы с зарядовой связью – так был назван этот класс устройств – привлекали к себе чрезвычайный интерес и за прошедшие после их изобретения годы нашли самое широкое применение в устройствах формирования изображений в вычислительной технике, в устройствах отображения информации С точки зрения физики приборы с зарядовой связью интересны тем, что электрический сигнал в них представлен не током или напряжением, а электрическим зарядом . Прибор с зарядовой связью представляет собой линейку электродов на изолирующей основе, нанесенной на поверхность тонкой пластины полупроводника. Обычно под металлическими под металлическими электродами расположен изолирующий слой окисла SiO 2 , а в качестве полупроводникового материала используется Si . В результате образуется как бы сэндвич: металл – окисел – полупроводник Как выяснили Адамс и Кольмюттер (США) два-три десятка лет назад, спектры звезд являются хорошими показателями светимости, а поэтому и расстояния, так как видимый блеск звезды m , нужный для сравнения, определить нетрудно Зная расстояния до некоторого числа звезд на основании других, весьма кропотливых методов их определения, можно было вычислить светимости и составить их со спектрами тех же звезд. Пока же достаточно сказать, что, например, обычным белым звездам определенного спектрального подкласса, допустимА 0 , А 1 , А 2 и т.д., соответствует довольно определенная светимость. Таким образом, достаточно определить точно спектральный подкласс обычной белой звезды, и мы уже приблизительно знаем ее светимость, а поэтому и расстояние. (Есть звезды класса А другой светимости, но и спектры у них несколько иные). Такие звезды встречаются редко С желтыми и красными звездами дело обстоит сложнее, хотя тоже достаточно определенно. Желтые и еще в большей степени красные звезды одного и того же спектрального класса резко делятся на две группы. Одни из них названы гигантами, у них очень большая светимость. Другие названы звездами-карликами – их светимость значительно меньше. Звезд с промежуточной светимостью не существует, и светимость как карликов, так и гигантов одного и того же спектрального подкласса является довольно определенной. Но есть некоторое различие. Одни и те же темные линии, в спектрах гигантов более тонки и резки, чем в спектрах карликов. Это помогает отличать их друг от друга Мало того, относительная интенсивность некоторых пар линий обнаруживает четкую зависимость от светимости звезды. Спектры-паспорта карликов и гигантов – не вполне одинаковы. Так, например, спектры оранжевых звезд 61 Лебедя и Альдебарана в общем одинаковы, почему их и относят к одному и тому же спектральному классу К5. но среди многочисленных одинаковых линий в их спектрах можно, что линии кальция с длиной волны 4454 Å в спектре звезды-карлика 61 Лебедя сильнее линии ионизированного стронция 4215 Å, а в спектре гиганта Альдебарана – наоборот. Нужен некоторый навык, чтобы отличать друг друга спектры гигантов и карликов. Удается установить зависимость между относительной интенсивностью пар линий и светимостью звезды, а затем использовать ею в дальнейшем. Тогда, сфотографировав спе ктр зв езды, находящейся на неизвестном расстоянии и имеющей неизвестную светимость мы можем легко и быстро установить и то и другое Точность определения таким способом расстояний до звезд составляет около 20 %, независимо от того, близка к нам звезда или далеко. Быть может, точность в 20 % покажется недостаточно хорошей при измерении расстояния до звезд. Приходится с этим согласиться. Однако в большинстве случаев определить расстояние до звезды другим способом невозможно Если расстояние между излучающим телом наблюдателя меняется, то скорость их относительного движения имеет составляющую вдоль луча зрения, называемую лучевой скоростью. По линейным спектрам лучевые скорости могут быть измерены на основании эффекта Доплера, заключающегося в смещении спектральных линий на величину, пропорциональную лучевой скорости, вне зависимости от удаленности источника излучения. При этом если расстояние увеличивается (лучевая скорость положительна), то смещение линий происходит в красную сторону, а в противном случае – в синюю Эффект Доплера играет исключительно важную роль в астрофизике, так как позволяет на основании измерения положения спектральных линий судить о движениях небесных тел и их вращении Космические телескопы (в оптическом диапазоне) и открытия сделанные с их помощью. Более 20 лет работают на околоземных орбитах специализированные спутники с УФ телескопами на борту, проводя астрономические наблюдения. Их инструменты достигли высокой разрешающей способности и совершенства. Это позволило решать многие проблемы современной астрофизики УФ излучение играет важнейшую роль как в существовании биологической жизни, в том, числе и человеческой, так и во всем комплексе процессов эволюции Вселенной. Изучать, что же происходит в глубинах космоса и как он устроен, интереснейшая задача и вечная цель человечества. Решая эту задачу, люди наталкиваются на фундаментальные природные ограничения, преодолевают их и ищут новые подходы для дальнейшего продвижения по пути познания. Одной из преград для проведения астрономических наблюдений служит непрозрачность атмосферы Земная атмосфера практически не пропускает весь УФ участок электромагнитного спектра. Однако именно в У ф диапазоне лежат длинны волн спектральных линий, соответствующих наиболее важным в астрофизике атомных и молекулярным переходам водорода и дейтерия. Там же находится множество резонансных линий большинства элементов, соответствующих, как правило, самому распространенному состоянию атомов. Из-за непрозрачности атмосферы исследовать У ф излучение небесных объектов можно только из космоса. Космическим телескопам атмосфера не мешает. Поэтому удается получать изображение объектов во Вселенной с предельно высоким угловым разрешением и резко увеличивать проницающую силу телескопа Изучение Вселенной в У ф диапазоне занимаются специальные космические аппараты. Уже проведены десятки космических экспериментов и несколько проектов находятся в стадии разработки. Важно отслеживать тенденции развития этой области науки, и, конечно, необходимо участвовать в перспективных проектах. Для России, имевшей здесь хорошие традиции, важно не потерять их. Особенно во время кризиса, когда необходимо искать различные способы сохранения высокой отечественной технологии, интеллектуального научно-технического потенциала, а в конечном итоге укрепления тающего авторитета развитой страны Уф участок электромагнитного спектра весьма широк, и потенциально он гораздо информативнее оптического. Создать эффективный универсальный инструмент, охватывающий весь этот диапазон, невозможно. Поэтому создаются астрономические инструменты, работающие в избранных участках спектра. Выбирают в каждом случае подходящую оптическую схему телескопа, технологию изготовления отражающих поверхностей. Обсерватория « Спектр-УФ » относится к числу крупных мировых проектов внеатмосферной астрономии. Его реализация позволит проводить наблюдения с высоким и даже рекордным разрешением в малоизученном, хотя и очень «богатом» линиями лаймановском участке спектра с временем непрерывной экспозиции до 30 ч.. В отдельных случаях экспозиция может достигать до 140 ч. при высоком пространственном и спектральном разрешении В состав космического аппарата « Спектр-УФ » входят служебный модуль, стандартный для всех научных спутников серии «Спектр», телескоп Т-170 и отсек с комплексом научной аппаратуры Условия наблюдения предъявляют жесткие требования к параметрам наведения и стабилизации инструментов. Поэтому космический аппарат снабжен системой управления пространственной ориентации в качестве первичного контура и системой точного гидирования телескопа Т-170 – вторичный контур. Первичный контур обеспечивает предварительное наведение телескопа с точностью 1-2 ¢ . Затем изображение объекта приводится в заданное положение с более высокой точностью и стабилизируется. Во вторичном контуре малые смещения оптической оси телескопа компенсируются за счет наклонов вторичного зеркала. Это позволяет достигать весьма высокой точности стабилизации – около 0,1 ¢ ¢ . Прототип такой сложности системы доказал свою работоспособность во время полета обсерватории « Астрон » На участке запуска КА телескоп Т-170 закрыт пылезащитной крышкой. Телескоп оснащен блендой, защищающей зеркало от светового потока Земли, Луны и Солнца. После выхода на орбиту солнцезащитная бленда открывается и переводится в рабочее положение. В период выполнения наблюдений пылезащитная крышка открывается. С помощью микродвигателей управления аппарат наводится в сторону исследуемой части неба, и производятся его стабилизация в пространстве, гидирование и другие подготовительные операции Орбита для спутника « Спектр-УФ » выбиралась с учетом того, что телескоп должен работать на большом расстоянии от сильного источника засветки – земли, и параметры ее должны быть устойчивыми. Также важно, чтобы КА не пересекал околоземные радиационные пояса, влияющие на работу многих приборов, кроме того, параметры орбиты должны соответствовать задачам запуска обсерватории, а спутник необходимо наблюдать максимальное время. Как показали расчеты, выполненные в Институте астрономии РАИ, таким условиям удовлетворяет сильно вытянутая орбита со следующими начальными характеристиками: высота апогея – 300000 км , высота перигея – 500 км , наклонение – 51,5 ° и период обращения 7 суток. В течение 8 месяцев после запуска высота орбиты изменяется и становиться рабочей – 250000 x 40000 км , что позволит аппарату постоянно приходится находится вне радиационных поясов Интересно сравнить « HST » и « Спектр-УФ », « HST » из-за большего размера главного зеркала выигрывает на длинах волн более 140 нм и существенно проигрывает в более коротковолновом участке. Это связано с наличием « HST » четырех отражающих поверхностей – две дополнительные появились в результате ремонтных работ на орбите по коррекции оптического тракта телескопа. У телескопа Е-170 отражающих поверхностей только две. Поэтому низкоорбитальная обсерватория « HST » имеет не более половины общего наблюдательного времени, а у обсерватории « Спектр-УФ » этот показатель может достигать 0,85. количество квантов, собранных за достаточно длительный промежуток времени обсерваторией « Спектр-УФ », будет больше, чем у « HST » В составе комплекса научной аппаратуры « Спектр-УФ » входят четыре основных инструмента: Телескоп Т-170. построен по оптической схеме Ричи-Кретьена и имеет характеристики: диаметр главного зеркала – 170 см , фокусное расстояние – 17 м , поле зрения - 40 ¢ ( 20 см в фокальной плоскости), общая длина – 8,45 м и диаметр 2,01 м , расстояние между главным и вторичным зеркалами – 3,5 м , масса – 1700 кг Двойной эшельный спектрограф высокого разрешения (ДЭСВР) – предназначен для получения У ф спектров с высоким спектральным разрешением, позволяющим изучать контуры даже узких спектральных линий, ширина которых соответствует тепловым движениям в звездных атмосферах со скоростями около 5 км/сек. Основные параметры инструмента: спектральный диапазон – от 110 до 360 нм, разрешающая сила ( R = l / D l , D l = 1100-3500 Å) до 60000, при самом высоком разрешении чувствительности не хуже 16 m за 10 ч экспозиции (отношение сигнал/шум – S / N =10) или 11 m за то же время ( S / N =100) Роуландовский спектрограф (РС) – предназначен для регистрации спектров в лаймановском участке, а также для наблюдения предельно слабых объектов с низким разрешением в более длинноволновом участке до 450 нм. РС состоит из одной вогнутой решетки и имеет минимальные оптические потери. Параметры спектрографа: основной спектральный диапазон от 90 до 120 нм и разрешающая сила ( R ) достигает 10000 в участке 91,2-120 нм и 3000 – в участке 115-450 нм Камера поля (КП), или регистрации изображений объектов с высоким угловым разрешением. Работает в двух режимах (модах). Короткофокусная мода обеспечивает наблюдение предельно слабых объектов, а при работе в длиннофокусной моде обеспечивается высокое угловое разрешение. Параметры КП следующие: короткофокусная мода – рабочий диапазон длин волн от 91,2 до360 нм, поле зрения – 4, разрешение – не хуже 0,16 ¢ ¢ , предельная звездная величина ( V ) объекта за 1 ч наблюдений – 29 m ; длиннофокусная мода – поле зрения 24 m , разрешение в центральной области при применении специальных математических методов обработки изображения до 0,05 m , предельная величина ( V ) небесного объекта за 1 ч наблюдений - 24 m КА « Спектр-УФ » рассматривается как многоцелевая обсерватория, предназначенная для решения многих задач. Перечислим некоторые из них: газодинамические процессы, сопровождающие образование звезд; важнейшие показатели звезд – светимость и эффективную температуру; радиусы звезд, период пульсации, эволюция; химический состав звезд; межзвездная и межгалактическая среда; поиски областей звездообразования; галактики (исследование) Космический телескоп нового поколения: ключевой компонент космической программы NASA – космический телескоп следующего поколения ( NGST - Next Generation Spase Telescope ). Работа над ним начата в 1995 году, запуск намечается на 2008 год – год 50-й годовщины создания NASA . В 2008 году также исполняется 60 лет с тех пор, как Лайман Спицер предложил идею космического телескопа. Проект № 65Т – логическое развитие темы космического телескопа имени Хаббла Новый телескоп будет выведен на гелиоцентрическую орбиту с фиксированным положением вблизи второй точки Лагранта ( L 2 ) системы Солнце-Земля (1,5 млн. км от Земли в стороне, противоположной Солнцу), время полета до нее займет около 3 месяцев. Объектив нового телескопа – трех зеркальный анастигмат. Первичное зеркало диаметром 8 м сделано из бериллия. Оно состоит из центральной части диаметром 3,5 м и восьми лепестков, при выводе на орбиту лепестки сложены. Телескоп составлен из трех модулей: оптический, инструментальный (приемники излучения и управления), модуль поддержки, включающий защитный экран со стороны Солнца. В оптической части кроме основных зеркал имеются два небольших коррекционных зеркала для точной корректировки системы, исправления ошибок из-за гравитационных эффектов, градиентов температуры, краевых эффектов, старения. Телескоп будет охлаждаться до температуры ниже 50 К. он чувствителен к длинам волн от 0,6мм до более 10мм ( от красного до среднего инфракрасного) с максимумом чувствительности от 1 мм до 5 мм (ближний инфракрасный свет). Инструментальный модуль содержит камеру ближнего инфракрасного света с полем зрения 4 x 4 ¢ , охлаждаемую до 30 К , мультиобъектный спектрометр того же диапазона и камеру (спектрометр в диапазоне 5- 28 мм , приемник излучения в которой охлажден до 6 К) №6 S Т сможет наблюдать первые поколения звезд и галактик, включая отдельные районы интенсивного формирования звезд, протогалактические фрагменты, суперновые при красном смещении Z =5-20. №6 ST позволит увидеть отдельные звезды в близких галактиках, проникнет в пылевые облака вокруг районов зарождения звезд, обнаружит тысячи субзвезд и объектов пояса Койпера . Субзвезды – объекты с массой меньшими, чем минимальная звездная, излучающие в инфракрасном диапазоне за счет гравитационного сжатия) Новый телескоп сможет: детектировать самые ранние фазы формирования звезд и галактик – конец «темных веков»; разрешить первые галактические субструктуры , порядка отдельных скоплений звезд (размер 300 пк для 0,5 < Z < 5). Здесь требуется разрешение 0,060 ¢ ¢ на длине волны 2 мм ; выяснить основные спектральные свойства далеких галактик. Провести статистический анализ свойств галактик, с большим красным смешением на полях 4 x 4 ¢ (1 x 1 Мпк для 0,5 < Z < 5 ); обнаружить и исследовать запыленные районы, где скрыты области активного звездообразования и активные галактические ядра, в том числе для эпохи мощного звездообразования при Z =2; обнаруживать отдельные объекты, излучающие в среднем и дальнейшем инфракрасных диапазонах фона и получать их спектры вплоть до 28 мм Телескоп сможет исследовать все стадии формирования звезд и планетных систем от массивных оболочек вокруг протозвезд до пропланетных дисков вокруг молодых звезд главной последовательности. Он сможет наблюдать планеты типа Юпитера у всех одиночных звезд на расстояниях до 8 пк , получить первые прямые изображения и спектрограммы внесолнечных планет. Многие технические решения №6 ST и технологии (сверхлегкая активная криогенная оптика, устройства для опознания формы и исправления волнового фронта излучения, широкоформатные высокочувствительные инфракрасные детекторы, сверхлегкие солнечные экраны) могут быть применены в науке и промышленности уже в ближайшее время О создании крупного орбитального оптического телескопа Давно уже мечтали астрономы. Одним из первых и наиболее активных пропагандистов этой идеи стал в 40-50-х годах Л. Спицер из Принстонского университета. Еще в 1946 году он подготовил доклад (тогда секретный) о преимуществах космических наблюдений. В 1959, 1962 и 1965 годах на совещаниях астрономов США, посвященных выработке программы космических исследований, было рекомендовано начать работы по изучению проекта «Большой космический телескоп», а осенью 1971 года НАСА организовало комитет по разработке этого проекта, с которого и ведет свое начало программа Космического телескопа им. Хаббла В 1973 году рабочая группа специалистов под руководством Ч. О ¢ Делла приступила к предварительной проработке основных вариантов конструкции «Большого космического телескопа», завершившейся в 1977 году создание рабочей группы Космического телескопа им. Хаббла. К этому времени телескоп утратил наименование «большого», диаметр его главного зеркала был уменьшен с 3 до 2,4 м . Дело в том, что разработчикам стали известны параметры МТКК – транспортной системы для вывода телескопа на орбиту. В грузовом отсеке МТКК можно разместить телескоп с диаметром зеркала до 3.2 м , но тогда массивные блоки служебных систем спутника (т.е. систем ориентации, энергопитания, связи) пришлось бы расположить за главным зеркалом, и для такого спутника с большим моментом инерции потребовалось разработать мощную и дорогую систему ориентации В варианте с 2,4-метровым зеркалом служебные системы скомпонованы в виде тора, окружающего главное зеркало, благодаря чему момент инерции спутника сильно уменьшится. Теперь спутник официально называется Космический телескоп им. Хаббла, в честь Э. Хаббла, открывшего расширение Вселенной Ограничение на длину инструмента и потребность иметь большое поле зрения привели к выбору оптической системы Ричи-Кретьена , в которая широко применяется и в современных наземных рефракторах. Главное и вторичное зеркала соответственно имеют форму вогнутого и выпуклого гиперболоидов и находятся на расстоянии 4,9 м друг от друга (эквивалентное фокусное расстояние 58 м ). К качеству изготовления оптики предъявлялись исключительно высокие требования: например, поверхность главного зеркала не должна отклонятся от расчетной более чем на 10 нм Оптические детали телескопа крепятся к ферме из графито-эпоксидного композиционного материала, способной сохранять их взаимное расположение с точностью до 1 мкм, несмотря на перепады температуры. Требования к механической прочности конструкции связаны с 3-4 кратными перегрузками, возможными при взлете и посадке МТКК, а отнюдь не с условиями работы телескопа на орбите. Общая масса спутника 10.4 т В отличи и от наземных телескопов Космический телескоп им. Хаббла будет работать и при ярком солнечном свете. Поэтому передний конец трубы телескопа существенно удлинен за счет светозащитной бленды, внутри трубы имеется система диафрагм, покрытых «особо» черной краской, способной отражать менее 1% падающего света и не давать бликов. Несмотря на эти меры, по-настоящему «темное» небо телескоп сможет регистрировать только тогда, когда объект наблюдения находится на угловых расстояниях более 50 ° от Солнца, 70 ° от освещенной части Земли и 15 ° от Луны Система ориентации Космического телескопа им. Хаббла построена на основе силовых гироскопов. Грубое наведение с точностью 1 ¢ будет осуществляется с помощью звездных датчиков и гироскопов – датчиков скорости (положение их осей время от времени должно уточнятся по звездам). Однако расчетное качество изображения, получаемое с помощью 2,4-метрового телескопа на длине волны 0,5 мкм, равно 0,05 ¢ ¢ , и чтобы использовать это преимущество перед наземными инструментами, требуе
Меню сайта

Свой бизнес




Форма входа



Рекламные баннеры для сайта

Поиск

ЧАЙ-РЕЦЕПТЫ-ЛЕГЕНДЫ

Календарь
«  Сентябрь 2019  »
ПнВтСрЧтПтСбВс
      1
2345678
9101112131415
16171819202122
23242526272829
30
Наш опрос
Оцените мой сайт
Всего ответов: 65
Статистика

Онлайн всего: 1
Гостей: 1
Пользователей: 0
Свой бизнес