Астраномія
Выдавец: Выдавецтва БДУ
Памер: 224с.
Мінск 2003
Асноўнымі аптычнымі параметрамі тэлескопа з’яўляюцца: бач-нае павелічэнне і распазнавальная здольнасць.
Бачнае павелічэнне (G) аптычнай сістэмы — гэта адносіны вуг-ла, пад якім назіраецца відарыс, атрыманы аптычнай сістэмай прылады, да вуглавога памеру аб'екта пры назіранні яго непасрэд-на вокам. Бачнае павелічэнне тэлескопа можна разлічыць па фор-муле:
/~< ___ ао
ак
МЕТАДЫ ДАСЛЕДАВАННЯ НЯБЕСНЫХ ЦЕЛ
дзе Fa6 і Аік — фокусныя адлегласці аб’ектыва і акуляра.
Для атрымання значнага павелічэння аб’ектывы ў тэлеско-пах павінны быць даўгафокуснымі (фокусная адлегласць у не-калькі метраў), а акуляры — караткафокуснымі (некалькі мілімет-раў). Неспакойная атмасфера Зямлі выклікае дрыжанне і скажэнне відарыса, размывае яго дэталі. Таму нават на буйных тэлескопах рэдка выкарыстоўваюць павелічэнне большае, чым у 500 разоў.
Пад распазнавальнай здольнасцю аптычнага тэлескопа разуме-юць найменшую вуглавую адлегласць паміж дзвюма зоркамі, якія могуць быць бачныя ў тэлескоп асобна. Тэарэтычна распазнаваль-ная здольнасць (у секундах дугі) візуальнага тэлескопа для жоўта-зялёных прамянёў, да якіх найбольш адчувальнае вока чалавека, можа бьшь ацэнена пры дапамозе формулы:
140" т D
дзе D — дыяметр аб’ектыва тэлескопа ў міліметрах. На практыцы з-за пастаянных перамяшчэнняў паветраных мас распазнавальная здольнасць тэлескопаў зніжаецца. У выніку наземныя тэлескопы, як правіла, забяспечваюць распазнавальную здольнасць каля 1", і толькі ў рэдкіх выпадках, пры вельмі спрыяльных атмасферных умовах, можна дасягнуць распазнавальнай здольнасці ў некалькі дзесятых доляў секунды.
3 1995 г. працуюць два аднолькавыя 10-метровыя тэлескопы «Кек-1» і «Кек-2» у абсерваторыі Маўна-Кеа (ЗША). Кожнае лю-стра ў іх складаецца з 36 сегментаў. Якасць відарыса забяспечвае адаптыўная оптыка, якая кіруе кожным сегментам люстра. Па рас-пазнавальнай здольнасці такі тэлескоп набліжаецца да касмічнага. Абсерваторыя знаходзіцца на вышыні 4250 м над Ціхім акіянам на Гавайскіх астравах.
114
МЕТАДЫ ДАСЛЕДАВАННЯ НЯБЕСНЫХ ЦЕЛ
Оптыка Касмічнага тэлескопа Хабла (рыс. 17.8) набліжаецца да ідэальнай аптычнай сістэмы. Па-за атмасферай люстра гэтага тэлеско-па дыяметрам 2,4 м дае магчымасць дасягнуць распазнавання 0,06".
Значныя магчымасці ёсць у тэлескопа VLT (ад англ. Very Large Telescope— вельмі вялікі тэлескоп), які належыць еўрапейскім краі-нам і ўстаноўлены на гары Параналь (вышыня 2635 м) на поўначы Чылі. Тэлескоп VLT складаецца з чатырох тэлескопаў дыяметрам па 8,2 м кожны. Крайнія тэлескопы разнесены адзін ад аднаго на ад-легласць 200 м, што дае магчымасць усяму комплексу прылад пра-цаваць у рэжыме аптычнага інтэрферометра. Гэта азначае, што калі тэлескоп накіраваны на адну і тую ж зорку, то сабранае імі выпра-мяненне падсумоўваецца, а распазнавальная здольнасць тэлескопаў, якія сумесна працуюць, эквівалентная выкарыстанню люстра дыя-метрам 200 м.
Колькасць пабудаваных ва ўсім свеце тэлескопаў з дыяметрам люстра больш за шэсць метраў набліжаецца да дваццаці (гл. Дада-так 13).
Сабранае аб’ектывам тэлескопа выпрамяненне рэгіструецца і аналізуецца прыёмнікам выпрамянення. На працягу першых двух з паловай стагоддзяў з пачатку тэлескапічнай эры адзіным прыём-нікам выпрамянення служыла вока чалавека. Але гэта не толькі не вельмі адчувальны, але і дастаткова суб’ектыўны прыёмнік выпра-мянення. 3 сярэдзіны XIX ст. у астраноміі пачалі шырока выка-рыстоўвацца фатаграфічныя метады. Фатаграфічныя матэрыялы (фо-тапласцінкі, фотаплёнкі) маюць шэраг каштоўных пераваг у параўнанні з чалавечым вокам. Фотаэмульсія здольная падсумоўваць энергію, што падае на яе, г. зн. пры павелічэнні вытрымкі на негатыве мож-на сабраць больш святла. Фатаграфія дазваляе дакументаваць па-дзеі, таму што негатывы могуць захоўвацца на працягу доўгага часу.
Рыс. 17.8. Касмічны тэлескоп Хаб-ла (ЗША): 1 — галоўнае люстра; 2 — модуль абслуговых сістэм;
3 — другаснае люстра; 4 — пры-стасаванне для аховы ад бакавых прамянёў; 5 — накрыўка; 6 — адсек абсталявання; 7 — сонеч-ныя батарэі; 8 — камера слабых аб'ектаў; 9— высакаскорасны спектрограф; 10 — шырокаву-гольная і планетная камеры; 11 — інструментальны адсек; 12 — спектрограф слабых аб'ектаў;
13— спектрограф высокага рас-пазнавання; 14 — датчыкі даклад-нага гідзіравання
115
Фотапласцінкі маюць панарамнасць, г. зн. могуць адначасова і да-кладна фіксаваць мноства аб’ектаў.
Самыя буйныя сучасныя тэлескопы кіруюцца камп’ютэрамі, а атрыманыя відарысы касмічных аб’ектаў фіксуюцца ў форме, якая апрацоўваецца камп’ютэрнымі праграмамі. Фатаграфія амаль выйшла з ужытку. У апошнія дзесяцігоддзі атрымалі шырокае рас-паўсюджванне фотаэлектрычныя прыёмнікі выпрамянення, звесткі ад якіх перадаюцца непасрэдна на камп’ютэр. Да такіх прылад адно-сяцца ПЗС-матрыцы (прылады з зарадавай сувяззю). ПЗС-матры-ца — гэта інтэгральная схема, размешчаная на паўправадніковым матэрыяле, якая пераўтварае светлавую энергію выпрамянення ў энергію электрычнага току. Сіла току прапарцыянальная інтэн-сіўнасці светлавога патоку. Такія прылады маюць высокую эфек-тыўнасць у рэгістрацыі светлавых квантаў (квантавы выхад): вы-карыстоўваецца да 80 % ад агульнай іх колькасці. Для параўнання: квантавы выхад нашага вока — 3 %, а фотаэмульсіі — усяго 1 %. Гэта азначае, што тэлескоп, абсталяваны ПЗС-матрыцай, можа рэ-гістраваць святло ад аб’ектаў амаль у 20 разоў слабейшых, чым пры візуальным назіранні. Акрамя таго, атрыманая інфармацыя запіс-ваецца на магнітныя носьбіты ў лічбавым фармаце і захоўваецца з часам (у адрозненне ад фатаграфічнай эмульсіі); можа шматра-зова капіравацца і рассылацца розным даследчыкам. Камп’ютэрная апрацоўка відарыса дае магчымасць пазбавіцца ад перашкод і фону, што ствараюцца за кошт рассейвання святла ў атмасферы Зямлі і турбулентнасці атмасферы.
3. Радыётэлескопы. Вывучэннем касмічных радыёкрыніц зай-маецца радыёастраномія. Яна ўзнікла ў 1931 г., калі выпадкова было выяўлена радыёвыпрамяненне Млечнага Шляху. Праз 15 гадоў у сузор’і Лебедзя знайшлі першую кропкавую крыніцу радыёхваль — слабую галактыку, якую потым удалося разгледзець у аптычным
МЕТАДЫ ДАСЛЕДАВАННЯ НЯБЕСНЫХ ЦЕЛ
дыяпазоне.
Радыёвыпрамяненне, якое даходзіць да Зямлі ад большасці ня-бесных аб’ектаў, вельмі слабае. Для выяўлення і прыёму касмічнага радыёвыпрамянення выкарыстоўваюцца прылады, якія атрымалі на-зву радыётэлескопаў. Радыётэлескопы складаюцца з антэннага ўстройства і адчувальнай прыёмнай сістэмы. Прыёмная сістэма, ці радыёметр, узмацняе прынятае антэнай радыёвыпрамяненне і пера-ўтварае яго ў зручную для далейшай апрацоўкі форму.
Асноўнае прызначэнне антэннага ўстройства — сабраць максі-мальную колькасць энергіі, што прыносіцца радыёхвалямі ад аб’ек-та. У якасці антэны выкарыстоўваецца суцэльнае металічнае ці сет-каватае люстра ў форме парабалоіда. Антэна радыётэлескопа адрозніваецца ад звычайных антэн радыёсувязі высокай накіраванас-
116
МЕТАДЫ ДАСЛЕДАВАННЯ НЯБЕСНЫХ ЦЕЛ
Рыс. 17.9. Паўночны сектар радыётэ-лескопа РАТАН-600
цю, г. зн. здольнасцю вылучаць ра-дыёвыпрамяненне невялікага ўчас-тка неба. У фокусе парабалоіда змяшчаецца апрамяняльнік — пры-лада, якая збірае радыёвыпрамя-ненне, накіраванае на яго люстрам. Апрамяняльнік перадае прынятую энергію на прыёмнае ўстройства, дзе сігнал узмацняецца, дэтэктыру-ецца і рэгіструецца.
Радыётэлескопы вельмі вялікага памеру могуць будавацца з асобных люстраў, кожнае з якіх факусіруе выпрамяненне, якое прымае, на адзін апрамяняльнік. Прыкладам з’яўляецца расійскі радыётэлескоп РАТАН-600 (рыс. 17.9). Антэна гэтага тэлескопа ўяўляе сабой замкнёнае кальцо дыяметрам каля 600 м, складзенае з 895 плоскіх люстраў памерамі 2,1x7,4 м, якія ўтвараюць сегменты парабалоіда. Кожнае люстра можа перамяшчацца крышку назад-уперад і, галоўнае, паварочвацца ўгару ў межах 70°. Кіраванне па-нелямі ажыццяўляецца з дапамогай камп’ютэра, таму ў час на-зіранняў антэна можа заставацца наведзенай на адзін і той жа
пункт вярчальнага купала неба.
Магутнасць радыёсігналу, які трапляе на ўваход прыёмніка, пра-ма прапарцыянальная плошчы антэны. Таму антэна большага паме-ру з адным і тым жа прыёмнікам забяспечвае лепшую адчуваль-насць, г. зн. дае магчымасць выявіць слабыя крыніцы з малой магутнасцю выпрамянення. Антэны самых буйных радыётэлескопаў дасягаюць соцень метраў. Буйны радыётэлескоп з вярчальным ме-талічным рэфлектарам дыяметрам 100 м знаходзіцца недалёка ад го-
Рыс. 17.10. Гіганцкі радыётэлескоп у чашы кратэра (Пуэрта-Рыка)
рада Бона ў Германіі. Нерухомая антэна ў Арэсіба (Пуэрта-Рыка), якая размешчана ў кратэры патух-лага вулкана, мае дыяметр 305 м (рыс. 17.10). Для таго каб змяніць напрамак прыёму выпрамянення, у гэтым радыётэлескопе перастаўля-юць апрамяняльнік.
Калі радыёвыпрамяненне кры-ніцы адначасова ўспрымаецца дзвюма і болей антэнамі, якія раз-мешчаны на некаторай адлегласці адна ад адной, а потым гэтыя сігналы падсумоўваюцца, то ў вы-ніку інтэрферэнцыі радыёсігналаў
117
распазнавальная здольнасць тэлескопаў значна ўзрастае. Такі інструмент называецца радыёінтэрферометрам. На рыс. 17.11 пака-зана схема работы радыёінтэрферометра, які складаецца з двух ра-дыётэлескопаў. Адлегласць D, што іх раздзяляе, можа складаць сотні і нават тысячы кіламетраў. Напрыклад, шматэлементны ра-дыёінтэрферометр VLA (штат Нью-Мексіка, ЗША) складаецца з 27 індывідуальных 25-метровых парабалоідаў, якія разнесены на 25 км. Радыёінтэрферометры са звышдоўгай базай аб’ядноўваюць разнесеныя на тысячы кіламетраў радыётэлескопы. 3 іх дапамогай змаглі атрымаць вуглавое распазнаванне каля 0,0001".
Радыёхвалі свабодна праходзяць скрозь вялізныя міжзорныя га-запылавыя воблакі і атмасферу Зямлі. Таму метады радыёастраноміі вельмі важныя для вывучэння, напрыклад, цэнтральных раёнаў Млечнага Шляху і іншых галактык, паколькі аптычныя хвалі, што ідуць з гэтых зон, поўнасцю паглынаюцца. Так, даследаванне вы-прамянення міжзорнага вадароду на хвалі 21 см дало магчымасць лепш зразумець структуру нашай Галактыкі і выявіць яе спіраль-ныя рукавы. Дзякуючы радыёастраноміі былі адкрыты квазары і пульсары.
У большай ці меншай ступені радыёвыпрамяняльную здоль-насць маюць усе галактыкі. Але некаторыя з іх адрозніваюцца павышанай актыўнасцю. (На рыс. 17.12 паказана сумяшчэнне ап-тычнай фатаграфіі і ліній інтэнсіўнасці радыёвыпрамянення радыё-галактыкі Цэнтаўр А.)
КНІГІ ОНЛАЙН
