Подпишитесь на наши новости
Вернуться к началу с статьи up
 

АСТРОНОМИ́ЧЕСКИЕ ИНСТРУМЕ́НТЫ И ПРИБО́РЫ

  • рубрика

    Рубрика: Физика

  • родственные статьи
  • image description

    В книжной версии

    Том 2. Москва, 2005, стр. 409-410

  • image description

    Скопировать библиографическую ссылку:




Авторы: А. М. Черепащук

АСТРОНОМИ́ЧЕСКИЕ ИНСТРУМЕ́НТЫ И ПРИБО́РЫ, ап­па­ра­ту­ра для вы­пол­не­ния ас­тро­но­мич. на­блю­де­ний и их об­ра­бот­ки. Осн. ин­ст­ру­мент для ас­тро­но­мич. на­блю­де­ний – те­ле­скоп. Он вы­де­ля­ет на­прав­ле­ние на ис­сле­дуе­мый объ­ект и стро­ит его изо­бра­же­ние. В за­ви­си­мо­сти от ис­поль­зуе­мо­го объ­ек­ти­ва, те­ле­ско­пы де­лят­ся на лин­зо­вые (реф­рак­то­ры), зер­каль­ные (реф­лек­то­ры) и зер­каль­но-лин­зо­вые те­ле­ско­пы.

Осн. ха­рак­те­ри­сти­ки те­ле­ско­па – это раз­ре­шаю­щая спо­соб­ность, со­би­раю­щая пло­щадь и по­ле зре­ния. Тео­ре­тич. раз­ре­шаю­щая спо­соб­ность те­ле­ско­па (спо­соб­ность раз­ре­шать мел­кие де­та­ли изо­бра­же­ния) обу­слов­ле­на вол­но­вой при­ро­дой све­та и оп­ре­де­ля­ет­ся от­но­ше­ни­ем дли­ны вол­ны элек­тро­маг­нит­но­го из­лу­че­ния к диа­мет­ру объ­ек­ти­ва. Для круп­ней­ших оп­тич. те­ле­ско­пов, напр. для 6-мет­ро­во­го те­ле­ско­па РАН на Сев. Кав­ка­зе, тео­ре­тич. раз­ре­шаю­щая спо­соб­ность со­став­ля­ет со­тые до­ли уг­ло­вой се­кун­ды. Од­на­ко из-за ис­ка­жаю­ще­го влия­ния ат­мо­сфер­ной тур­бу­лент­но­сти та­кая раз­ре­шаю­щая спо­соб­ность, как пра­ви­ло, не дос­ти­га­ет­ся, и изо­бра­же­ние звез­ды в круп­ный те­ле­скоп, по­лу­чен­ное обыч­ным ме­то­дом с боль­шой экс­по­зи­ци­ей, име­ет лож­ный диск диа­мет­ром по­ряд­ка уг­ло­вой се­кун­ды и бо­лее.

Совр. круп­ные те­ле­ско­пы – это ре­флек­то­ры с гл. зер­ка­лом диа­мет­ром 8–10 м. Гл. зер­ка­ло срав­ни­тель­но тон­кое (тол­щи­ной все­го ок. 20 см) и из­го­тав­ли­ва­ет­ся из кри­стал­лич. стек­ла (си­тал­ла) с очень ма­лым ко­эф. те­п­ло­во­го рас­ши­ре­ния. Зер­ка­ло по­ме­ща­ет­ся в оп­ра­ву, со­дер­жа­щую неск. со­тен раз­гру­зоч­ных ак­тив­ных опор. Спец. ком­пь­ю­тер­ные сис­те­мы, ис­поль­зуя од­ну из звёзд по­ля зре­ния как стан­дарт­ную, в ре­аль­ном вре­ме­ни из­ме­ня­ют фи­гу­ру гл. зер­ка­ла, что по­зво­ля­ет час­тич­но ком­пен­си­ро­вать ат­мо­сфер­ные ис­ка­же­ния при­ни­мае­мо­го вол­но­во­го фрон­та и до­би­вать­ся раз­ре­шаю­щей спо­соб­но­сти в де­ся­тые до­ли уг­ло­вой се­кун­ды. Это т. н. ак­тив­ная оп­тика те­ле­ско­па. В по­след­ние го­ды всё боль­шее рас­про­стра­не­ние по­лу­ча­ют адап­тив­ные сис­те­мы по­строе­ния изо­бра­же­ния в те­ле­ско­пе, ко­то­рые по­зво­ля­ют поч­ти пол­но­стью ком­пен­си­ро­вать ат­мо­сфер­ные по­ме­хи и дос­ти­гать (по край­ней ме­ре, в ближ­нем ин­фра­крас­ном диа­па­зо­не) тео­ре­тич. раз­ре­шаю­щей спо­соб­но­сти круп­но­го те­ле­ско­па. Осо­бен­но важ­но и да­же не­об­хо­ди­мо при­ме­не­ние адап­тив­ных сис­тем в пла­ни­руе­мых ги­гант­ских на­зем­ных оп­тич. те­ле­ско­пах с эф­фек­тив­ным диа­мет­ром гл. зер­ка­ла в 30 м и да­же 100 м. Та­кие зер­ка­ла бу­дут уже не сплош­ны­ми, а со­став­ны­ми, со­стоя­щи­ми из со­тен срав­ни­тель­но не­боль­ших зер­кал, свет от ко­то­рых со­би­ра­ет­ся в об­щем фо­ку­се с по­мо­щью ла­зер­ных сис­тем кон­тро­ля и ком­пь­ю­тер­ных сис­тем сле­же­ния. Со­став­ные гл. зер­ка­ла ис­поль­зу­ют­ся в уже ра­бо­таю­щих 10-мет­ро­вых те­ле­ско­пах об­сер­ва­то­рии им. У. М. Ке­ка (США). Ес­ли сни­мать изо­бра­же­ние объ­ек­та с очень ко­рот­кой экс­по­зи­ци­ей на круп­ном те­ле­ско­пе и за­тем при­ме­нять спец. ме­то­ды об­ра­бот­ки изо­бра­же­ния, то мож­но для яр­ких объ­ек­тов так­же дос­тичь тео­ре­тич. раз­ре­шаю­щей спо­соб­но­сти по­ряд­ка со­той до­ли уг­ло­вой се­кун­ды (ме­тод спекл-ин­тер­фе­ро­мет­рии).

Со­би­раю­щая пло­щадь совр. круп­ных те­ле­ско­пов в мил­лио­ны раз боль­ше площа­ди зрач­ка че­ло­ве­че­ско­го гла­за, а совр. при­бо­ры за­ря­до­вой свя­зи (ПЗС-при­ём­ни­ки) ре­ги­ст­ри­ру­ют до 90% па­даю­ще­го из­лу­че­ния. По­это­му круп­ным те­ле­ско­пам дос­туп­ны для ис­сле­до­ва­ния звёз­ды до 26–28-й звёзд­ной ве­ли­чи­ны, что в сот­ни мил­лио­нов и мил­ли­ар­ды раз сла­бее звёзд, дос­туп­ных на­блю­де­нию не­воо­ру­жён­ным гла­зом.

По­ле зре­ния круп­но­го те­ле­ско­па обыч­но со­став­ля­ет де­сят­ки уг­ло­вых ми­нут. При­ме­не­ние спец. лин­зо­вых кор­рек­то­ров, ус­та­нав­ли­вае­мых вбли­зи фо­каль­ной плос­ко­сти объ­ек­ти­ва, по­зво­ля­ет уве­ли­чить по­ле зре­ния до 1–2°. Ог­ра­ни­чи­ва­ет­ся по­ле зре­ния те­ле­ско­па разл. вне­осе­вы­ми абер­ра­ция­ми – ко­мой, ас­тиг­ма­тиз­мом, кри­виз­ной по­ля. Совр. круп­ные те­ле­ско­пы ча­ще все­го ус­та­нав­ли­ва­ют­ся на ази­му­таль­ной ви­лоч­ной мон­ти­ров­ке, а ком­пен­са­ция су­точ­но­го дви­же­ния не­бес­ной сфе­ры и вра­ще­ния по­ля зре­ния те­ле­ско­па осу­ще­ст­в­ля­ют­ся спец. ав­то­ма­ти­зи­ро­ван­ны­ми ком­пь­ю­тер­ны­ми сис­те­ма­ми.

Для сол­неч­ных ис­сле­до­ва­ний при­ме­ня­ют­ся го­ри­зон­таль­ные или вер­ти­каль­ные сол­неч­ные те­ле­ско­пы, ко­то­рые рас­по­ла­га­ют­ся не­под­виж­но, а ком­пен­са­ция су­точ­но­го дви­же­ния Солн­ца осу­ще­ст­в­ля­ет­ся с по­мо­щью спец. под­виж­ной сис­те­мы зер­кал – це­ло­ста­та. Для уст­ра­не­ния ис­ка­жаю­ще­го дей­ст­вия тур­бу­лент­ных по­то­ков воз­ду­ха в тру­бе те­ле­ско­па ис­поль­зу­ют­ся ва­ку­ум­ные сол­неч­ные те­ле­ско­пы, у ко­то­рых в тру­бе соз­да­ёт­ся зна­чит. раз­ре­же­ние воз­ду­ха.

В ра­дио­ас­тро­но­мич. ис­сле­до­ва­ни­ях при­ме­ня­ют­ся ра­дио­те­ле­ско­пы с ан­тен­на­ми диа­мет­ром в де­сят­ки и сот­ни мет­ров, а так­же ин­тер­фе­ро­мет­ры, со­стоя­щие из де­сят­ков и со­тен 10–20-мет­ро­вых ан­тенн, син­хрон­но на­во­дя­щих­ся на ис­сле­дуе­мый объ­ект (см. Апер­тур­ный син­тез). У не­ко­то­рых ра­дио­те­ле­ско­пов, напр. у 300-мет­ро­во­го ра­дио­те­ле­ско­па в Аре­си­бо (Пу­эр­то-Ри­ко) и у 600-мет­ро­во­го ра­дио­те­ле­ско­па РАТАН-600 (Сев. Кав­каз), для на­ве­де­ния на объ­екты ис­поль­зу­ет­ся су­точ­ное вра­ще­ние Зем­ли. Ши­ро­ко при­ме­ня­ет­ся в ра­дио­астро­но­мии ме­тод меж­кон­ти­нен­таль­ной ра­дио­ин­тер­фе­ро­мет­рии, ко­гда изо­бра­же­ние од­но­го и то­го же объ­ек­та за­пи­сы­ва­ет­ся на раз­ных ра­дио­те­ле­ско­пах, раз­не­сён­ных на рас­стоя­ния по­ряд­ка диа­мет­ра зем­но­го ша­ра (ок. 12 тыс. км). За­тем эти изо­бра­же­ния ана­ли­зи­ру­ют­ся в од­ном цен­тре (кор­ре­ля­то­ре) с ис­поль­зо­ва­ни­ем сис­тем син­хро­ни­за­ции на ба­зе атом­ных стан­дар­тов час­то­ты. Та­ким ме­то­дом дос­ти­га­ет­ся уг­ло­вое раз­ре­ше­ние вплоть до 10–4 уг­ло­вой се­кун­ды.

С по­верх­но­сти Зем­ли уда­ёт­ся на­блю­дать так­же ин­фра­крас­ное из­лу­че­ние не­бес­ных тел (в т. н. ок­нах про­зрач­но­сти зем­ной ат­мо­сфе­ры) и жё­ст­кое гам­ма-из­лу­че­ние с ис­поль­зо­ва­ни­ем яв­ле­ния ши­ро­ких ат­мо­сфер­ных лив­ней, при ко­то­рых при­ход гам­ма-кван­та вы­со­кой энер­гии в зем­ную ат­мо­сфе­ру по­ро­ж­да­ет кас­кад­ное ро­ж­де­ние и рас­про­стра­не­ние эле­мен­тар­ных час­тиц.

По­сколь­ку зем­ная ат­мо­сфе­ра про­зрач­на лишь в ви­ди­мом и ближ­нем ин­фра­крас­ном диа­па­зо­не длин волн, для ас­тро­но­мич. ис­сле­до­ва­ний в ульт­ра­фио­ле­то­вом, рент­ге­нов­ском и гам­ма-диа­па­зо­не ис­поль­зу­ют вне­ат­мо­сфер­ные те­ле­ско­пы, ус­та­нов­лен­ные на кос­мич. ап­па­ра­тах. Кос­ми­че­ские те­ле­ско­пы ра­бо­та­ют так­же в ви­ди­мом и ин­фра­крас­ном диа­па­зо­нах, по­сколь­ку уст­ра­ня­ет­ся ис­ка­жаю­щее дей­ст­вие зем­ной ат­мо­сфе­ры. С 1990 на ор­би­те во­круг Зем­ли ра­бо­та­ет кос­мич. те­ле­скоп им. Э. Хабб­ла с диа­мет­ром зер­ка­ла 2,4 м. С по­мо­щью это­го те­ле­ско­па по­лу­че­ны мно­го­числ. вы­со­ко­ка­че­ст­вен­ные сним­ки га­лак­тик, звёзд, об­лас­тей звез­до­об­ра­зо­ва­ния и т. п. С по­мо­щью те­ле­ско­па, ус­та­нов­лен­но­го на ас­т­ро­мет­рич. спут­ни­ке «Гип­пар­кос», из­ме­ре­ны ко­ор­ди­на­ты, па­рал­лак­сы и соб­ст­вен­ные дви­же­ния сот­ни ты­сяч звёзд с по­греш­но­стью 0,002 уг­ло­вой се­кун­ды.

Рент­ге­нов­ские и гам­ма-на­блю­де­ния не­бес­ных тел по­зво­ля­ют изу­чать про­цес­сы в кос­мич. про­стран­ст­ве, свя­зан­ные с ги­гант­ским вы­де­ле­ни­ем энер­гии, – ак­кре­цию ве­ще­ст­ва в двой­ных сис­те­мах на ней­трон­ные звёз­ды и чёр­ные ды­ры, взаи­мо­дей­ст­вие кос­мич. лу­чей с га­зом Га­лак­ти­ки, кос­мич. гам­ма-вспле­ски и т. п. Для рент­ге­нов­ских и гам­ма-на­блю­де­ний применяют спец. те­ле­ско­пы, в ко­то­рых изо­бра­же­ние объ­ек­та стро­ит­ся ли­бо с по­мо­щью сис­те­мы «ко­ди­ро­ван­ная мас­ка плюс ко­ор­ди­нат­но-чув­ст­ви­тель­ный де­тек­тор» (в жё­ст­ком гам­ма-диа­па­зо­не), ли­бо зер­кал ко­со­го па­де­ния (в мяг­ком рент­ге­нов­ском диа­па­зо­не). Кро­ме то­го, для из­ме­ре­ния по­то­ка в рент­ге­нов­ских лу­чах поль­зу­ют­ся га­зо­вы­ми про­пор­цио­наль­ны­ми счёт­чи­ка­ми. При­ме­не­ние столь спе­ци­фич­ной ап­па­ра­ту­ры свя­за­но с тем, что рент­ге­нов­ские и гам­ма-лу­чи не пре­лом­ля­ют­ся и не от­ра­жа­ют­ся в обыч­ных ус­ло­ви­ях. Для по­лу­че­ния спек­тров рент­ге­нов­ско­го и гам­ма-из­лу­че­ния ис­поль­зу­ет­ся яв­ле­ние ди­фрак­ции из­лу­че­ния на ато­мах в уз­лах кри­стал­лич. ре­шё­ток не­ко­то­рых кри­стал­лов.

Ней­трин­ные те­ле­ско­пы и де­тек­то­ры рас­по­ло­же­ны глу­бо­ко под зем­лёй для уст­ра­не­ния влия­ния фо­но­во­го из­лу­че­ния кос­мич. час­тиц. В ка­че­ст­ве ра­бо­чих тел ис­поль­зу­ют­ся ве­ще­ст­ва с от­но­си­тель­но боль­шой ве­ро­ят­но­стью за­хва­та ней­три­но (хлор, гал­лий и др.). В ре­зуль­та­те взаи­мо­дей­ст­вия этих ве­ществ с ней­три­но об­ра­зу­ют­ся ра­дио­ак­тив­ные изо­то­пы ато­мов, ко­то­рые в даль­ней­шем мож­но за­ре­ги­ст­ри­ро­вать фи­зи­ко-хи­мич. ме­то­да­ми. При­ме­ня­ют­ся так­же ней­трин­ные те­ле­ско­пы, ра­бо­та ко­то­рых ос­но­ва­на на ре­ги­ст­ра­ции че­рен­ков­ско­го из­лу­че­ния, воз­ни­каю­ще­го при рас­сея­нии ней­три­но на элек­тро­нах. По­сколь­ку ве­ро­ят­ность взаи­мо­дей­ст­вия ней­три­но с ве­ще­ст­вом чрез­вы­чай­но ма­ла (ней­три­но сво­бод­но вы­хо­дят да­же из цен­тра Солн­ца), для ре­ги­ст­ра­ции кос­мич. ней­три­но ис­поль­зу­ют боль­шие мас­сы (де­сят­ки и сот­ни тонн) ра­бо­че­го ве­ще­ст­ва и дли­тель­ные вре­ме­на на­ко­п­ле­ния (неск. ме­ся­цев).

В нач. 21 в. вве­дён в строй гра­ви­та­ци­он­но-вол­но­вой те­ле­скоп LIGO (США). Из-за чрез­вы­чай­ной сла­бо­сти гра­ви­та­ци­он­но­го взаи­мо­дей­ст­вия соз­да­ние те­ле­ско­па для приё­ма гра­ви­та­ци­он­ных волн пред­став­ля­ет со­бой слож­ную и до­ро­го­стоя­щую задачу.

По­ми­мо те­ле­ско­пов, в ас­тро­но­мии ши­ро­ко при­ме­ня­ют­ся разл. при­ём­ни­ки из­лу­че­ния, ус­та­нав­ли­вае­мые в фо­ку­се те­ле­ско­па. В ви­ди­мом и ульт­ра­фио­ле­то­вом диа­па­зо­нах – это фо­то­ум­но­жи­те­ли и ПЗС-мат­ри­цы. В ин­фра­крас­ном диа­па­зо­не – ох­ла­ж­дае­мые ПЗС-мат­ри­цы на ба­зе ан­ти­мо­ни­да ин­дия, а так­же бо­ло­мет­ры, глу­бо­ко ох­ла­ж­дае­мые жид­ким ге­ли­ем.

В ра­дио­диа­па­зо­не в ка­че­ст­ве вы­со­кочув­ст­ви­тель­ных при­ём­ных уст­ройств при­ме­ня­ют разл. ра­дио­мет­ры, для ра­дио­спек­тро­ско­пии – спец. мно­го­ка­наль­ные при­ём­ни­ки из­лу­че­ния в разл. ра­дио­ли­ни­ях и не­пре­рыв­ном спек­тре. Для ис­сле­до­ва­ния ли­ней­ной и кру­го­вой по­ля­ри­за­ции ра­дио­волн ис­поль­зу­ют ра­дио­по­ля­ри­мет­ры.

Для спек­тро­ско­пии не­бес­ных тел в ульт­ра­фио­ле­то­вом, ви­ди­мом и ин­фра­крас­ном диа­па­зо­нах спек­тра ши­ро­ко при­ме­ня­ют­ся разл. ас­т­рос­пек­тро­гра­фы. Из­ме­ре­ния бле­ска не­бес­ных све­тил про­во­дят­ся с по­мо­щью элек­тро­фо­то­мет­ров (см. Ас­т­ро­фо­то­метр), од­но­ка­наль­ных и мно­го­ка­наль­ных, на ба­зе неск. фо­тоум­но­жи­те­лей или с ис­поль­зо­ва­ни­ем ПЗС-мат­ри­цы. По­ля­ри­за­ция из­лу­че­ния не­бес­ных тел изу­ча­ет­ся с по­мо­щью спец. при­бо­ров – по­ля­ри­мет­ров, в т. ч. спек­тро­по­ля­ри­мет­ров, по­зво­ляю­щих ис­сле­до­вать рас­пре­де­ле­ние сте­пе­ни по­ля­ри­за­ции из­лу­че­ния по спек­тру объ­ек­та.

Для из­ме­ре­ния маг­нит­ных по­лей не­бес­ных тел слу­жат сол­неч­ные и звёзд­ные маг­ни­то­гра­фы, с по­мо­щью ко­то­рых изу­ча­ет­ся рас­пре­де­ле­ние сте­пе­ни по­ля­ри­за­ции по про­фи­лю ли­нии с боль­шим фак­то­ром Лан­де, уши­рен­но­му за счёт дей­ст­вия эф­фек­та Зее­ма­на.

Лит.: Со­вре­мен­ные те­ле­ско­пы / Под ред. Дж. Бер­бид­жа, А. Хьюит. М., 1984; Эклз М., Сим Э., Трит­тон К. Де­тек­то­ры сла­бо­го из­лу­че­ния в ас­тро­но­мии. М., 1986; По­пов Г. М. Со­вре­мен­ная ас­тро­но­ми­че­ская оп­ти­ка. М., 1988; Уо­кер Г. Ас­тро­но­ми­че­ские на­блю­де­ния. М., 1990.

Вернуться к началу