Астрономические инструменты и приборы

Астрономи́ческие инструме́нты и прибо́ры, аппаратура для выполнения астрономических наблюдений и их обработки. Основной инструмент для астрономических наблюдений – телескоп. Он выделяет направление на исследуемый объект и строит его изображение. В зависимости от используемого объектива оптические телескопы делятся на линзовые (рефракторы), зеркальные (рефлекторы) и зеркально-линзовые.

Основные характеристики телескопа – это разрешающая способность, собирающая площадь и поле зрения. Теоретическая разрешающая способность телескопа (способность разрешать мелкие детали изображения) обусловлена волновой природой света и определяется отношением длины волны электромагнитного излучения к диаметру объектива. Для крупнейших оптических телескопов, например для 6-метрового телескопа РАН на Северном Кавказе (БТА), теоретическая 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.

Современные крупные оптические телескопы – это рефлекторы с главным зеркалом диаметром 8–10 м. Главное зеркало сравнительно тонкое (толщиной всего около 20 см) и изготавливается из кристаллического стекла (ситалла) с очень малым коэффициентом теплового расширения. Зеркало помещается в оправу, содержащую несколько сотен разгрузочных активных опор. Специальные компьютерные системы, используя одну из звёзд поля зрения либо «искусственную звезду» как стандартную, в реальном времени изменяют фигуру главного зеркала, что позволяет частично компенсировать атмосферные искажения принимаемого волнового фронта и добиваться разрешающей способности в десятые доли угловой секунды. Это активная оптика телескопа. В современной наблюдательной астрономии 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) теоретической разрешающей способности крупного телескопа.

Обратная сторона главного зеркала телескопа WIYN с системами управления активной оптикой.

Особенно важно и даже необходимо применение адаптивных систем в планируемых гигантских наземных оптических телескопах с эффективным диаметром главного зеркала 30 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 главные зеркала́ используются в уже работающих 10-метровых телескопах обсерватории Кека (США). Если снимать изображение объекта с очень короткой экспозицией на крупном телескопе и затем применять специальные методы обработки изображения, то можно для ярких объектов также достичь теоретической разрешающей способности порядка сотой доли угловой секунды (метод спекл-интерферометрии).

Гигантский Магелланов телескоп в представлении художника. Обсерватория Лас-Кампанас (Чили).

Собирающая площадь современных крупных телескопов в миллионы раз больше площади зрачка человеческого глаза, а современные приборы с зарядовой связью (ПЗС-приёмники) регистрируют до 90 % падающего излучения. Поэтому крупным телескопам доступны для исследования звёзды до 26–28 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 специальных линзовых корректоров, устанавливаемых вблизи фокальной плоскости объектива, позволяет увеличить поле зрения до 1–2°. Ограничивается поле зрения телескопа различными внеосевыми аберрациями – комой, астигматизмом, кривизной поля. Современные крупные телескопы чаще всего устанавливаются на азимутальной вилочной монтировке, а компенсация суточного движения небесной сферы и вращения поля зрения телескопа осуществляется специальными автоматизированными компьютерными системами.

Помимо исследований отдельных астрономических объектов, реализовывались и реализуются проекты обзоров неба, позволяющие получать однородные данные по большим выборкам объектов. Этому способствует создание мозаик из ПЗС-матриц, обеспечивающих широкое поле зрения телескопа. Особенно успешным оказался обзор неба SDSS, ведущийся с помощью 2,5-метрового широкопольного телескопа (США). Для наблюдений быстропротекающих событий (гамма-всплески и т. п.) ныне используются роботизированные телескопы.

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

В радиоастрономических исследованиях применяются радиотелескопы с антеннами диаметром в десятки и сотни метров, а также радиоинтерферометры, состоящие из десятков и сотен 10–20-метровых антенн, синхронно наводящихся на исследуемый объект (метод апертурного синтеза). У некоторых радиотелескопов, например у 305-метрового радиотелескопа в Аресибо (Пуэрто-Рико) и у 576-метрового радиотелескопа РАТАН-600 (Северный 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 (около 12 тыс. км). Затем эти изображения анализируются в одном центре (корреляторе) с использованием систем синхронизации на базе атомных стандартов частоты. Таким методом на коротких радиоволнах (~1 мм) достигается угловое разрешение вплоть до 10^–5 угловой секунды. Российский космический эксперимент «РадиоАстрон» позволил получить рекордное угловое разрешение на сантиметровых волнах порядка 8 мкс дуги.

С поверхности Земли удаётся наблюдать также инфракрасное излучение небесных тел (в 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 атмосфера Земли прозрачна лишь в видимом и ближнем инфракрасном диапазоне длин волн, для астрономических исследований в дальнем инфракрасном диапазоне, ультрафиолетовом, рентгеновском и гамма-диапазонах используют внеатмосферные телескопы, установленные на космических аппаратах. Космические телескопы работают также в видимом и инфракрасном диапазонах, поскольку устраняется искажающее действие земной атмосферы. С 1990 г. на орбите вокруг Земли работает космический телескоп «Хаббл» с диаметром зеркала 2,4 м. С помощью этого телескопа получены многочисленные высококачественные снимки галактик, звёзд, областей звездообразования и т. п. С помощью астрометрического космического телескопа «Гиппаркос» измерены координаты, параллаксы и собственные движения сотни тысяч звёзд с погрешностью 0,002″. В 2013 г. был запущен астрометрический космический телескоп GAIA, который позволил создать астрометрический каталог около миллиарда звёзд с точностью от 25 до 300 мкс дуги.

Космический телескоп «Хаббл» на орбите высотой 600 км над поверхностью Земли в представлении художника.

Рентгеновские и гамма-наблюдения небесных тел позволяют изучать процессы в космическом пространстве, связанные с гигантским выделением энергии, – аккрецию вещества в двойных системах на нейтронные звёзды и чёрные дыры, взаимодействие космических лучей с газом Галактики, космические гамма-всплески и т. п. Для рентгеновских и гамма-наблюдений применяют специальные телескопы (в частности, гамма-телескопы), в которых изображение объекта строится с помощью либо системы «кодированная маска плюс координатно-чувствительный детектор» (в жёстком гамма-диапазоне), либо зеркал косого падения (в сравнительно мягком рентгеновском диапазоне).

Российская (с участием Германии) орбитальная астрофизическая обсерватория «Спектр-Рентген-Гамма» («Спектр-РГ»), предназначенная для рентгеновского обзора всего неба и наблюдений скоплений галактик и активных ядер галактик в рентгеновском диапазоне спектра. Иллюстрация создана на основе 3D-модели Spektr-RG.

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 кристаллических решёток некоторых кристаллов. С 2019 г. успешно реализуется российско-германский космический рентгеновский эксперимент «Спектр-Рентген-Гамма», который позволил получить полную рентгеновскую карту неба с беспрецедентно высокой точностью и полнотой.

Черенковский нейтринный детектор SNO (Sudbury Neutrino Observatory), расположенный в шахте «Крейгтон» на глубине 2 км под землей. Садбери (провинция Онтарио, Канада).

Нейтринные телескопы и детекторы расположены глубоко под землёй для устранения влияния фонового излучения космических 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-химическими 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 космического нейтрино используют большие массы (десятки и сотни тонн) рабочего вещества и длительное время накопления (несколько месяцев).

Общий вид гравитационно-волновой антенны Virgo. Европейская гравитационная обсерватория (провинция Пиза, Италия).

В начале 21 в. введён в строй первый гравитационно-волновой телескоп LIGO (США). Из-за чрезвычайной слабости гравитационного взаимодействия создание телескопа для приёма гравитационных волн представляет собой сложную и дорогостоящую задачу. К 2023 г. с помощью лазерных гравитационно-волновых антенн LIGO (США) и Virgo (Италия) открыты всплески гравитационно-волнового излучения от слияния чёрных дыр и нейтронных звёзд в двойных системах. Родилась новая наука – многоканальная астрономия, которая исследует Вселенную в электромагнитном, нейтринном каналах, канале гравитационных волн и канале космических лучей.

Помимо телескопов, в астрономии широко применяются различные 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.

Спектрограф Hydra (прибор чёрного цвета), установленный на 3,5-метровом телескопе WIYN. Национальная обсерватория Китт-Пик (штат Аризона, США).

В радиодиапазоне в качестве высокочувствительных приёмных устройств применяют различные радиометры, для радиоспектроскопии – специальные многоканальные приёмники излучения в различных 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 различные астроспектрографы. Измерения блеска небесных светил проводятся с помощью электрофотометров, одноканальных и многоканальных, на базе нескольких фотоумножителей или с использованием ПЗС-матрицы. Поляризация излучения небесных тел изучается с помощью специальных приборов – поляриметров, в том числе 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.

Литература

Современные телескопы / под ред. Д. Бербиджа, А. Хьюит. – Москва : Мир, 1984.
Эклз М. Д. Детекторы слабого излучения в астрономии / М. Эклз, Э. Сим, К. Триттон ; пер. с англ. А. Э. Гурьянова, А. А. Токовинина. – Москва : Мир, 1986.
Попов Г. М. Современная астрономическая оптика. – Москва : Наука, 1988.
Уокер Г. Астрономические наблюдения / пер. с англ. А. Э. Гурьянова [и др.]. – Москва : Мир, 1990.
Теребиж В. Ю. Современные оптические телескопы : учебное пособие для студентов вузов. – Москва : Физматлит, 2007.
Куликовский П. Г. Справочник любителя астрономии. – 7-е изд., испр. – Москва : URSS, 2017.
Небо и телескоп / ред.-сост. В. Г. Сурдин. – 4-е изд. доп. – Москва : Физматлит, 2019. – (Астрономия и астрофизика).
Многоканальная астрономия : электромагнитные волны, нейтрино, космические лучи, гравитационные волны, астрономическая картина мира / ред.-сост. А. М. Черепащук. – Фрязино : Век 2, 2019.