Оптическая астрономия

В течение почти всей истории астрономии, вплоть до 19 в., единственным приёмником света служил человеческий глаз, и информация о Вселенной поступала только в видимом диапазоне излучения [с длиной волны ${\displaystyle \lambda \!=\!(3,\!9\!-\!7,\!6)\cdot \!10^{-7}~{\text{м}}}$]. До начала 17 в. наблюдения небесных светил велись только невооружённым глазом. Глаз человека является уникальным оптическим прибором: колоссальный динамический диапазон нашего зрения позволяет наблюдать как яркое Солнце, так и тусклые звёзды, яркость которых во много миллиардов раз меньше яркости Солнца.

В глубокой древности на ночном небе были выделены характерные звёздные конфигурации – астеризмы, что облегчило задачу наблюдений за движением ночного небосвода. К первым значимым достижениям оптической астрономии можно отнести создание системы летосчисления по результатам наблюдений за движением Солнца, Луны, планет и ярких звёзд. В качестве измерительных приборов древние астрономы использовали простейшие устройства: гномон, армиллярную сферу, квадрант и др. После изобретения телескопа (1609), разрешающая способность и проницающая сила которого существенно выше, чем у глаза, астрономия ещё в течение двух веков оставалась оптической.

В 1800 г. В. Гершель, измеряя термометром интенсивность света в солнечном спектре, открыл за красной границей видимой части спектра инфракрасное (ИК) излучение, наиболее коротковолновая часть которого ${\displaystyle [\lambda \!=\!(8\!-\!250)\!\cdot \!10^{-7}~{\text{м}}]}$ проходит сквозь атмосферу Земли. Вскоре после этого открытия И. В. Риттер начал поиски излучения в противоположном конце видимого диапазона. В 1801 г. он обнаружил, что хлорид серебра, разлагающийся под действием света, ещё быстрее разлагается (темнеет) под действием невидимого излучения, лежащего за пределами фиолетовой области спектра. Так было открыто ультрафиолетовое (УФ) излучение Солнца, частично проходящее сквозь земную атмосферу. В результате этих открытий было установлено, что с поверхности Земли Вселенную можно наблюдать не только в видимом свете.

Понятие «оптическое излучение» в астрономии включает в себя ту часть спектра электромагнитного излучения, которая проникает сквозь атмосферу Земли: видимое излучение, а также ближние ИК- и УФ-диапазоны спектра (т. н. оптическое окно прозрачности атмосферы).

В атмосфере Земли выделяют всего два окна прозрачности (два диапазона в спектре электромагнитных волн, в которых земная атмосфера полностью или частично прозрачна): т. н. радиоокно и оптическое окно. Радиоокно лежит в диапазоне ${\displaystyle \lambda \!=\!1~{\text{мм}}\!-\!30~{\text{м}}}$ (более длинные волны отражаются ионосферой, а более короткие волны поглощаются молекулами воздуха). Границы оптического окна прозрачности атмосферы определены не совсем чётко, т. к. зависят от свойств воздуха (прежде всего от влажности), а также от высоты наблюдателя над уровнем моря. Оптическое окно почти беспрепятственно пропускает излучение в интервале длин волн ${\displaystyle \lambda \!=\!(2,\!95\!-\!7,\!6)\cdot \!10^{-7}~{\text{м}}}$. Более короткие волны поглощаются атомами и молекулами кислорода, азота и других газов, а также водородом и гелием в экзосфере Земли. Кроме того, существует несколько узких, частично прозрачных окон в ИК-области спектра, которые в астрофотометрии принято обозначать как J ${\displaystyle (\lambda \!\approx \!1,\!25\!\ \cdot \!10^{-6}~{\text{м}}),}$ H ${\displaystyle (\lambda \!\approx \!1,\!6\!\ \cdot \!10^{-6}~{\text{м}}),}$ K ${\displaystyle (\lambda \!\approx \!2,\!2\!\ \cdot \!10^{-6}~{\text{м}}),}$ L ${\displaystyle (\lambda \!\approx \!3,\!6\!\ \cdot \!10^{-6}~{\text{м}}),}$ M ${\displaystyle (\lambda \!\approx \!5,\!0\!\ \cdot \!10^{-6}~{\text{м}}),}$ N ${\displaystyle (\lambda \!\approx \!10,\!2\!\ \cdot \!10^{-6}~{\text{м}})}$ и Q ${\displaystyle (\lambda \!\approx \!21\!\ \cdot \!10^{-6}~{\text{м}})}$. Существуют также два очень узких окна вблизи длин волн ${\displaystyle \lambda \!=\!3,\!5\!\ \cdot \!10^{-4}~{\text{м}}}$ и ${\displaystyle \lambda \!=\!4,\!6\!\ \cdot \!10^{-4}~{\text{м}}}$.

Существенную роль в оптической астрономии играет выбор места для проведения оптических наблюдений, т. к. оно должно отвечать нескольким противоречивым требованиям. Место для установки оптического телескопа должно находиться вдали от крупных городов с их ярким ночным освещением. Воздух над телескопом должен быть сухим (особенно для наблюдений в ИК-диапазоне, т. к. пары́ воды служат одним из основных поглотителей ИК-излучения) и стабильным, поскольку турбулентность воздуха приводит к дрожанию и размытию изображений. Поэтому оптические обсерватории стремятся располагать как можно выше над уровнем моря, чтобы уменьшить влияние атмосферы. В то же время наблюдателям трудно работать на большой высоте из-за недостатка кислорода, для доставки массивных узлов телескопа на горную обсерваторию необходима хорошая дорога, а для работы обсерватории – энергоснабжение, вода, линии связи и другие элементы цивилизации, требующие в высокогорных условиях значительных финансовых затрат. Поэтому выбор места для оптической обсерватории всегда является компромиссом, учитывающим эти противоречивые требования.

Астрономические приборы, применяемые для наблюдений во всём оптическом диапазоне, однотипны (иногда одни и те же приборы используются для всего диапазона) и принципиально отличаются от приборов, с помощью которых ведётся наблюдение в других диапазонах спектра (рентгеновском, радио- и гамма-диапазонах). Основными приборами, используемыми в оптической астрономии, являются оптические телескопы, спектрографы, приёмники излучения (ПЗС-камеры, фотоэлектронные умножители и др.).

Панорама обсерватории Китт-Пик. Купол 3,5-метрового телескопа WIYN (слева вдалеке), башня вакуумного солнечного телескопа (в центре на переднем плане), купол 4-метрового рефлектора имени Николаса Мейола (крайний справа). Пустыня Сонора (штат Аризона, США).

Важнейшими характеристиками оптических телескопов служат проницающая сила и разрешающая способность. До изобретения телескопа эти параметры совпадали с характеристиками зрения человека: проницающая сила ограничивалась 6-й звёздной величиной (6^m ), разрешающая способность составляла около 100″. По мере создания и совершенствования телескопов наблюдению становились доступны всё более слабые звёзды (благодаря увеличению диаметра объектива и улучшению его оптических характеристик). Так, к концу 18 в. стали доступны наблюдению звёзды 14^m , к середине 19 в. – звёзды 15^m . Изобретение фотографии и совершенствование фотоэмульсий позволило регистрировать к середине 20 в. звёзды до 21^m . Разрешающая способность приборов в конце 17 в. достигала 5″. Улучшение этого показателя происходило очень медленно и лишь за счёт выбора новых мест для наблюдения (главным препятствием было не качество телескопов, а свойства атмосферы). С появлением в начале 20 в. горных обсерваторий разрешающая способность достигла 2″, а позднее, в особых высокогорных условиях (обсерватории на Гавайских о-вах, в Чилийских Андах), – 0,4″. Для наземных обсерваторий такую разрешающую способность считают предельно возможной.

Современное состояние оптической астрономии

[править | править код]

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

Большинство проблем оптической астрономии, связанных с атмосферными помехами, можно решить, установив телескоп на космический аппарат. Преимущества внеатмосферной астрономии ярко продемонстрировали космический телескоп «Хаббл» (NASA, 1990), астрометрический спутник «Гиппаркос» (Европейское космическое агентство, 1989), космический телескоп «Кеплер» (NASA, 2009) и космический телескоп GAIA (Европейское космическое агентство, 2013).

Телескоп «Хаббл» с зеркалом диаметром 2,4 м имеет проницающую силу около 30^m и разрешающую способность около 0,05″. В наземных условиях такая проницающая сила может быть достигнута только при значительно бóльших диаметрах зеркал, а такая разрешающая способность – только в редких случаях и лишь при специальных видах наблюдений. За 30 лет работы телескоп «Хаббл» получил снимки непревзойдённого качества, позволившие сделать множество открытий в планетной, галактической и внегалактической астрономии.

Телескоп «Гиппаркос» имел зеркало диаметром всего 29 см и фокусное расстояние 1,4 м. Его задачей было определение положений, движений и параллаксов ярких звёзд. За 3,5 года работы спутника выполнено несколько миллионов наблюдений, определены параллаксы около 118 тыс. звёзд до 10^m с точностью 0,001″ и 400 тыс. звёзд с точностью 0,003ʺ. В истории астрономии такая высокая точность измерений была достигнута впервые.

Космический телескоп «Кеплер» имел объектив диаметром 95 см и представлял собой широкоугольную камеру Шмидта с полем зрения 10° × 10°. В течение нескольких лет он непрерывно измерял блеск 145 тыс. звёзд на фиксированной площадке неба с фотометрической точностью 0,0002 %, недостижимой при наземных наблюдениях. Это позволило заметить слабое периодическое изменение яркости у некоторых звёзд, вызванное прохождением перед ними тёмных объектов, и таким образом обнаружить присутствие рядом с ними нескольких тысяч экзопланет.

Автоматическая обсерватория GAIA работает в районе точки Лагранжа L₂ системы «Солнце – Земля» и оснащена двумя телескопами с главными зеркалами размером 1,5 × 0,5 м, проецирующими изображения двух областей неба на одну фокальную плоскость. GAIA измеряет блеск, спектры и точное положение нескольких миллиардов звёзд вплоть до 20^m . Для звёзд ярче 15^m точность измерения положений составляет 0,000024″. Это позволяет получать высокоточные параллаксы и строить беспрецедентно точную и полную 3D-карту Галактики.

Возможности наземной оптической астрономии также быстро возрастают. Методы адаптивной оптики позволили в значительной степени нейтрализовать атмосферное дрожание и размытие изображений, доведя разрешающую способность больших телескопов до 0,03″. Это, в свою очередь, открыло дорогу методам интерферометрии, позволяющим объединять стоящие рядом (на расстояниях 100–300 м) телескопы в единую систему с разрешающей способностью около 0,003″ (на начало 21 в. эти рекордные показатели получены лишь в очень малых полях зрения).

Основными направлениями развития оптической астрономии в начале 21 в. являются создание сверхкрупных универсальных телескопов, узкоспециализированных телескопов среднего размера и небольших телескопов-роботов. Гигантские телескопы с многозеркальными и сегментированными объективами диаметром от 25 до 40 м уже сооружаются в наилучших с точки зрения астрономического климата местах (Гавайские о-ва, Север Чили). К специализированным можно отнести чисто спектральные телескопы диаметром от 2 до 10 м, широкоугольные телескопы диаметром до 8,5 м, инструменты для наблюдения Солнца (вакуумные и с адаптивной оптикой), а также системы для регистрации черенковского излучения, порождаемого космическими лучами и гамма-квантами.

Телескопы-роботы предназначены для быстрого реагирования на кратковременные космические явления (гамма-всплески, взрывы сверхновых и т. п.), оперативного обзора неба и автоматического обнаружения новых объектов. Они создаются либо на основе одиночных и сдвоенных телескопов диаметром от 0,4 до 2,5 м, либо как многоапертурные патрульные системы на основе стандартных фотообъективов диаметром 10–20 см. В их задачу входит фотометрия сверхновых, поиск экзопланет, наблюдение эффектов микролинзирования, открытие малых тел Солнечной системы и мониторинг космического мусора.

Несмотря на то, что во 2-й половине 20 в. астрономия стала всеволновой, большинство самых впечатляющих открытий последних десятилетий сделано в области оптической астрономии. Это открытие экзопланет, сверхмассивных чёрных дыр, ускоренного расширения Вселенной и т. д. В начале 21 в. оптическая астрономия активно развивается и по-прежнему занимает лидирующее положение среди других астрономических направлений, оставаясь самым информативным каналом исследования Вселенной.

Литература

[править | править код]

• Щеглов П. В. Проблемы оптической астрономии. – Москва : Наука, 1980.
• Токовинин А. А. Звездные интерферометры. – 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.
• Сурдин В. Г. Разведка далеких планет. – Изд. 4-е, доп. – Москва : Физматлит, 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.
• Астрономия: век XXI : справочное пособие / ред.-сост. В. Г. Сурдин. – 5-е изд. – Москва : ДМК-Пресс, 2022.