Изведанное и интересное

Само по себе изображение объекта, полученное в фокусе телескопа, особенно если это далекая звезда, не несет важной информации о его природе. Для получения такой информации астрономы используют разные вспомогательные приборы. Самыми известными из них являются спектрографы. Изучая спектры космических тел, можно узнать химический состав, темпе­ратуру, наличие и величины электрических и магнитных полей этих объектов, скорость их движения в пространстве и т. п.

Очень часто наблюдения проводят с применением светофильтров, с помощью которых выделяют излучения объектов в отдельных диапа­зонах спектра.

Сконструированы электронно-оптические преобразователи (ЭОП), благодаря которым инфракрасное изображение трансформируется в ви­димое. Простейший ЭОП напоминает однокаскадный фотоумножитель, в котором анод изготовлен в виде цилиндрической трубки, выполняющей функции фокусирующей системы. Фотоэлектроны свободно прохо­дят сквозь нее и, попадая на экран, покрытый люминофором (суль­фидом цинка или кадмия), резко тормозятся. При этом экран начинает светиться (флюоресцировать). Таким образом электронное изображе­ние преврап1;ается в световое, которое потом фотографируется.

Начиная с 50-х годов XX в., в астрономии стал использоваться теле­визионный метод наблюдений слабых объектов, позволяющий значи­тельно усиливать слабые по яркости объекты, передавать их изобра­жения от телескопа в лабораторное помещение, увеличивать масштаб изображения, его контрастность и яркость, рассматривать или фото­графировать это изображение.

Благодаря телевизионному методу появилась спекл-интерфероме-рия — метод получения моментального изображения объекта (за несколько сотых долей секунды), диаметр которого близок к дифракционному. Тем самым устраняется эффект рассеивания световых лучей на неоднородностях земной атмосферы, а значит можно не только определять двойственность отдельных астрономических объектов, но и оценивать основные параметры таких систем.

Разнообразные вспомогательные приспособления и методы реги­страции энергии разработаны для внеоптических диапазонов спектра. Опишем кратко принцип работы нейтринного телескопа, то есть детектора нейтрино, которые приходят к Земле от Солнца и других звезд.

С 1880 г. в астрономии начали систематически использовать фотографию. В наше время свыше 50% всех астрономических наблюдений осуществляют путем фотографи­рования небесных объектов. Фотографическая эмульсия, в отличие от глаза, способна накапливать кванты света, на ней одновременно появ­ляются изображения сотен и тысяч светил. Такие изображения опре­деленного участка неба или объекта могут сохраняться много лет. В наше время небо фотографируют на цветную эмульсию, что дает возможность определять, например, особенности структуры газовых туманностей и т. п.

Если I — продолжительность экспозиции в минутах, то предельная звездная величина зафиксированного объекта оценивается формулой

- 14,8- + 2,5 1§ О -Ь 1,25 !§ г, (12.2)

где В – в см. При В = 250 см и * = 100 мин фотографическая звездная величина равна 24′”.

Однако за пределами земной атмосферы такой же телескоп способен улавливать сигналы, поступающие от объектов, которые в 40 раз слабее (до 28″). ‘

С 40-х годов XX в. успешно используют фотоэлектронные умножи­тели, в которых поток фотонов, поступающий от небесного светила, пре­вращается в электрический ток. Фотоэлектронный умножитель (ФЭУ) — это стеклянный прозрачный баллон, в котором создан вакуум и в кото­рый вмонтированы фотокатод, эмиттеры или диноды (общим коли­чеством до двух десятков) и анод. Все они имеют выводы, на которые подаются всевозрастающие электрические потенциалы. Электрон, вырванный вследствие фотоэффекта из фотокатода, ускоряется в элек­трическом поле, ударяется о поверхность первого эмиттера и выбивает из него несколько электронов, которые, в свою очередь, двигаются в на­правлении второго эмиттера, ударяются о него и выбивают еще большее количество электронов и т. д.

В итоге количество электронов, попадающих на анод, будет в 10”-10^ раз больше начального количества, вырванного из катода.

С начала 70-х годов XX в. в астрономии используются приемники, действие которых основывается на явлении внутреннего фотоэффекта.

присущего всем полупроводникам. Для снижения шумов прибор охлаждают до температуры жидкого азота (77 К). Одним из вариантов таких фотоприемников являются приборы с зарядовой связью (ПЗС, англоязычная аббревиатура ССВ). В этом случае электроны, освободив­шиеся при поглош;ении вегцеством фотонов, хранятся в отдельных элементах кремниевой кристаллической пластинки — пикселах, а считываюп];ее устройство подсчитывает и регистрирует величину накопленного реального заряда.

Благодаря применению ПЗС предельная звездная величина, которую, например, можно зарегистрировать на 5-метровом рефлек­торе, возросла с 25″ до 28″‘, то есть появилась возможность регистри­ровать потоки, которые в 16 раз слабее. Для достижения такого прогресса со старыми (фотографическими) приемниками, надо было бы построить оптический телескоп с диаметром зеркала 31м.

Информацию о явлениях и процессах, происходящих во Вселенной, астрономы получают путем регистрации электромагнитного излучения, которое приходит от кос­мических объектов. До сих пор мы рассматривали его как электромаг­нитные волны определенной длины (или частоты), но можно предста­вить его потоком частиц, называемых фотонами.

От Солнца на каждый квадратный сантиметр земной поверхности, перпендикулярной солнечным лучам, в среднем поступает энергия д = 1370 Вт/м\ Средняя частота этого излучения V = 6 • 10″ Гц. Таким образом, средняя энергия одного кванта составляет Ну = 4 • 10′” Дж. За одну секунду на площадь в 1 см^ от Солнца поступает 1370 / (4 • 10 ^”) = = 3,4 • 10″ квантов электромагнитного излучения.

Как известно, поток энергии, через избранную площадь изменяется обратно пропорционально квадрату расстояния до источника. Расстоя­ния до ближайших звезд в среднем почти в 300 тысяч раз превышают расстояние до Солнца. Если бы Солнце находилось на таком расстоя­нии, мы бы получали от него лишь 4,1 • 10″ квант/см^ в секунду. Самая известная галактика Туманность Андромеды находится от нас на рас­стоянии 2,3 млн св. лет, что почти в 1,5 • 10^’ раз дальше, чем Солнце. Пусть в ней находится 225 млрд таких солнц, как наше. Следова­тельно, от нее имеем поток квантов 3,1 • 10″ квант/см^ в секунду. От такой же галактики на расстоянии в 2 млрд св. лет получим лишь 3 квант/см^ в секунду, а на расстоянии в 10 млрд св. лет — 1 квант/см^ за 10 секунд.

Вот почему для изучения явлений и процессов, происходящих в таких далеких объектах, нужны мощные телескопы и сверхчувстви­тельные регистрирующие приборы. Мы уже знаем , что освещен­ность от небесных светил оценивают в звездных величинах. Следова­тельно, если диаметр объектива телескопа В [см], то предельная звездная величина, которую увидит наблюдатель в телескоп:

т,-р = 7,0″‘-Ь 5 1§ О . (12.1)

В частности, в телескоп с диаметром зеркала 6 м можно видеть звезды до 22″. Световой поток от таких звезд в 2,5 млн раз меньше, чем от самой слабой звезды, которую мы наблюдаем невооруженным глазом.