Уроки. Всеволновая астрономия | Астрономия в школе

Всеволновая астрономия

Область спектра	Длинны волн	Прохождение сквозь земную атмосферу	Методы исследования	Приемники излучения
Гамма-излучение	<=0,01 нм	Сильное поглощение O, N₂, O₂, O₃ и другими молекулами воздуха	В основном внеатмосферные (космические ракеты, искусственные спутники)	Счетчики фотонов, ионизационные камеры, фотоэмульсии, люминафоры
Рентгеновское излучение	0,01-10 нм	Сильное поглощение O, N₂, O₂, O₃ и другими молекулами воздуха	В основном внеатмосферные (космические ракеты, искусственные спутники)	Счетчики фотонов, ионизационные камеры, фотоэмульсии, люминафоры
Далекий ультрафиолет	10-310 нм	Сильное поглощение O, N₂, O₂, O₃ и другими молекулами воздуха	Внеатмосферные	Фотоэлектронные умножители, фотоэмульсии
Близкий ультрафиолет	310-390 нм	Слабое поглощение	С поверхности Земли	Фотоэлектронные умножители, фотоэмульсии
Видимое излучение	390-760 нм	Слабое поглощение	С поверхности Земли	Глаз, фотоэмульсии, фотокатоды, полупроводниковые приборы
Инфракрасное излучение	0,76-15 мкм	Частые полосы поглощения H₂O, CO₂, и др.	Частично с поверхности Земли	Болометры, термопары, фотосопротивления, специальные фотокатоды и фотоэмульсии
Инфракрасное излучение	15 мкм - 1 мм	Сильное молекулярное поглощение	С аэростатов	Болометры, термопары, фотосопротивления, специальные фотокатоды и фотоэмульсии
Радиоволны	> 1 мм	Пропускается излучение с длинной волны около 1 мм, 4,5 мм, 8 мм и от 1 см до 20 м	С поверхности Земли	Радиотелескопы

Области спектра, в которых излучение различных астрономических объектов имеет максимальную интенсивность
Объекты	Области спектра
Звезды типа Солнца	Видимая
Холодные звезды	Ближняя инфракрасная
Горячие звезды	Ультрафилетовая
Протозвезды	Инфракрасная
Планеты	Видимая (отраженный свет), инфракрасная (собственное излучение)
Нейтронные звезды, не являющиеся пульсарами	Рентгеновская
Радиопульсары	Радио
Рентгеновские пульсары	Рентгеновская
Аккреционные диски вокруг нейтронных звезд и черных дыр	Рентгеновская, гамма
Холодный межзвездный газ	Радио (отдельные линии)
Области ионизованного водорода	Ультрафиолетовая, видимая, инфракрасная (отдельные спектральные линии)
Корональный межзвездный газ (межгалактический газ)	Рентгеновская
Межзвездная пыль	Далекая инфракрасная (собственное излучение), видимая (отражательные туманности)
Остатки сверхновых звезд	Радио, видимая
Млечный Путь, галактики	Видимая, далекая инфракрасная
Активные ядра галактик	Видимая, далекая инфракрасная
Радиогалактики	Радио, видимая
Вспыхивающие гамма-источники	Гамма

Инфракрасная астрономия

    Изучение инфракрасного излучения астрономических источников. Инфракрасное излучение представляет собой электромагнитное излучение с длинами волн в диапазоне между видимым спектром и радиоволнами, но обычно инфракрасным считается диапазон длин волн 0,1 - 100 мкм. Инфракрасное излучение невидимо для человеческого глаза и почти полностью поглощается в нижних слоях атмосферы Земли, в основном водяным паром. По этой причине инфракрасные астрономические наблюдения должны проводиться с самых высоких гор, с самолетов или спутников.
    Первое инфракрасное наблюдение было случайно проведено Уильямом Гершелем в 1800 г., когда термометр, который он поместил в стороне от красного конца видимого солнечного спектра, зафиксировал повышение температуры. Инфракрасные изображения в основном показывают распределение тепла. Все теплые объекты излучают в инфракрасном диапазоне, так что инфракрасные телескопы должны охлаждаться до нескольких градусов выше абсолютного нуля, чтобы их не "ослепляло" собственное излучение.
    Систематическое развитие инфракрасной астрономии началось в 1960-х гг., когда стали доступны соответствующие датчики. Первый инфракрасный обзор неба был выполнен Джерри Нойгебауэром и Робертом Лайтоном из Калифорнийского института астрономии (Калтех). В 1969г они опубликовали список 5612 источников. В 1968г Э. Беклин и Дж. Нойгебауэр сообщили, что инфракрасное излучение из галактического центра на длине волны 2,2 мкм приблизительно в тысячу раз сильнее, чем можно было ожидать, исходя из радионаблюдений. Существенный скачок в развитии инфракрасной астрономии произошел в 1980-х гг с началом применения двумерных массивов инфракрасных детекторов, способных за одну экспозицию создать полное изображение. Огромное значение для инфракрасной астрономии имела успешная работа "IRAS" (1983г), в котором использовалось охлаждение приемной аппаратуры жидким гелием. Телескоп проработал на орбите год, пока не испарился весь 300-литровый запас гелия. За это время ученым удалось многое узнать об инфракрасной Вселенной. Его преемница, Инфракрасная космическая обсерватория ("ISO"), была запущена в ноябре 1995г. Лучшим наземным центром инфракрасной астрономии являются Обсерватории Мауна-Кеа на Гавайях. Там с 1979г работают три инфракрасных телескопа: Британский инфракрасный телескоп, Инфракрасная телескопическая система NASA и Канадско- Французско-Гавайский телескоп, который функционирует и как оптический телескоп. Телескопы Обсерватории Кека также могут работать в инфракрасном диапазоне.
    Инфракрасное излучение обнаружено у звезд и галактик, а также у облаков пыли в пределах Солнечной системы и в межзвездной среде. Сильное инфракрасное излучение особенно характерно для пыли, которая нагревается более коротковолновым видимым и ультрафиолетовым излучением звезд. Протозвезды в процессе образования и красные гиганты на поздних стадиях эволюции окружены пылевыми оболочками, что вызывает инфракрасное излучение. В отличие от видимого света, инфракрасное излучение относительно беспрепятственно проходит через облака пыли. Так например, методами инфракрасной и радиоастрономии можно исследовать {= >}галактический центр, который в видимой части спектра в значительной степени затенен пылью. По тому, как рассеивается инфракрасное излучение поверхностями объектов в Солнечной системе, можно судить об их составе. Инфракрасные наблюдения важны и для изучения удаленных объектов с большим красным смещением.

Излучение планет. Первыми объектами инфракрасных наблюдений на современной аппаратуре стали планеты Солнечной системы. Начало полетов в космос оживило интерес к проблеме жизни вне Земли. Астрономы принялись настойчиво измерять температуры поверхностей планет и их атмосфер, пытаясь найти благоприятные для жизни условия (по земным меркам). Но оценки температуры не вселили особых надежд. Зато наделало много шума обнаружение американским астрономом Уильямом Синтоном в инфракрасном спектре Марса двух полос, характерных для углеводов - простейших органических соединений. Казалось, вопрос о жизни на Марсе близок к решению... Однако проверка показала, что открытие полосы имеют не марсианское, а земное происхождение и скорее всего принадлежат парам тяжелой воды в атмосфере Земли. Инфракрасные наблюдения планет-гигантов позволили уточнить структуру их атмосфер, обнаружить водяной лед на их спутниках. Было открыто собственное излучение Юпитера и Сатурна, связанное не только с нагревом солнечными лучами, но и с внутренними источниками тепла у этих планет.

Картинка, представленная в условных цветах, является проекцией всего инфракрасного неба. Данные для ее построения собирались в течение нескольких лет спутником по исследованию космического фона (COBE). Слабое свечение в виде голубой буквы S обусловлено зодиакальным светом Солнечной системы, излучением мелких кусочков камней и пыли, расположенных между Солнцем и орбитой Юпитера. Наша Галактика ответственна за яркую полосу света, проходящую по горизонтали. В основном это излучение пыли, находящейся в диске Млечного Пути. Фон не полностью темный. Это означает, что Вселенная слабо светится. За это ответственна пыль, которая осталась после образования звезд.

    Новая карта неба. После появления инфракрасных телескопов с 3-4 метровыми объективами астрономы развернули работу по составлению карт неба в инфракрасных лучах. Проводя регулярные обзоры неба, они определяли координаты инфракрасных источников и оценивали энергию приходившего от них излучения. В итоге человек впервые сумел взглянуть на небо в невидимых "тепловых" лучах. Результаты оказались впечатляющими. На инфракрасном небе пропали яркие голубые и белые звезды. Исчезли с неба созвездия Большой Медведицы, Ориона, Кассиопеи, не стало Сириуса, Проциона, Ригеля. Яркие красные звезды - Бетельгейзе, Антарес, Альдебаран - мало изменились в блеске. Но появились и другие звезды, которых раньше не было видно на небосводе: тусклые темно-красные источники, похожие на тлеющие угольки. Многие из них - даже еще не звезды, а протозвезды, т.е. сгущения межзвездной среды, сжимающиеся под действием собственного тяготения. Это холодные газовые шары, окруженные газопылевыми оболочками. В некоторых из них только начинаются ядерные реакции, характерные для "настоящих" звезд. Одновременно с образованием звезд идет и формирование планетных систем, что обнаружено в созвездиях Тельца, Лебедя и Ориона, в том числе в знаменитой туманности Ориона.
    Источником сильного инфракрасного излучения может стать и горячая звезда, если она окружена облаком пыли или пылевым диском. Пыль поглощает коротковолновое и видимое излучение и переизлучает его энергию в инфракрасных лучах. Примером может служить Вега, окруженная диском, от которого исходит мощное ИК-излучение.
    Орбитальный телескоп IRAS исследовал излучение центральной области Млечного Пути в длинноволновой части инфракрасного диапазона. То, что центр нашей Галактики испускает ИК-лучи, было известно давно. Еще в 1951г советские астрономы первыми получили снимки галактического центра в сравнительно коротковолоновых ИК-лучах. В качестве приемника излучения они использовали техническую новинку того времени - электронно-лучевую трубку, фотокатод который чувствителен к инфракрасным лучам. В результате было обнаружено излучение звезд ядра, видимый свет которых очень сильно поглощается межзвездной пылью. IRAS зарегистрировал очень много источников: инфракрасные объекты в ядре нашей Галактики, излучение узкой полосы вдоль Млечного Пути, где концентрируются межзвездный газ и пыль, и большое количество звезд с пылевыми оболочками.
    Более 10 тыс. источников удалось отождествить с внегалактическими объектами: галактиками (преимущественно спиральными) и квазарами. Во многих случаях излучение галактик в инфракрасном диапазоне сравнимо по мощности с наблюдаемыми оптическим излучением или даже превосходит его. В основном это излучение связано с молодыми горячими звездами, которые рождаются в непрозрачных (для видимых и ультрафиолетовых лучей) областях галактик и нагревают окружающую их пылевую среду до нескольких десятков кельвинов, из-за чего она начинает светиться в инфракрасном диапазоне. По мощности этого излучения астрономы количественно оценивают темпы образования звезд в галактиках. В некоторых случаях мощность инфракрасного излучения ядер галактик и квазаров оказалась невероятно высокой - сотни миллиардов светимостей Солнца.

Ультрафиолетовая астрономия

Карта всего неба в условных цветах построена по результатам первых 6-ти месяцев работы космического аппарата EUVE. В результате того, что EUVE осуществлял сканирование неба при движении по орбите, изображение состоит из отдельных полос. Научная программа EUVE завершилась в 2001 г. В конечном счете им зарегистрировано около 1000 небесных объектов, включая более 30 внегалактических.

    Изучение электромагнитного излучения от астрономических источников в диапазоне длин волн 10-320 нм. Ультрафиолетовое (УФ) излучение сильно поглощается атмосферой Земли, так что все наблюдения должны выполняться со спутников. Первые УФ-наблюдения были сделаны в течение непродолжительных полетов ракет в 1940-1950гг, а первым спутником, который дал возможность проводить систематические наблюдения, стала Орбитальная солнечная обсерватория ("OSO-1", 1962г). В 1978г состоялся успешный запуск Международного ультрафиолетового зонда ("IUE"), который продолжал эффективно работать до 1996 г.
    Ультрафиолетовый диапазон спектра часто подразделяют на крайний ультрафиолет - диапазон 10–100 нм, дальний - диапазон 100-200 нм и ближний - диапазон 200-320 нм. Самый крайний УФ на границе с рентгеновским диапазоном (диапазон волн 6-60 нм) иногда называют рентгеновским ультрафиолетом. В последнем случае используют методы рентгеновской астрономии, а в остальной части УФ-спектра можно пользоваться методами, аналогичными методам оптической астрономии. Главная трудность состоит в том, что для УФ- диапазона трудно подобрать прозрачные материалы и отражательные покрытия. Стекло, например, сильно поглощает УФ-излучение, так что приходится использовать кварц и фтористые соединения. В УФ-телескопе обсерватории "Астро-1", находившейся на борту одного из шаттлов, в отражательном зеркале был использован редкий металл иридий, который для длин волн 40 нм оказался вполне эффективным.
    Ультрафиолетовая астрономия важна по той причине, что в этом диапазоне волн лежат многие из спектральных линий самых ценных для анализа атомов и молекул. В УФ-диапазоне большую часть энергии излучают наиболее горячие звезды с поверхностными температурами свыше 10000 K. Даже для более холодных звезд (типа Солнца) изучение УФ-излучения необходимо для анализа высокоэнергетических явлений. Еще один важный объект изучения ультрафиолетовый астрономии - межзвездная среда, хотя в диапазоне волн короче 91,2 нм почти все УФ-излучение поглощается водородом, наиболее широко распространенным элементом во Вселенной, что делает обнаружение удаленных источников на таких коротких длинах волны трудной задачей.

    Излучение Солнца. В излучении Солнца должно быть довольно много УФ лучей, значительно больше, чем это наблюдается с Земли, поскольку их поглощает земная атмосфера. Запуски беспилотных шаров-зондов, поднимавших на высоту 30 и более километров измерительные приборы и радиопередатчики, показали, что выше 25-28 км температура воздуха растет, достигая максимума на уровне 30-35 км. Еще выше температура снова падает, а интенсивность УФ-лучей увеличивается. Ученые сделали вывод, что на высоте 30-35 км происходит интенсивное поглощение солнечного УФ излучения с образованием озона. Озон очень сильно поглощает лучи с длинами волн короче 0,3 мкм, спасая нас от их опасного воздействия на кожу и органы зрения. Но не только на образование озона расходуется энергия солнечных УФ-лучей.
    Радиоволны, как и все электромагнитные волны, должны распространяться прямолинейно. Значит, поскольку Земля - шар, радиосвязь между Европой и Америкой невозможна? Итальянский радиотехник Гульельмо Маркони осуществил в 1901г прямую радиосвязь, раз и навсегда доказав, что радиоволны могут огибать земной шар. Для этого им надо отразиться от какого-то "зеркала", висящего над земной поверхностью на высоте 150-300 км. Таким зеркалом служит ионизованные слои атмосферы, а источником ионизации - ультрафиолетовое излучение Солнца.
    С развитием спутниковой астрономии исследование ультрафиолетового излучения Солнца стало ее обязательным компонентом. Причина ясна: УФ-излучение контролирует состояние ионизованных слоев атмосферы, а следовательно, и условия радиосвязи на Земле, особенно в полярных районах. Эта не слишком приятная зависимость от капризов Солнца стала ослабевать лишь в последние десятилетия, с развитием спутниковой связи.
    Космическое оружие. Исследование УФ излучения небесных объектов началось довольно давно - с появлением астрофотографии. Ведь фотоэмульсии чувствительны не только к видимому свету, но и к УФ-излучению. Однако для изучения жесткого, коротковолнового, излучения небесных тел понадобилось вынести приборы за пределы атмосферы. Жесткое УФ-излучение - это "оружие ближнего боя", оно не может распространяться в межзвездной среде на большие расстояния. Его высокая ионизирующая способность приводит к быстрой потере энергии и поглощению космических УФ-квантов газом, который для длинноволнового излучения совершенно прозрачен. Основным межзвездным поглотителем является водород. Он ионизуется УФ-излучение с длинами волн менее 0,0912 мкм. Но его энергия может перейти к более длинноволновым квантам и "высветиться" в эмиссионных линиях, которые испытывают значительно меньшее поглощение и наблюдаются с больших расстояний. Нагретый УФ-квантами газ излучает не только свет, но и радиоволны, поэтому наблюдения межзвездных облаков ионизованного водорода проводятся и в оптическом, и радиодиапазоне. Они позволяют узнать, где находятся далекие источники жестких УФ-лучей и измерить их мощность.
    Источники мощного УФ-излучения не так часто встречаются в космосе. В основном это очень горячие звезды большой светимости с температурой поверхности выше 20-25 тыс. кельвинов. По цвету такие звезды кажутся голубыми или бело-голубыми; типичным примером служит Ригель. Большинство подобных звезд сосредоточены в галактической плоскости, в спиральных ветвях. Их свет сильно ослабляется из-за поглощения газом и пылью, которые тоже сосредоточены в галактической плоскости. Но интерес к ним астрономов велик, поскольку эти звезды молоды: их возраст исчисляется лишь миллионами лет. Впрочем, совсем без неожиданностей все-таки не обошлось. Старые звезды в ядрах и нашей Галактики, и галактики Андромеды, и дальних звездных систем излучают гораздо больше УФ лучей, чем ожидалось. По-видимому, дело в том, что среди старых звезд также встречаются горячие объекты. Это звезды с очень низким содержанием металлов и белые карлики, уже прошедшие в своем развитии стадию красных гигантов. Измерение УФ-излучения звездных систем дает ключ к выяснению их звездного состава.
    Но, пожалуй, наиболее высокую УФ светимость, причем, как правило быстропеременную, имеют активные ядра галактик и квазары. И излучение это исходит не только от горячих звезд. Там имеются незвездные, или, как говорят, нетепловые источники очень большой мощности.

Рентгеновская астрономия

Ночное небо в рентгеновских лучах. Кванты рентгеновского излучения примерно в 1000 раз энергичнее квантов видимого света и возникают в астрофизической среде с высокой температурой и бурно протекающими процессами. Вместо обычных звезд мы на небе видим двойные системы.

   Считается, что рентгеновский диапазон охватывает длины волн от 10 до 0,01 нм, между крайним ультрафиолетом и гамма- излучением. Соответствующий диапазон энергий составляет от 0,1 до 100 кэВ.
    Из космоса сквозь атмосферу к поверхности Земли рентгеновские лучи проникнуть не могут, так что все рентгеновские астрономические наблюдения выполняются инструментами, находящимися на ракетах или спутниках. Рентгеновское излучение Солнца было обнаружено во время полетов ракет в 1950-х гг. Первым рентгеновским источником, обнаруженным вне Солнечной системы в 1962г группой Американского научно-технического общества под руководством Рикардо Джаккони, был Скорпион X-1. К 1970г было известно уже больше сорока рентгеновских источников, открытых бортовыми ракетными инструментами. Однако для проведения более обширных обзоров неба были необходимы спутники.
    На борту американских военных спутников "Вела", работавших в 1969-1979 гг, находились и рентгеновские детекторы. Первым спутником, полностью ориентированным на рентгеновскую астрономию, был "Ухуру", с которого началась серия небольших астрономических спутников. В 1973 г с помощью специального телескопа в экспериментах проекта "Скайлэб" были получены рентгеновские изображения Солнца. В этом рентгеновском телескопе для отражения и фокусировки рентгеновских лучей при "задевающем" контакте использовался набор концентрических цилиндрических зеркал, а также детекторы, способные регистрировать фотоны по всему полю наблюдения. Для изучения других объектов, кроме Солнца, такой отображающий рентгеновский телескоп был впервые использован на борту Обсерватории "Эйнштейн". В 1985г в космос был выведен рентгеновский телескоп другого типа (на борту "Спейслэб-2"), использовавший метод "кодированной маски". Телескоп работал в диапазоне более высоких энергий и был снабжен диафрагмой со сложной системой отверстий. В число других важных рентгеновских астрономических спутников входили "Коперник" (1971 г.), "EXOSAT", "Гинга" (1987 г.), "ROSAT" (1990 г.) и "Беппо-САКС" (1996 г.).
    Тепловое излучение в рентгеновском диапазоне возникает при температурах более миллиона градусов. Однако большая часть рентгеновского излучения, обнаруженного у астрономических источников, выделяется в нетепловых процессах, в частности, при взаимодействии электронов и ионов в плазме (при котором может возникать излучение с непрерывным спектром и рентгеновскими спектральными линиями), а также в ходе ядерных реакций во взаимодействующих двойных звездных системах.
    Самый обширный класс ярких рентгеновских источников включает взаимодействующие двойные звезды в которых один из компонентов представляет собой вырожденную звезду - белый карлик, нейтронную звезду или черную дыру. Имеются две категории таких двойных рентгеновских звезд. В массивных двойных системах большой компаньон представляет собой звезду в 10-20 солнечных масс, и вещество его расширившейся оболочки перетекает непосредственно на вырожденную звезду. В менее массивных двойных системах оба компонента имеют сравнимые массы, так что передача массы происходит через аккреционный диск. По мере накопления гравитационной энергии перетекающее между звездами вещество разогревается до температур, достаточных для возникновения рентгеновского излучения. Такие двойные часто являются периодическими переменными, причем периодичность определяется периодом обращения системы, периодом вращения вырожденной звезды или периодом прецессии аккреционного диска. Их светимость в рентгеновском диапазоне превышает общую светимость Солнца в 100 - 100000 раз. Некоторые системы, например, рентгеновские барстеры, отличаются намного более непредсказуемыми и катастрофическими изменениями рентгеновской яркости.
     Другими типами астрономических источников рентгеновского излучения являются горячий диффузный газ, окружающий галактики или находящийся в скоплениях галактик, остатки сверхновых (в частности, Крабовидная туманность и находящийся в ней пульсар) и активные галактические ядра (например галактика Дева А из скопления галактик в созвездии Девы). В 1996г рентгеновское излучение впервые было обнаружено у нескольких комет. Каталоги, составленные на основе спутниковых наблюдений, включают тысячи космических источников рентгеновского излучения. Сотни из них отождествлены с оптическими объектами.

Гамма-астрономия

В начале 1990-х годов орбитальная обсерватория им. Комптона сделала эту первую карту всего неба в гамма-лучах. Яркие пятна в галактической плоскости справа от центра являются пульсарами, над и под плоскостью Галактики видны квазары.

Изучение гамма-излучения астрономических источников. Гамма-излучение, длины волн которого короче длин волн рентгеновского излучения (т.е. меньше 0,1 нм), представляет собой вид электромагнитного излучения, обладающий наибольшей энергией. Гамма-лучи поглощаются высоко в атмосфере Земли; на уровне поверхности можно обнаружить только лучи с самой высокой энергией, поэтому фактически все астрономические наблюдения гамма-излучения должны проводиться со спутников. В качестве детекторов используются сцинтилляционные счетчики, искровые камеры и детекторы на твердой основе. По астрономическим стандартам все они имеют слишком низкую степень углового разрешения. Начиная с 1969г детекторы для обнаружения гамма-барстеров входили в состав научной аппаратуры многочисленных космических аппаратов. Обзоры неба были выполнены спутниками "SAS-2" (1972г, эксплуатировался в течение семи месяцев) и "Кос- B" (1975г, эксплуатировался более шести лет). Особенно большие успехи в гамма-астрономии были достигнуты в результате предпринятого NASA запуска Гамма-обсерватории “Комптон” (1991г). В течение нескольких месяцев после запуска было идентифицировано большое количество новых источников с высокой позиционной точностью. В число астрономических источников гамма-излучения входят солнечные вспышки, пульсары, рентгеновские двойные звезды и квазары, а также гамма-барстеры. Известные дискретные источники гамма-излучения включают пульсар в Парусах, пульсар в Крабовидной туманности, SS433 и источник Джеминга. Наиболее интенсивное диффузное гамма-излучение исходит из галактической плоскости, где оно генерируется в процессе взаимодействия между космическими лучами и межзвездным газом. Гамма-спектрометр на спутнике "HEAO-3" в 1979г показал линии, порожденные электронно-позитронной аннигиляцией с направления на галактический центр.

Радиоастрономия

Многие объекты Вселенной, включая Солнце, планеты, туманности, галактики, а в основном такие необычные объекты, как, например, пульсары и квазары, излучают радиоволны. Измерением и анализом радиоизлучения космических источников занимается специальный раздел астрономии - радиоастрономия. Радиоволны, как и видимый свет, представляют собой электромагнитные колебания, но длинна волны у них неизмеримо больше, чем у световых волн. Радиоастрономы обычно работают в диапазоне длин волн от нескольких миллиметров до 15-20 м. Более длинноволновое и более коротковолновое излучение не пропускает земная атмосфера. Впервые космическое радиоизлучение обнаружил в 1932г американский инженер Карл Янский на волне 14,6 м, уловив кроме помех постоянное негромкое шипение, которое усиливалось и ослабевало с периодом 23 ч 56 мин. Он установил, что "паразитное" радиоизлучение приходит из космоса - от Млечного Пути, причем наибольшая интенсивность его наблюдается в направлении центра нашей Галактики.
Эпоха открытий. Астрономы и инженеры поняли, что для измерения космического радиоизлучения нужны радиотелескопы гораздо больших размеров, чем антенны Янского. Уже в 1947 г. в Великобритании, в университете города Манчестера, был построен неподвижный параболический радиотелескоп диаметром 66 м. В 1950г с его помощью удалось зафиксировать слабое радиоизлучение от туманности в созвездии Андромеды. С этих пор и началась гонка размеров радиотелескопов. Уже в 50-е гг для достижения более высокого углового разрешения астрономы стали использовать радиоинтерферометры - системы из нескольких радиотелескопов, соединенных электрическими связями. Благодаря этому удалось определить точные координаты радиоисточника Кассиопеи А. Эти открытия, следовавшие одно за другим, обескураживали астрономов. Почему ближайшая галактика излучает в радиодиапазоне в миллион раз меньше энергии, чем далекая галактика в созвездии Лебедя? Уже к концу 50-х гг стало ясно, что радиоастрономы открыли новую, невидимую Вселенную.

    Даже у самых больших радиотелескопов угловое разрешение редко бывает лучше 1', что соответствует зоркости невооруженного глаза. Чтобы существенно увеличить угловое разрешение, радиоастрономы используют интерферометры. Простой радиоинтерферометр состоит из двух радиотелескопов, удаленных на некоторое расстояние и его разрешающая сила зависит от расстоянием между ними, которое называется базой радиоинтерферометра. Угловое разрешение самой большой в мире системы апертурного синтеза - VLA - составляет около 0,05" на волне 1,3 см, что во много раз превышает возможности любого оптического телескопа на Земле. VLA состоит из 27 полноповоротных 25-метровых радиотелескопов, размещенных в виде Y-образной конфигурации с максимальным расстоянием около 20 км между крайними телескопами. VLA расположена на плато, на высоте 2000 м, в 80 км к западу от города Сокорро в штате Нью-Мехико и принадлежит Национальной радиоастрономической обсерватории США - крупнейшему радиоастрономическому центру в мире. Общая собирающая площадь этой системы соответствует параболическому телескопу с диаметром зеркала 120 м. Изображение исследуемого источника строится путем сложной математической обработки записанных сигналов. Даже на самых современных компьютерах получение высококачественного радиоизображения может потребовать несколько сот часов вычислительного времени.
    В Нидерландах с 1970г функционирует система, состоящая из 14 радиотелескопов диаметром 25 м, расположенных в направлении восток-запад с максимальным удалением 2,8 км. Наивысшее угловое разрешение составляет 4", а общая собирающая площадь равноценна радиотелескопу диаметром 93,5 м. В Великобритании действует радиоинтерферометр MERLIN. В систему входит семь радиотелескопов, максимальное расстояние между которыми 230 км. Только один из них был построен специально для этой системы, он является копией радиотелескопа VLA; остальные раньше работали по независимой программе. Они были связаны в единую сеть путем передачи сигналов от каждого телескопа в центр корреляции по радиолиниям. Максимальное угловое расширение не уступает VLA и составляет 0,05" на волне 6 см. Под таким углом будет видна монета диаметром 2 см с расстояния почти 100 км!
    В Южном полушарии, в Австралии, с 1990г работает система апертурного синтеза, которая называется "Австралийский телескоп - компактная решетка". Система состоит из шести радиотелескопов диаметром 22 м. Они передвигаются по рельсам на расстояния в пределах 3 км.
    Созданы системы, получившие название радиоинтерферометр со сверхдлинной базой (РСДБ). Он объединяет радиотелескопы, находящиеся в разных странах, а иногда и на разных континентах. В системах со сверхдлинными базами сигналы, принятые на отдельных радиотелескопах, записываются сначала на магнитную ленту. Лишь через несколько дней или даже недель все записи поступают в центр обработки. В настоящее время работает глобальная сеть РСДБ, объединяющая крупные телескопы Европы, США, Австралии и других стран. В экспериментах иногда участвует более 20 радиотелескопов.

дополнительно радиоастрономия

Copyright © ОблЦИТ 2001-2025
Copyright © ОблЦИТ 2001-2025