длины волны l

Элементы астрофизики
Телескопы
© Гиенко Е.Г.,
кафедра астрономии и гравиметрии СГГА
Основные законы
электромагнитного излучения
Основная информация о Вселенной –
СВЕТ
Свет распространяется в форме волны,
электромагнитного (ЭМ) колебания.
Волна – периодическое колебание,
которое переносит энергию от источника
к приемнику без переноса вещества.
ЭМ колебание распространяется в
пространстве со скоростью света:
с = 299 793 км/с ≈ 300 тыс. км/с
Волновое движение описывается с
помощью длины волны l и частоты F.
l
Частота F – количество
колебаний в секунду.
1 Гц (Герц) = 1 колебание/с
с = F⋅l
Закон излучения Ви'на:
Длина волны lmax, на которой тело
излучает наибольшее количество
энергии, обратно пропорциональна его
температуре T:
lmax= k/T
Формула Планка:
Е = h⋅c/l
E – энергия кванта,
h = 6,6⋅10-34Дж⋅с – постоянная Планка
ЭМ излучение, исследуемое в
астрофизике
Область
спектра
Длины Прохождение Методы
Приемники
исследований излучения
волн
сквозь
атмосферу
Область
спектра
Длины Прохождение Методы
Приемники
исследований излучения
волн
сквозь
атмосферу
Гаммаизлучение
<0.01н
М
Сильное
поглощение
Внеатмосфер
ные (космич.
ракеты, ИСЗ)
Счетчики
фотонов,
ионизационны
е камеры и пр.
Область
спектра
Длины Прохождение Методы
Приемники
исследований излучения
волн
сквозь
атмосферу
Гаммаизлучение
<0.01нМ Сильное
поглощение
Рентгеновское
излучение
0.01 –
10 нМ
-------//------
Внеатмосфер
ные (космич.
ракеты, ИСЗ)
Счетчики
фотонов,
ионизационные
камеры и пр.
-------//------
-------//------
Область
спектра
Длины Прохождение Методы
Приемники
исследований излучения
волн
сквозь
атмосферу
Гаммаизлучение
<0.01нМ Сильное
поглощение
Рентгеновское
излучение
0.01 –
10 нМ
-------//------
Далекий
10 –
ультрафио310нМ -------//-----лет (УФ)
Внеатмосфер
ные (космич.
ракеты, ИСЗ)
Счетчики
фотонов,
ионизационные
камеры и пр.
-------//------
-------//------
-------//------
Фотоэмульсии,
ФЭУ
Близкий УФ 310-390
нМ
Слабое
поглощение
Частично с
поверхности
Земли
-------//------
Близкий УФ 310-390
нМ
Видимый
свет
390-760
нМ
Слабое
поглощение
-------//------
Частично с
поверхности
Земли
С
поверхности
Земли
-------//-----Глаз,
фотоэмульсии
ПЗС
(“Цифра”)
Близкий УФ 310-390
нМ
Видимый
свет
390-760
нМ
Инфракрасное
(ИК)
0,76 –
1 мм
Слабое
поглощение
-------//------
Поглощение
Н2О, СО2 и др.
Частично с
поверхности
Земли
С
поверхности
Земли
Частично с
поверхности
Земли,
аэростаты
-------//-----Глаз,
фотоэмульсии
ПЗС
(“Цифра”)
Болометры,
термопары,
фотокатоды
Близкий УФ 310-390
нМ
Слабое
поглощение
Частично с
поверхности
Земли
Видимый
свет
390-760
нМ
Инфракрасное
(ИК)
0,76 –
1 мм
Поглощение
Н2О, СО2 и др.
Радиоволны
1мм –
1 км
Пропускается
С
излучение с
поверхности
длиной волны
Земли
1 мм, 4,5мм,
8мм и от 1 см до
20 м
-------//------
С
поверхности
Земли
Частично с
поверхности
Земли,
аэростаты
-------//-----Глаз,
фотоэмульсии
ПЗС
(“Цифра”)
Болометры,
термопары,
фотокатоды
Радиотелескопы
С поверхности Земли можно наблюдать:
- видимый свет;
- инфракрасное излучение;
- радиоизлучение.
Оптические телескопы
Наблюдение объектов в видимом диапазоне.
1610 г, Галилей: описание первых
телескопических наблюдений.
2 основные конструкции телескопа:
Рефрактор
(преломляющий)
Объектив - линза
Рефлектор
(отражающий)
Объектив - зеркало
Зеленчукская обсерватория РАН
(Северный Кавказ)
БТА – Большой телескоп азимутальный
D = 6 метров
Основные части телескопа:
1. Объектив – система линз или зеркало.
Собирает свет от небесных объектов и строит их
изображение.
2. Приемники излучения.
Окуляр – увеличительное стекло, с помощью
которого рассматривается изображение,
построенное объективом.
Вместо окуляра могут быть: фотопластинка,
ПЗС (прибор с зарядовой связью), спектрограф и др.
3. Монтировка телескопа.
Установка телескопа, при которой он может вращаться
вокруг двух взаимно перпендикулярных осей.
Характеристики телескопов:
1.Светосила объектива – характеризует
количество света, собранное объективом.
Пропорциональна площади объектива
2. Разрешающая сила – способность телескопа
создавать детальные изображения.
Минимальный угол, под которым 2 объекта
не сливаются в один.
S = 116”/D,
D – диаметр объектива.
3. Увеличение – отношение размера объекта, видимого в
телескоп, к размеру, видимому невооруженным глазом.
К = F/f,
F,f – фокусные расстояния объектива и окуляра.
Современный телескоп должен
иметь:
1. Большую поверхность собирающей оптики:
увеличение диаметра объектива,
синхронные измерения несколькими
телескопами (интерферометрия);
2. Высокую эффективность приемников
излучения:
применение ПЗС-матриц (эффективность
приближается к 100%);
3. Минимальные помехи при наблюдениях
расположение в горах,
применение адаптивной оптики.
Мауна-Кеа (потухший вулкан, H=4200м),
Гавайские о-ва
Субару (1999), (Япония),
D = 8.3м –
самое большое
монолитное оптическое
зеркало
Кек-1(1992), Кек-2 (1997)
(США) D = 10 м
Джемини Северный 1998
(США, Англия, Канада)
D=8 м
Телескоп Кек-1, Кек-2, D=10 м,
г.Мауна-Кеа, Гавайские о-ва
Высота помещений – 8 этажный дом.
Система 2-х телескопов: разрешающая сила,
соответствующая силе одного телескопа с диаметром
зеркала 90 метров.
Европейская южная обсерватория (ESO)
www.eso.org
15 стран:
Обсерватория Ла-Силла, Чили
Европейская Южная обсерватория (ESO),
Паранал (Чили), H=2640м, 1998-2001 гг
Телескопы VLT (Very Large Telescope)
Эксперимент
с адаптивной оптикой
Четыре 8,2 метровых телескопа и
несколько 1,8 метровых
(присоединены к VLT в 2002 г)
Проект ESO “Экстремально большой телескоп”
D=40 м, ввод в действие – 2018г.
Радиотелескопы
1931 г, Карл Янский (амер. инженер): открытие
радиоволн, идущих от Млечного Пути
Источники радиоволн: Звезды, Солнце, некоторые планеты,
пульсары,
галактики,
квазары и т.д.
Радиотелескоп:
Чаша - собирает
радиоволны,
Антенна – принимает
радиоволны
усилитель
электронное
изображение
Большая антенная система VLA , 1980 г
(Нью-Мексико, США)
Достоинства радиотелескопов:
1. Обнаруживают радиоисточники – объекты,
которые излучают в основном в
радиодиапазоне.
2. Выявляют источники, расположенные за
облаками межзвездной пыли, недоступные
для оптических телескопов
3. Работают при облачной погоде и в дневное
время.
Радиотелескоп РАТАН-600
Россия, Северный Кавказ
Радиогелиограф
(изучение Солнца в радиодиапазоне)
Бадары, Иркутская обл.
Радиотелескоп в Аресибо (Пуэрто-Рико),
расположенный в кратере вулкана
Проект большой антенной
решетки:
Гигантский радиотелескоп Большая
миллиметровая матрица “Атакама”:
54 антенны диаметром 12 метров,
работающие в мм-диапазоне волн.
Совокупное разрешение, эквивалентное
возможностям одной антенны диаметром
в 14 км.
Создание – к 2013г.
Установка – к 2020г на площади 1км2
Всеволновая астрономия:
наблюдения во всех диапазонах
ЭМ волн
Космический телескоп им.Хаббла
HST – HUBBLE SPASE TELESCOPE
Высота 500-600 км
Размер –
4-х этажный дом
Рефлектор, диаметр
главного зеркала 2,4 м
Диапазон:
Далекий УФ(0,115 мкм)Ближнее ИК (1,1 мкм)
Преемник космического
телескопа им. Хаббла
Космический телескоп “Джеймс Уэбб”,
разработанный совместно с NASA, ЕSA и
Канадским косм. Агентством.
Должен будет введен в строй в 2013 г.
Сверхчувствительное к инфракрасному
излучению зеркало диаметром 6 м для
наблюдения за самыми удаленными
объектами.
Космический телескоп “Кеплер” (NASA).
Задача – поиск похожих на Землю планет, орбиты
которых находятся в обитаемых зонах около других
звезд.
Запуск телескопа “Кеплер” 06.03.09 с мыса Канаверал, Флорида
Принцип поиска планет у других
звезд с помощью телескопа “Кеплер”
•
В программу наблюдений телескопа Кеплер включено около 100 000
звезд;
•
Инструмент телескопа – фотометр с 0.95-метровой апертурой (при
этом первичное зеркало телескопа имеет диаметр 1.4 метра) и с очень
большим полем зрения – 105 квадратных градусов. Большое поле
зрения необходимо, чтобы можно было одновременно наблюдать
много звезд. Диаметр телескопа должен быть достаточно большим,
чтобы уменьшить фоновый шум, чтобы можно измерить небольшие
изменения в яркости при транзите планеты земного типа.
•
В фокальной плоскости телескопа расположена мозаика, состоящая из
42 CCD-приемников общей площадью в 95 мегапикселей. Для
сравнения, самая большая астрономическая матрица, используемая
на Земле, содержит 10 мегапикселей. Полоса пропускания приемника
составляет 430-890 нм. Предполагается, что будут наблюдаться звезды
с 9-й по 16-ю звездную величину.
•
Миссия рассчитана на 3,5 года, но может быть продлена до 6 лет, если
для этого возникнет необходимость. Например, если будут получены
данные о возможном существовании планет с большими
орбитальными периодами. Или из-за большой переменности звезд на
коротком интервале окажется сложно выделить сигнал, который
подтвердит существование планеты.
Инфракрасная астрономия
Изучение объектов в тепловом диапазоне.
В основе инфракрасных телескопов – рефлекторы
с приемниками теплового излучения в главном
фокусе.
Достоинства инфракрасных телескопов:
1. Обнаружение источников ИК излучения.
Планеты, протозвезды, межзвездные облака пыли и
газа, далекие галактики.
2. ИК лучи лучше, чем видимый свет, проходят
через межзвездные облака.
3. ИК-телескопы могут работать в дневное и ночное
время.
ИК-астрономические спутники: IRAS, COBE,ISO
Космический телескоп Гершель
(ESA)
Крупнейший инфракрасный
телескоп
Выведен на орбиту 14 мая 2009
года.
Цель: изучение Вселенной в
широком диапазоне волн
инфракрасного и
субмиллиметрового диапазонов.
В настоящее время – верификация
телескопа.
Вход в штатный режим –
в конце ноября.
Зеркало телескопа Гершель диаметром 3.5 метра, изготовленное из
карбида кремния. Зеркальная поверхность имеет отклонения от
идеальной не более, чем один микрон. (Изображение: ESA)
Доставка Обсерватории Гершель на самолете АНТ-124 из
Европы на космодром Куру во Французской Гвиане.
(Изображение: ESA)
Одно из первых изображений,
полученное телескопом Гершель
Астрофизика высоких энергий:
наблюдения в гамма-, рентгеновском и
ультрафиолетовом диапазоне
С орбитальных станций за пределами земной
атмосферы.
Источники излучения:
горячие звездные атмосферы,
остатки сверхновых звезд,
квазары,
черные дыры и т.д.
С наступлением космической эры
Астрономия стала всеволновой!