Элементы астрофизики Телескопы Гиенко Е Г

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 -34 Дж⋅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. 01 н 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. 01 н. М Сильное поглощение Рентгеновское излучение 0. 01 – 10 н. М -------//------ Внеатмосфер ные (космич. ракеты, ИСЗ) Счетчики фотонов, ионизационные камеры и пр. -------//------

Область спектра Длины Прохождение Методы Приемники исследований излучения волн сквозь атмосферу Гаммаизлучение <0. 01 н. М Сильное поглощение Рентгеновское излучение 0. 01 – 10 н. М -------//------ Далекий 10 – ультрафио- 310 н. М -------//-----лет (УФ) Внеатмосфер ные (космич. ракеты, ИСЗ) Счетчики фотонов, ионизационные камеры и пр. -------//------ Фотоэмульсии, ФЭУ

Близкий УФ 310 -390 н. М Слабое поглощение Частично с поверхности Земли -------//------

Близкий УФ 310 -390 н. М Видимый свет Слабое поглощение 390 -760 н. М -------//------ Частично с поверхности Земли С поверхности Земли -------//-----Глаз, фотоэмульсии ПЗС (“Цифра”)

Близкий УФ 310 -390 н. М Слабое поглощение Видимый свет 390 -760 н. М -------//------ Инфракрасное (ИК) 0, 76 – 1 мм Поглощение Н 2 О, СО 2 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 н. М Слабое поглощение Частично с поверхности Земли Видимый свет 390 -760 н. М -------//------ С поверхности Земли Инфракрасное (ИК) 0, 76 – 1 мм Поглощение Н 2 О, СО 2 и др. Радиоволны 1 мм – 1 км Пропускается С излучение с поверхности длиной волны Земли 1 мм, 4, 5 мм, 8 мм и от 1 см до 20 м 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.

• Виды ЭМ излучения, доступные для наблюдения с поверхности Земли: • Основные части телескопа: • Что является объективом рефрактора? Рефлектора? • Какая характеристика телескопа важна при: - наблюдении планет, - далеких звезд; - галактик • Разрешающие силы двух телескопов 30” и 15”. Какой телескоп лучше? • Во сколько раз ярче выглядит объект в 10 сантиметровый телескоп, чем при наблюдении невооруженным глазом (диаметр хрусталика 5 мм)? • Почему большие профессиональные телескопы – рефлекторы, а не рефракторы?

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=4200 м), Гавайские о-ва Субару (1999), (Япония), D = 8. 3 м – 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=2640 м, 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)

Северный Близнец – г. Мауна-Кеа на Гавайях

You. Tube: ESOCast 34. Как прекратить мерцание звезд Фильм (8 мин. ) про телескопы с адаптивной оптикой. Добавлено 04. 10. 2011

Проект ESO “Экстремально большой телескоп” D=40 м, ввод в действие – 2018 г.

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 2013 г. Установка – к 2020 г на площади 1 км 2

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 “Джеймс Уэбб” им. Джеймса Уэбба, (1906– 1992) (NASA, ЕSA и Канадское косм. Агентство) Ожидаемый запуск - 2014 год. 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”

Результаты работы телескопа “Кеплер” Первые пять планет, открытые в первую неделю 2010 года

К 1 сентября 2010 г. “Кеплер” обнаружил около 700 экзопланет Два газовых гиганта, вращающиеся вокруг звезды Kepler-9. Масса их лишь немногим уступает массе Сатурна

• 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!