Приборы применяемые в астрономии
Телескоп § Телескоп (далеко + смотрю) — прибор, предназначенный для наблюдения небесных тел. § В частности, под телескопом понимается оптическая телескопическая система, применяемая не обязательно для астрономических целей. § Существуют телескопы для всех диапазонов электромагнитного спектра: оптические телескопы, радиотелескопы, рентгеновские телескопы, гаммателескопы. Кроме того, детекторы нейтрино часто называют нейтринными телескопами. Также, телескопами могут называть детекторы гравитационных волн. § Самые первые чертежи простейшего линзового телескопа были обнаружены в записях Леонардо Да Винчи. Построил телескоп в 1608 Ханс Липперсхей. Также создание телескопа приписывается его современнику Захарию Янсену. § Принципиальная схема простейшего телескопа такова. На переднем конце трубы укреплена двояковыпуклая линза — объектив. Свет проходит через объектив и собирается в фокусе. где получается изображение небесного тела. С помощью окуляра изображение можно рассматривать в увеличенном виде.
История § Годом изобретения телескопа, а вернее зрительной трубы, считают 1608 год, когда голландский очковый мастер Иоанн Липперсгей продемонстрировал своё изобретение в Гааге. Тем не менее в выдаче патента ему было отказано, в силу того что и другие мастера, как Захарий Янсен из Мидделбурга и Якоб Метиус из Алкмара, уже обладали экземплярами подзорных труб, а последний вскоре после Липперсгея подал в Генеральные штаты (голландский парламент) запрос на патент. Позднейшее исследование показало, что, вероятно, подзорные трубы были известны ранее, ещё в 1605 году. В «Дополнениях в Вителлию» , опубликованных в 1604 г. Кеплер рассмотрел ход лучей в оптической системе, состоящей из двояковыпуклой и двояковогнутой линз. Самые первые чертежи простейшего линзового телескопа (причем как однолинзового, так и двухлинзового) были обнаружены ещё в записях Леонардо Да Винчи датируемых 1509 -м годом. Сохранилась его запись: «Сделай стекла, чтобы смотреть на полную Луну» ( «Атлантический кодекс» ). Линзовый телескоп Галилея. § Первым, кто направил зрительную трубу в небо, превратив её в телескоп, и получил новые научные данные стал Галилей. В 1609 году он создал свою первую зрительную трубу с трёхкратным увеличением. В том же году он построил телескоп с восьмикратным увеличением длиной около полуметра. Позже им был создан телескоп, дававший 32 -кратное увеличение: длина телескопа была около метра, а диаметр объектива — 4, 5 см. Это был очень несовершенный инструмент, обладавший всеми возможными аберрациями, тем не менее, с его помощью Галилей сделал ряд открытий. § Название «телескоп» предложил в 1611 году греческий математик Джованни Демизиани для одного из инструментов Галилея. Сам Галилей использовал для своих телескопов термин лат. Perspicillum (перспектива). § Лучший из телескопов Галилея давал увеличение всего в 30 раз. Даже этого было достаточно, чтобы увидеть горы на Луне, открыть спутники у Юпитера, разглядеть множество звезд, не видимых невооруженным глазом. Современные телескопы увеличивают изображение в тысячи раз. Зеркальный телескоп Гершеля.
Электромагнитное излучение (электромагнитные волны) — распространяющееся в пространстве возмущение (изменение состояния) электромагнитного поля (то есть, взаимодействующих друг с другом электрического и магнитного полей). Электромагнитное излучение подразделяется на § радиоволны (начиная со сверхдлинных), § инфракрасное излучение, § видимый свет, § ультрафиолетовое излучение, § рентгеновское излучение и жесткое (гамма-излучение) Электромагнитное излучение способно распространяться практически во всех средах. В вакууме (пространстве, свободном от вещества и тел, поглощающих или испускающих электромагнитные волны) электромагнитное излучение распространяется без затуханий на сколь угодно большие расстояния, но в ряде случаев достаточно хорошо распространяется и в пространстве, заполненном веществом (несколько изменяя при этом свое поведение).
Электромагнитное излучение исследуемое в астрономии Как известно, видимый свет является частным видом электромагнитного излучения, которое испускается не непрерывно, а отдельными порциями (квантами), характеризующимися величиной своей энергии. Совокупность всех видов излучения называется спектром электромагнитного излучения. За единицу измерения энергии квантов обычно принимают электрон-вольт (эв). Кванты видимого света обладают энергиями в 2 -3 эв и занимают лишь небольшую область электромагнитного спектра, исследуемого в астрофизике, который простирается от значений энергии порядка Мэв (мега-, т. е. миллион электрон-вольт) для гамма-лучей до одной миллионной электрон-вольта (10 -6 эв) для метровых радиоволн. Между этими крайними видами электромагнитного излучения последовательно располагаются рентгеновские, ультрафиолетовые, визуальные (видимые) и инфракрасные лучи. У всех электромагнитных волн скорость распространения в вакууме одинакова и составляет 299 792 км/сек. Энергия квантов в пропорциональна частоте электромагнитных колебаний (т. е. обратно пропорциональна длине волны. Кванту с энергией в 1 эв соответствует длина волны 1, 24 мкм. Излучение в видимой области спектра играет особенно большую роль в астрономии, так как оно сравнительно хорошо пропускается земной атмосферой. Сильнее всего атмосфера поглощает коротковолновую область спектра, где находятся ультрафиолетовые, рентгеновские и гамма-лучи. Большая часть инфракрасных лучей, начиная примерно с длины волны в 1 микрон (мкм), поглощается молекулами воздуха. Земная атмосфера прозрачна для радиоволн в диапазоне примерно от 1 см до 20 м. Для остальных длин волн – хуже.
Оптические телескопы Телескоп представляет собой трубу (сплошную, каркасную или ферму), установленную на монтировке, снабжённой осями для наведения на объект наблюдения и слежения за ним. Визуальный телескоп имеет объектив и окуляр. Задняя фокальная плоскость объектива совмещена с передней фокальной плоскостью окуляра. В фокальную плоскость объектива вместо окуляра может помещаться фотоплёнка или матричный приёмник излучения. В таком случае объектив телескопа, с точки зрения оптики, является фотообъективом. Телескоп фокусируется при помощи фокусера (фокусировочного устройства). По своей оптической схеме большинство телескопов делятся на: Линзовые (рефракторы или диоптрические) — в качестве объектива используется линза или система линз. Зеркальные (рефлекторы или катаптрические) — в качестве объектива используется вогнутое зеркало. Зеркально-линзовые телескопы (катадиоптрические) — в качестве объектива используется сферическое зеркало, а линза, система линз или мениск служит для компенсации аберраций. Кроме того, для наблюдений Солнца профессиональные астрономы используют специальные солнечные телескопы, отличающихся конструктивно от традиционных звездных телескопов.
Рефракторы Рефрактор — оптический телескоп, в котором для собирания света используется система линз, называемая объективом. Работа таких телескопов обусловлена явлением рефракции (преломления). Телескоп-рефрактор содержит два основных узла: линзовый объектив и окуляр. Объектив создаёт действительное уменьшенное обратное изображение бесконечно удалённого предмета в фокальной плоскости. Это изображение рассматривается в окуляр как в лупу. В силу того, что каждая отдельно взятая линза обладает различными аберрациями (хроматической, сферической и проч. ), обычно используются сложные ахроматические и апохроматические объективы. Такие объективы представляют собой выпуклые и вогнутые линзы, составленные и склеенные с тем, чтобы минимизировать аберрации. Телескоп Галилея (1609 г. ) имел в качестве объектива одну собирающую линзу, а окуляром служила рассеивающая линза. Такая оптическая схема даёт неперевернутое (земное) изображение. Главными недостатками галилеевского телескопа являются очень малое поле зрения и сильная хроматическая аберрация. Такая система все ещё используется в театральных биноклях, и иногда в самодельных любительских телескопах. Телескоп Кеплера (1611 г. ) Более совершенный телескоп в котором в качестве окуляра используется положительная линза. Это позволило увеличить поле зрения и вынос зрачка, однако система Кеплера даёт перевёрнутое изображение. Преимуществом трубы Кеплера является также и то, что в ней имеется действительное промежуточное изображение, в плоскость которого можно поместить измерительную шкалу. По сути, все последующие телескопы-рефракторы являются трубами Кеплера. К недостаткам системы относится сильная хроматическая аберрация, которую до создания ахроматического объектива устраняли путём уменьшения относительного отверстия телескопа.
Современные рефракторы Ахромат - телескоп-рефрактор с ахроматическим объективом, как правило — двухлинзовым (дублет). Наиболее широко распространённый в прошлом и в настоящее время тип телескопов-рефракторов. Работы по созданию ахроматического объектива начались ориентировочно в 1730 - х гг. (британские оптики George Bass, Chester Moore Hall). Патент на ахроматический объектив - дублет с линзами из крона и флинта был выдан британскому королевскому оптику Джону Доллонду (John Dolland) в 1758 г. С этого времени началось производство ахроматических рефракторов. Существует несколько разновидностей ахроматических объективов, применяемых в телескопах-рефракторах, в частности, дублеты Литтрова, Кларка, Фраунгофера. Апохромат - телескоп-рефрактор с апохроматическим объективом, оптические аберрации которого, в первую очередь хроматическая, исправлены значительно лучше, чем в ахромате. Как правило (хотя и не во всех случаях), в объективе используются элементы из стекла со сверхнизкой дисперсией или флюорит. Объектив — двух- или трёхлинзовый. По сравнению с ахроматами апохроматы могут иметь большую светосилу и значительно превосходят ахроматы по качеству изображения. Первым апохроматом (апохроматический триплет Доллонда) был телескоп c диаметром объектива 9. 53 см и фокальным отношением f/11, созданный Питером Доллондом (сыном Джона Доллонда) в Великобритании в 1763 г. Распространение апохроматических рефракторов в астрономической оптике можно отнести ко 2 -й половине 20 -го века, долгое время их распространение сдерживала высокая стоимость флюоритовой оптики или специальных стёкол. С 1990 -х годов, благодаря широкому внедрению в оптической промышленности стёкол со сверхнизкой дисперсией, по своим характеристикам близких к флюориту, апохроматические рефракторы стали значительно более доступны и популярны, в том числе и в любительской астрономии. Самый большой рефрактор мира принадлежит Йеркской обсерватории (США) и имеет диаметр объектива 102 см. Более крупные рефракторы не используются. Это связано с тем, что качественные большие линзы дороги в производстве и крайне тяжелы, что ведёт к деформации и ухудшению качества изображения. Крупные телескопы обычно являются рефлекторами. Ахроматический рефрактор имеет объектив из двух линз. Апохроматический рефрактор имеет сложный многолинзовый объектив.
Крупнейшие рефракторы 76 -см рефрактор Обсерватории Ниццы. 102 -см телескоп-рефрактор Йеркской обсерватории. Снимок 2006 года. 68 -см рефрактор Обсерватории Венского университета.
Рефлекторы Рефлектор — оптический телескоп, использующий в качестве светособирающих элементов зеркала. Впервые рефлектор был построен Исааком Ньютоном около 1670. Это позволило избавиться от основного недостатка использовавшихся тогда телескопов-рефракторов — значительной хроматической аберрации. Оптические системы зеркальных телескопов разделяются по типам используемых объективов. Система Ньютона - такую схему телескопов предложил Исаак Ньютон в 1667 году. Здесь плоское диагональное зеркало, расположенное вблизи фокуса, отклоняет пучок света за пределы трубы, где изображение рассматривается через окуляр или фотографируется. Главное зеркало параболическое, но если относительное отверстие не слишком большое, оно может быть и сферическим. Система Кассегрена - схема была предложена Лореном Кассегреном в 1672 году. Это вариант двухзеркального объектива телескопа. Главное зеркало большего диаметра вогнутое (в оригинальном варианте параболическое) отбрасывает лучи на вторичное выпуклое меньшего диаметра (обычно гиперболическое). По классификации Максутова схема относится к так называемым предфокальным удлиняющим — то есть вторичное зеркало расположено между главным зеркалом и его фокусом и полное фокусное расстояние объектива больше, чем у главного. Система неапланатична, то есть несвободна от аберрации комы. Имеет большое число как зеркальных модификаций так и зеркально-линзовых. Отдельно стоит выделить систему Кассегрена, модифицированную советским оптиком Д. Д. Максутовым — систему Максутова-Кассегрена, ставшую настолько популярной, что является одной из самых распространённых систем в астрономии, особенно в любительской.
Современные зеркальные телескопы В 1922 году Ричи и Кретьен придумали схему, в котором ни одно из зеркал не в состоянии в отдельности строить изображения. Она получила название схема Ричи. Кретьена. Оба зеркала - гиперболические. Схема обладает очень хорошими характеристиками, но требует двухлинзового корректора, который исправляет астигматизм системы, значительно увеличивая поле зрения. Большое распространение получили зеркально-линзовые системы. Например, системы Максутова и Шмидта. В системах Максутова и Шмидта главное зеркало - сфера и для исправления сферической аберрации служат мениск (Максутов) и особой формы линза (Шмидт). Качество изображения в этих системах очень хорошее при большом поле зрения. Однако входные линзовые элементы этих систем у крупных инструментов оказываются слишком велики, поэтому изготовление больших телескопов по этим схемам невозможно. Самый большой телескоп Максутова имеет диаметр мениска 70 см. Самый большой телескоп Шмидта имеет диаметр коррекционной пластины 134 см. Главное зеркало при этом имеет больший диаметр. Хотя схема Шмидта позволяет достичь гораздо больших значений относительного отверстия, она имеет и существенный недостаток - коррекционная пластина в классическом варианте располагается на удвоенном фокусном расстоянии от зеркала, а значит и длина трубы и диаметр купола должны быть в 2 раза больше, что существенно увеличивает стоимость системы. Оптические схемы телескопов: M 1 - главное зеркало, D - его диаметр, M 2 - вторичное зеркало, M 3, . . . , M 6 - диагональные плоские зеркала; a - прямой фокус F 1. Двух-трёхлинзовый корректор K 1 увеличивает полезное поле зрения до 0, 3 -1, 0. В оптических телескопах средних размеров наблюдения ведутся в фокусе Ньютона F 1. Светосила D: F = 1: 3 - 1: 5; б - кассегреновский фокус F 2. Сменное зеркало M 3 может направлять свет в фокус Мерсенна F 2. Светосила D: F = 1: 15 - 1: 30; в - фокус кудэ F 3. С помощью плоских зеркал свет направляется вдоль полярной оси телескопа. Изображение звезды в фокусе кудэ неподвижно при любом положении трубы оптического телескопа. Светосила D: F =1: 30 - 1: 50. Практически все оптические телескопы с зеркалами крупнее 2 м имеют фокус кудэ; г - фокус Ричи-Кретьена F 4. Корректор K 4 увеличивает полезное поле зрения до 1 -3. Светосила D: F = 1: 7 - 1: 9; д - схема телескопа Шмидта. В центре кривизны главного сферического зеркала M 1 стоит коррекционная линза Шмидта K 5, определяющая диаметр светового пучка. Для того чтобы не было экранирования света на краю поля зрения (пунктирная линия), диаметр M 1 превышает диаметр K 5. Длина трубы телескопа в два раза больше его фокусного расстояния F 5. Светосила D: F = 1: 2, 5 - 1: 3, поле зрения 3 -5.
Оптические системы телескопов Типы отражающих поверхностей телескопических систем. Три главных типа отражательных телескопов со вспомогательными зеркалами: плоским, дающим изображение в фокусе Ньютона «ф²» , гиперболическим, дающим изображение в фокусе Кассегрена «ф» , и в эллиптическим, дающим изображение в фокусе Грегори «ф¹» . Возможно использование главного зеркала без вспомогательного в первичном фокусе главного зеркала «ф» (главное зеркало имеет параболическую форму). В большинстве случаев в системах зеркальных телескопов присутствует дополнительное зеркало меньшего размера, которое отражает лучи, идущие от главного зеркала, за пределы трубы телескопа. Это вторичное зеркало перекрывает собой центральную часть главного зеркала. Кроме того, если в фокусе главного зеркала установлено фоторегистрирующее устройство (ПЗС-матрица, фотокассета), то это также приводит к экранированию световой апертуры телескопа. Использование телескопа без вторичного зеркала называется системой прямого фокуса.
Крупнейшие рефлекторы Два телескопа Кека, расположенные на Гавайях. Keck-I и Keck-II введены в эксплуатацию в 1993 и 1996 годах соответственно и имеют эффективный диаметр зеркала 9, 8 м. Телескопы расположены на одной платформе и могут использоваться совместно в качестве интерферометра, давая разрешение, соответствующее диаметру зеркала 85 м. Большой Канарский — оптический телескоп-рефлектор. Его первичное зеркало, диаметром 10, 4 метра, составлено из 36 шестиугольных сегментов, которые объединены в общую структуру. Зеркало изготовлено из ситалла, производства компании Schott AG. Телескоп расположен на пике вулкана Мучачос на высоте 2400 метров выше уровня моря в обсерватории Ла-Пальма на Канарских островах. Строительство телескопа заняло 7 лет. Большой бинокулярный телескоп (англ. The Large Binocular Telescope (LBT)) — один из наиболее технологически передовых и обладающих наивысшим разрешением оптических телескопов в мире, расположенный на 3, 3 километровой горе Грэхем в юго-восточной части штата Аризона (США). Является частью международной обсерватории Маунт-Грэм. Телескоп обладает двумя зеркалами диаметром 8, 4 м, установленных на общем креплении, называясь поэтому бинокулярным. Межосевое расстояние составляет 14, 4 м. Телескоп по своей светосиле эквивалентен телескопу с одним зеркалом диаметром 11, 8 м, а его разрешающая способность эквивалентна телескопу с одним зеркалом диаметром 22, 8 м. В нем используются активная и адаптивная оптика. Башня 6 -ти метрового рефлектора, установленного на Кавказе (Россия). Купол по своим размерам превосходит купола 10 метровых телескопов.
Крупнейшие рефлекторы Монтировка американского (вилочного) типа. Телескоп диаметром 3 м. Монтировка альт-азимутальная. Телескоп диаметром 6 м. Монтировка в виде вращающегося круглого хомута, опирающегося на катки (английского типа). Диаметр 3, 8 м. Монтировка английского типа (ярмо). Телескоп диаметром 2, 5 м. Монтировка в виде вращающегося круглого хомута, опирающегося на катки (английского типа). Диаметр 5 м. Монтировка американского (вилочного) типа. Телескоп диаметром 2, 6 м.
Радиотелескопы Для исследования космических объектов в радиодиапазоне применяют радиотелескопы. Основными элементами радиотелескопов являются принимающая антенна и радиометр — чувствительный радиоприемник, перестраиваемый по частоте, и принимающая аппаратура. Поскольку радиодиапазон гораздо шире оптического, для регистрации радиоизлучения используют различные конструкции радиотелескопов, в зависимости от диапазона. В длинноволновой области (метровый диапазон; десятки и сотни мегагерц) используют телескопы составленные из большого числа (десятков, сотен или, даже, тысяч) элементарных приемников, обычно диполей. Для более коротких волн (дециметровый и сантиметровый диапазон; десятки гигагерц) используют полу- или полноповоротные параболические антенны. Кроме того, для увеличения разрешающей способности телескопов, их объединяют в интерферометры. При объединении нескольких одиночных телескопов, расположенных в разных частях земного шара, в единую сеть, говорят о радиоинтерферометрии со сверхдлинной базой (РСДБ). Радиометр усиливает принятое антенной радиоизлучение и преобразует его в форму, удобную для регистрации и дальнейшей обработки. Энергия радиоизлучения космич. объектов, достигающая земной поверхности, как правило, чрезвычайно мала. Радиоизлучение носит шумовой характер и имеет непрерывный спектр, охватывающий широкий диапазон радиоволн. Радиотелескоп вырезает на рабочей длине волны λ из этого спектра сравнительно узкую полосу радиочастот, соответствующую полосе пропускания приемника. Таким образом, радиотелескоп является спектр-анализатором космического излучения на волне λ. Устройство полноповоротного радиотелескопа. Важным параметром любой антенны явл. ее направленность, характеризуемая т. н. диаграммой направленности. Диаграмма направленности параболической антенны в плоскости, содержащей геометрическую ось антенны: λ - длина волны, d - диаметр антенны.
Космические телескопы Внеатмосферная астрономия - исследует космические объекты при помощи аппаратуры, вынесенной для устранения атмосферных помех за пределы земной атмосферы. Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном диапазоне. Благодаря отсутствию влияния атмосферы, разрешающая способность телескопа в 7— 10 раз больше, чем у аналогичного телескопа, расположенного на Земле. Внеатмосферную астрономию принято делить на разделы, определяемые диапазонами длин волн, в которых производятся наблюдения. Наиболее интересные результаты получены при изучении космических объектов в рентгеновском и УФ-диапазонах. Космические телескопы также делятся по основным диапазонам частот: Гамма-телескопы собирают и измеряют высоко энергическое гамма-излучение от астрофизических источников. Оно поглощаются атмосферой, поэтому, чтобы вести наблюдения требуются высотные аэростаты или космические полеты. Гамма-лучи излучается сверхновыми, нейтронными звездами, пульсарами и черными дырами. Гаммавсплески, с очень высокими энергиями, были также обнаружены, но до сих пор не изучены. Рентгеновские телескопы измеряют фотоны высоких энергий называющихся рентгеновским излучением. Они сильно поглощаются атмосферой, а это означает, могут наблюдаться только высоко в атмосфере или в космосе. Несколько типов астрофизических объектов испускают рентгеновских лучи, Скопление галактик, черная дыры активных галактических ядер, остатки сверхновых, звезды в паре с белым карликом (катастрофические переменный звезды), нейтронной звезды или черная дыры (рентгеновский двойные). Некоторые части Солнечной системы испускают рентгеновский лучи, наиболее заметными из которых являются Луна, хотя большая часть рентгеновского излучения Луны возникает от отраженного солнечного рентгеновского излучения. Ультрафиолетовые телескопы изучают небо в ультрафиолетовом диапазоне длин волн, то есть примерно между 10 и 320 нм. Свет на этих длинах волн поглощается атмосферой Земли, поэтому наблюдения на этих длинах волн могут быть выполнены из верхних слоев атмосферы или из космоса. Объекты излучающие ультрафиолетовое излучения включают Солнце, другие звезды и галактики. Оптическая астрономия видимого диапазона простирается примерно от 400 до 700 нм. Позиционирование оптического телескопа в космосе означает, что телескоп не видит атмосферных помех, обеспечивая получение более высокого разрешения. Оптические телескопы используются для наблюдения звезд, галактик, планетарных туманностей и протопланетных дисков, среди многих других вещей. Инфракрасные телескопы. Инфракрасный свет имеет меньшую энергию, чем видимый свет, следовательно, испускают его более холодные объекты. Таким образом, можно рассматривать в инфракрасном свете: холодные звезды (в том числе коричневые карлики), туманности, и очень далекие галактики
Космический телескоп «Хаббл» Код обсерватории « 250» — автоматическая обсерватория на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла. Телескоп «Хаббл» имеет диаметр 2, 4 м и фокусное расстояние 57, 6 м, оптическая система Ричи-Кретьена. Масса – 11 т. Был запущен в космос в 1990 г. На орбиту высотой 570 км. Период обращения – 96 мин. Работа над созданием космического телескопа была поделена между многими компаниями и учреждениями. Космический центр Маршалла отвечал за разработку, проектирование и строительство телескопа, Центр космических полётов Годдарда занимался общим руководством разработкой научных приборов и был выбран в качестве наземного центра управления. Центр Маршалла заключил контракт с компанией «Перкин-Элмер» на проектирование и изготовление оптической системы телескопа и датчиков точного наведения. Корпорация «Локхид» получила контракт на строительство космического аппарата для телескопа. Зеркало и оптическая система в целом были наиболее важными частями конструкции телескопа, и к ним предъявлялись особо жёсткие требования. Обычно зеркала телескопов изготавливаются с допуском примерно в одну десятую длины волны видимого света, но, поскольку космический телескоп предназначался для наблюдений в диапазоне от ультрафиолетового до почти инфракрасного, а разрешающая способность должна была быть в десять раз выше, чем у наземных приборов, допуск для изготовления его главного зеркала был установлен в 1/20 длины волны видимого света. Другой сложной инженерной проблемой было создание космического корабля для телескопа и остальных приборов. Основными требованиями были защита оборудования от постоянных перепадов температур при нагреве от прямого солнечного освещения и охлаждения в тени Земли и особо точное ориентирование телескопа. Телескоп смонтирован внутри лёгкой алюминиевой капсулы, которая покрыта многослойной термоизоляцией, обеспечивающей стабильную температуру. Жёсткость капсулы и крепление приборов обеспечивает внутренняя пространственная рама из углепластика. Немногие телескопы могут похвастаться таким весомым вкладом в астрономические исследования, как космический телескоп «Хаббл» . Благодаря космическому телескопу мы расширили наши представления, пересмотрели предварительные теории и построили новые, подробнее объясняющие астрономические явления. Общие расходы на проект, по оценке на 1999 год, составили 6 млрд долл. с американской стороны и 593 млн евро, оплаченных ЕКА.
Механика телескопов Высокая точность оптических поверхностей предъявляет столь же высокие требования к точности механики современных телескопов. Большое зеркало не обладает достаточной жёсткостью и прогибается под действием собств. веса. Эти деформации компенсируются системой разгрузки, устанавливаемой в оправе зеркала. В результате зеркало как бы плавает в оправе и его отражающая поверхность сохраняет свою форму с требуемой точностью при всех положениях инструмента. Из-за деформаций линз не делают объективы рефракторов более 1 м в диаметре. Оптические оси главного и вторичного зеркал телескопа не должны смещаться друг относительно друга на величину более 0, 1 мм. Изготовить жёсткую трубу, изгибающуюся не более чем на 0, 1 мм при весе главного зеркала в несколько десятков тонн, в принципе невозможно. Влияние деформаций устраняют при помощи специальной фермы, закреплённой в центре тяжести. Длинный конец её несёт лёгкое вторичное зеркало, а короткий - тяжёлое главное. Жёсткость фермы рассчитывается так, что оба конца трубы прогибаются на одинаковую величину и взаимное положение зеркал не меняется. Труба телескопа крепиться к монтировке телескопа, которая оборудована приводами по обеим осям, что позволяет наводить телескоп в любую точку неба. Монтировки бывают азимутальные и параллактические (экваториальные). В экваториальной монтировке одна из осей направлена на полюс мира, а привод вращает телескоп вокруг нее с угловой скоростью равной скорости вращения Земли. Таким образом наблюдаемый объект удерживается в поле зрения. Типы установок (штативов) телескопов: немецкий (а), английский (б), американский (в). Азимутальная и Экваториальная монтировки
Любительский телескоп То, что можно увидеть в любительский телескоп зависит, прежде всего, от диаметра его объектива. Если качество оптики инструмента безупречно, то вы сможете увидеть в телескоп диаметром: 50 мм — кратеры на Луне, пятна на Солнце, облачные пояса на диске Юпитера и четыре его крупных (галилеевых) спутника, фазы Венеры, наличие колец Сатурна, компоненты двойных звезд, разделенных расстоянием не менее 2, 5 секунды дуги (разрешающая сила 2, 5"), планеты Уран и Нептун, слабые звезды до 10 -й звездной величины, самые яркие туманности, галактики и звездные скопления: M 31 (Туманность Андромеды), M 42 (туманность Ориона), прекрасные виды Плеяд и двойного скопления χ и h в созвездии Персея. 80 мм — детали в кратерах Луны и ее горных массивах, фазы Меркурия, щель Кассини в кольце Сатурна, его спутник Япет, наиболее крупные детали в поясах Юпитера, полярные шапки Марса в эпохи его противостояний. Телескоп должен разрешать двойные звезды с расстоянием между компонентами 1, 6" и иметь проницающую способность до 11, 5 зв. вел. 150 мм — практически все объекты каталога Мессье (туманности и галактики, обозначения которых начинаются на букву M), детали солнечных пятен, факельных полей и грануляцию в годы максимума солнечной активности, Большое Красное Пятно и многие другие детали в поясах Юпитера, сезонные изменения на поверхности Марса, семь спутников Сатурна, подробности на терминаторе Венеры. Разрешающая сила телескопа 0, 8", проницающая способность около 13 зв. вел. 250– 300 мм — деление Энке в кольце Сатурна (при большом раскрытии кольца), а также восемь спутников планеты, диск Урана и пять его спутников, спутник Нептуна Тритон, на пределе видимости — Плутон, многочисленные слабые галактики и многие объекты каталога NGC. Разрешение телескопа около 0, 5", визуальная проницающая сила примерно 14 зв. вел. Фотографическая же проницающая сила составит примерно 17 -18 зв. вел.
Аберрации оптических систем Искажение изображения, вызванное недостатками оптической системы, называется аберрацией. Аберрации оптических систем бывают физические и геометрические. Осевые и внеосевые. Физическая аберрация – хроматическая. Геометрические аберрации – сферическая, кома, астигматизм, кривизна поля и дисторсия. Свет, как и любое другое излучение имеет волновую природу. В однородной среде волны света имеют сферическую форму, которые и образуют волновой фронт. Нормали к фронту, вдоль которых, собственно и распространяется свет, называют лучами. В контексте астрономических наблюдений мы работаем с параллельным пучком света, источник которого находится в «бесконечности» . Хроматическая аберрация характерна для всех преломляющих оптических приборов. Возникает из-за того, что коэффициент преломления среды зависит от длины волны света. Синие лучи отклоняются линзой сильнее красных, и поэтому положения фокусов для лучей разных длин волн не совпадают. В результате изображение звезды выглядит как набор радужных колец. Уже первые телескопы Галилея имели сильную хроматическую аберрацию. Первым, кто решил «избавиться» от хроматической аберрации, был Ньютон. Сначала он решил попробовать в телескопах две линзы, имеющие отрицательную и положительную оптическую силы, но не смог создать телескопа, свободного от хроматической аберрации. Именно поэтому Ньютон стал делать телескопы с вогнутыми зеркалами. Только в 1747 году Эйлер математически доказал существование объектива, состоящего из двух стеклянных менисков, лишенного хроматической аберрации. Оптические системы, в которых хроматическая аберрация устранена в объективах, изготовленных из стекол с различными коэффициентами преломления, называются ахроматами. Хроматическая аберрация полностью отсутствует в зеркальных системах. Сферическая аберрация возникает из-за того, что лучи света, параллельные главной оптической оси объектива, падая на сферическую поверхность линзы или зеркала, после преломления или отражения пересекаются не в одной точке. Края объектива строят изображение ближе к объективу, а центральная часть – дальше. В результате изображение имеет в фокальной плоскости нерезкий вид. Особенностью сферических поверхностей, так часто применяемых в оптике, является то, что сферическое зеркало или линза не способны собрать строго в одну точку параллельный пучок света из-за разности оптической силы поверхности в центре и по краям. Таким образом, каждая из круговых зон объектива строит собственный фокус на оптической оси не в соответствии с остальными зонами. В рефракторах сферическая аберрация совместно с хроматической аберрацией устраняется подбором линз. В рефлекторах зеркалу придают не сферическую, а параболическую форму. Система, в которой сферическая аберрация исправлена, называется стигматичной. Сферическая аберрация исправляется приданием зеркалу параболической формы.
Аберрации оптических систем Кома – внеосевая аберрация, связанная с наклоном лучей света, идущих от источника, к оптической оси телескопа. При этом изображение звезды имеет вид капли или кометы с ярким ядром и большим хвостом – отсюда и пошло название аберрации. Линейные размеры пятна комы пропорциональны расстоянию звезды от оптической оси и квадрату относительного отверстия объектива. Система, свободная как от сферической аберрации, так и от комы, называется апланатической. Астигматизм заключается в растягивании точечного изображения в черточку. Лучи света от объекта, идущие в разных плоскостях, не могут сфокусироваться на одной плоскости изображения. Размер астигматического изображения растет пропорционально квадрату углового расстояния звезды от центра оптической системы. Оптические системы, в которых исправлен астигматизм, называются анастигматическими. Дисторсия связана с искажением масштабов изображения (искажение подобия). Изображение звезды собирается в одну точку, но эта точка не совпадает с изображением звезды в идеальном телескопе. Из-за этого изображение квадрата будет иметь вид либо подушки, либо бочки. Оптические системы, свободные от дисторсии, называются ортоскопическими. Характерная величина относительной дисторсии нормального объектива 0, 5 %. В целом, у длиннофокусных объективов дисторсия меньше, чем у нормальных, у широкоугольных — больше. Кривизна поля изображения — аберрация, в результате которой изображение плоского объекта, перпендикулярного к оптической оси объектива, лежит на поверхности, вогнутой либо выпуклой к объективу. Эта аберрация вызывает неравномерную резкость по полю изображения. Поэтому, когда центральная часть изображения фокусирована резко, то его края будут лежать не в фокусе и изобразятся нерезко. Если установку на резкость производить по краям изображения, то его центральная часть будет нерезкой. Кривизна поля изображения исправляется подбором кривизны поверхностей линз, их толщины и расстояний между ними.
Характеристики оптических телескопов Оптический телескоп — это афокальная система (оптическая сила равна нулю, состоящая из объектива и окуляра. Телескоп увеличивает видимый угловой размер и видимую яркость наблюдаемых объектов. Основными параметрами, которые определяют другие характеристики телескопа, являются: диаметр объектива (апертура) и фокусное расстояние объектива. Основные задачи телескопа: - собрать больше света - показать объект под большим углом Разрешающая способность зависит от апертуры. Приблизительно определяется по формуле: где α — угловое разрешение в угловых секундах, а D — диаметр объектива в миллиметрах. Угловое увеличение определяется отношением: где F и f — фокусные расстояния объектива и окуляра. Максимальное полезное увеличение телескопа равно Г = 2 D, а минимальное полезное равно Г = D/d где d – диаметр зрачка глаза в темноте в миллиметрах. Относительное отверстие телескопа А — это отношение диаметра объектива телескопа к его фокусному расстоянию: Относительное отверстие характеризует светосилу телескопа, так как это ее обратная величина. Проницающая сила — это звёздная величина наиболее слабых звёзд, видимых с помощью телескопа при наблюдении в зените. Она может быть оценена по упрощенной формуле Боуэна:
Характеристики оптических телескопов §
Качество изображения телескопа Идеальных телескопов не бывает, всегда присутствуют остаточные недоисправленные аберрации и не идеальная юстировка телескопа. На рисунке показано, как выглядят различные объекты при различном качестве оптической системы. Явление дифракции накладывает ограничение на разрешающую способность телескопа, на качество изображения звезд. Вследствие дифракции в фокальной плоскости телескопа образуется сложная дифракционная картина. Изображение звезды является не точечным, а представляет собой яркий кружок, окруженный темными и светлыми кольцами. Этот яркий центральный диск называют дифракционным. Такое явление проявляется, в основном, при наблюдениях ярких звезд с большим увеличением. Для более слабых звезд яркость светлых колец практически незаметна, поэтому различается только центральный максимум. Состояние земной атмосферы также накладывает ограничение на дифракционное изображение звезд. Атмосферная турбулентность и движение воздушных масс, искажают фронт световой волны, размывая точечное изображение до размеров порядка 1 -3", что сравнимо с размерами дифракционного кружка для небольших телескопов. Изображение звезды, размытое атмосферной турбулентностью, называется диском дрожания (или сиинг). Размер диска дрожания зависит от местных условий, которые называются астроклиматом. Космический телескоп свободен от влияния атмосферы, и там достигается дифракционный предел. Система с адаптивной оптикой является не стационарной, и может изменять формы входящих в нее поверхностей в зависимости от изменения изображения объекта. Таким образом, удается в значительной мере подавить негативное воздействие земной атмосферы. В результате удается достичь более высокого разрешения, а значит, и получить новые данные о наблюдаемых объектах.
Астрономические приборы Астрономические инструменты и приборы, аппаратура для выполнения астрономических наблюдений и их обработки. Можно подразделить на наблюдательные инструменты (телескопы), светоприёмную и анализирующую аппаратуру, вспомогательные приборы для наблюдений, приборы времени, лабораторные приборы, вспомогательные компьютерыи демонстрационные приборы. По назначению телескопы разделяются на: инструменты для выполнения широкого круга астрофизических исследований звёзд, туманностей, галактик, а также планет и Луны — в основном крупные рефлекторы, оснащенные ПЗС-матрицами, спектрографами, электрофотометрами; инструменты для одновременного фотографирования больших участков неба (размером до 30 x 30°) — широкоугольные телескопы Максутова или Шмидта, а также широкоугольные астрографы типа фотографических рефракторов; астрометрические инструменты для высокоточных измерений координат небесных объектов и моментов времени прохождения их через меридиан; солнечные телескопы для изучения физических процессов, происходящих на Солнце; метеорные камеры, камеры для фотографирования искусственных спутников Земли, камеры для регистрации северных сияний и другие специальные телескопы. Астрономические исследования в диапазоне радиочастот ведутся с помощью радиотелескопов. Для определений координат небесных объектов и ведения службы времени используют меридианные круги, пассажные инструменты, вертикальные круги, зенит-телескопы, призменные астролябии и другие инструменты. В астрогеодезических экспедициях применяют переносные инструменты типа пассажного инструмента, зенит-телескопы, теодолиты. Крупные солнечные телескопы, обычно устанавливаемые неподвижно, делятся на башенные телескопы и горизонтальные телескопы, свет направляется в них одним (сидеростат, гелиостат) или двумя (целостат) подвижными плоскими зеркалами. Для наблюдений солнечной короны, хромосферы, фотосферы применяют внезатменный коронограф, хромосферные телескопы и фотосферные телескопы. Быстро движущиеся по небу искусственные спутники Земли фотографируют с помощью спутниковых фотокамер, позволяющих с высокой точностью регистрировать моменты открывания и закрывания затвора. При наблюдениях используют вспомогательные приборы, а также светоприёмную и анализирующую аппаратуру: астроспектрографы (щелевые и бесщелевые, призменные, дифракционные и интерференционные) — для фотографирования спектров Солнца, звёзд, галактик, туманностей, а также объективные призмы, устанавливаемые перед объективом телескопа и позволяющие получить на одной фотопластинке спектры большого количества звёзд. Небольшие и средние астроспектрографы монтируют на телескопе так, чтобы щель спектрографа была в фокусе телескопа (в главном фокусе, фокусах Ньютона, Кассегрена или Несмита); большие спектрографы устанавливают стационарно в помещении фокуса куде. В большинстве случаев визуальные наблюдения глазом вытеснены наблюдениями с ПЗС-матрицами.
Спектральный анализ Методом, дающим ценные и наиболее разнообразные сведения о небесных светилах, является спектральный анализ. Он позволяет установить из анализа света качественный и количественный химический состав светила, его температуру, наличие и напряженность магнитного поля, скорость движения по лучу зрения и т. д. Спектральный анализ основан на том, что сложный свет при переходе из одной среды в другую, например из воздуха в стекло, разлагается (диспергирует) на составные части. Если пучок этого света пустить на боковую грань трехгранной призмы, то, преломляясь в стекле по-разному, составляющие белый свет лучи дадут на экране радужную полоску, называемую спектром. В спектре все цвета расположены всегда в определенном порядке. Для изучения спектров применяют приборы, называемые спектроскопом и спектрографом. В спектроскоп спектр рассматривают, в спектрографе его фотографируют. Фотография спектра называется спектрограммой. Составлены таблицы с перечнем линий каждого газа и с указанием яркости каждой линии. Например, в спектре натрия особенно ярки две желтые линии. Установлено, что спектр атома или молекулы связан с их строением н отражает определенные изменения, происходящие в них в процессе свечения. Спектры бывают различные. Спектры излучения и поглощения. Спектры небесных объектов - это в основном, спектры поглощения вместе со спектрами излучения. Например: спектр излучения, идущего от центра звезды до атмосферы звезды - это спектр излучения, но после прохождения через атмосферу мы получим спектр поглощения, т. к. в атмосфере свет определенных длин волн поглощается. И образуются черные полосы в спектре на этих длинах волн. В основе спектрального анализа лежит закон Кирхгофа. Он формулируется так: при термодинамическом равновесии отношение коэффициента излучения к коэффициенту поглощения равно интенсивности излучения, являющейся универсальной функцией частоты и температуры. Он выражается формулой: I = k/a, где I - интенсивность излучения, k - излучательная способность в данной длине волны, а - поглощательная способность в той же длине волны. Эта формула показывает, что у излучающего тела с температурой Т, отношение излучательной способности k к поглощательной способности a, для любой длины волны, не зависит ни от характера вещества излучающего тела, ни от вида его поверхности, а зависит только от длины волны и температуры. Излучение абсолютно черного тела, проходя через молекулярное облако, приобретает линии поглощения с своем спектре. У облака также можно наблюдать эмиссионный спектр. Абсолютно черное тело - это тело, которое поглощает полностью излучение любых длин волн при любой температуре. Для него поглощательная способность а = 1, а k=I.
Законы Кирхгофа Спектрограф Три закона Кирхгофа: 1. Раскалённое твердое тело или сильно нагретая жидкость излучают непрерывный спектр. 2. Нагретый газ при низком давлении излучает спектр, состоящий из отдельных ярких линий (эмиссионный). 3. Газ, помещенный перед более горячим источником непрерывного излучения, создает в спектре источника темные линии (линии поглощения), которые приходятся на те же длины волн, что и линии излучения этого газа. Спектр получается при разложении света по длинам волн. Свет раскладывается по длинам волн при преломлении на границе двух различных сред. Потому что каждая длина волны преломляется на свой угол. Это явление называется дисперсией света, и это свойство не самого света, а среды, через которую проходит свет. Второй метод получения спектра основан на явлении дифракции. 1. Через узкую щель проходит пучок света. 2. Линза № 1 делает пучок света параллельным. 3. Призма раскладывает белый свет по длинам волн на спектр. 4. Линза № 2 собирает разошедшийся пучок излучения по длинам волн в разные концы экрана. 5. Фотопластинка или ПЗС фиксирует спектр и получается спектрограмма. Распределение цветов в спектре К О Ж З Г С Ф = запомнить можно например по тексту: Как Однажды Жак Звонарь Городской Сломал Фонарь. Дифракционный спектрограф устроен также как и призменный, но вместо призмы в нем стоит дифракционная решетка
Спектры Спектр в физике — распределение значений физической величины. Обычно под спектром подразумевается электромагнитный спектр — спектр частот (или то же самое, что энергий квантов) электромагнитного излучения. Спектры могут быть линейчатыми (дискретными), непрерывными (сплошными), а также представлять комбинацию (наложение) линейчатых и непрерывных спектров. Бывают спектры излучения (эмиссионные) и поглощения (адсорбционные). Спектр поглощения отличается от спектра излучения тем, что свет проходил через поглощающую среду или отражался от каких-либо предметов. Нагретое вещество излучает электромагнитные волны (фотоны). Спектр этого излучения на фоне спектра излучения абсолютно чёрного тела, при достаточной температуре, на определённых частотах имеет ярко выраженные увеличения интенсивности. Непрерывным спектром обладают любые нагретые тела. В непрерывном спектре присутствует излучение всех длин волн. Распределение плотности излучения по длинам волн и особенно зависимость этого распределения от температуры изучены с исключительной тщательностью. Линейчатые спектры бывают только у веществ в атомарном состоянии (но не молекулярных). Главное свойство линейчатых спектров в том, что изолированные атомы данного химического элемента излучают строго определенные, неповторяющиеся последовательности длин волн. У двух различных элементов не бывает одной и той же последовательности длин волн. Спектральные полосы появляются на выходе спектрального прибора на месте той длины волны, которая излучается из источника. Спектры поглощения это темные линии на фоне непрерывного или линейчатого спектра. Такой спектр бывает, например у звезд. Если перед источником света, дающим сплошной спектр, поместить пары или газы с более низкой температурой, они поглотят часть света источника. В этом случае в спектроскопе будет виден спектр поглощения: сплошной спектр, перерезанный темными линиями. При этом темные линии находятся в тех же местах спектра, где находятся яркие линии, даваемые этими газами или парами, когда они светятся ярче сами. Спектральный анализ позволяет определять химический состав паров, излучающих свет или поглощающих его, находятся ли они в лаборатории или на небесном светиле. Количество атомов или молекул, лежащих на нашем луче зрения, излучающих или поглощающих, определяется по интенсивности линий. Чем больше атомов, тем ярче линия или тем она темнее в спектре поглощения. Солнце и звезды окружены газовыми атмосферами. Непрерывный спектр их видимой поверхности перерезан темными линиями поглощения, возникающими прохождении света через атмосферу звезд. Поэтому спектры Солнца и звезд — это спектры поглощения. Надо помнить, что спектральный анализ позволяет определять химический состав только самосветящихся или поглощающих излучение газов. Химический состав твердого или жидкого тела при помощи спектрального анализа определить нельзя. Спектр Солнца. Из сравнения со спектрами полученными в лаборатории, было определено, что фраунгоферовы линии h, G', F и C принадлежат водороду, а двойная линия D — натрию. Спектр излучения водорода. Спектр поглощения. Два представления оптического спектра: сверху «естественное» (видимое в спектроскопе), снизу — как зависимость интенсивности от длины волны.
Спектры звезд Уильям Хаггинс (1824 -1910, Англия) астроном, первым применив спектрограф, начал спектроскопию звезд. В 1863 г показал, что спектры Солнца и звезд имеют много общего и что их наблюдаемое излучение испускается горячим веществом и проходит через вышележащие слои более холодных поглощающих газов. Цвет и спектр звезд связан с их температурой. Спектры звезд – это их паспорт с описанием всех звездных закономерностей. По спектру звезды можно узнать ее светимость, расстояние до звезды, температуру, размер, химический состав ее атмосферы, скорость вращения вокруг оси, особенности движения вокруг общего центра тяжести. Почти все звезды имеют линии поглощения в спектре. Наиболее интенсивная линия гелия расположена в желтой части спектра: D 3 (λ = 587, 6 нм). В спектрах звезд типа Солнца наблюдаются также линии натрия: D 1 (λ = 589, 6 нм) и D 2 (λ = 589, 0 нм), линии ионизованного кальция: Н (λ = 396, 8 нм) и К (λ = 393, 4 нм). Фотосферы звезд дают непрерывный спектр, пересеченный отдельными темными линиями, которые возникают при прохождении излучения через более холодные слои атмосферы звезды. По спектру поглощения (точнее, по наличию определенных линий в спектре) можно судить о химическом составе атмосферы звезды. Яркие линии в спектре показывают, что звезда окружена расширяющейся оболочкой из горячего газа. У красных звезд с низкой температурой в спектре видны широкие полосы молекул окиси титана, оксидов. Ионизированный межзвездный газ, нагретый до высоких температур, дает спектры с максимумом излучения в ультрафиолетовой области. Необычные спектры дают белые карлики. У них линии поглощения во много раз шире, чем у обычных звезд и имеются линии водорода, которые отсутствуют при таких температурах у обычных звезд. Это объясняется высоким давлением в атмосферах белых карликов. Спектры некоторых звезд Спектрограмма рассеянного скопления «Гиады» .
Эффект Доплера в астрономии Эффект Доплера — изменение частоты и длины волн, регистрируемых приёмником, вызванное движением их источника и/или движением приёмника. По смещению линий спектра определяют лучевую скорость движения звёзд, галактик и других небесных тел. По увеличению ширины линий спектра определяют температуру звёзд. Если относительная скорость источника и наблюдателя много меньше скорости света, км/с, то для вычисления скорости по сдвигу спектральной линии применяется следующая формула: где – v, скорость источника относительно наблюдателя вдоль луча зрения. Чем больше скорость, тем больше смещение линии в спектре, Δλ , относительно ее ``стандартного'' положения, λ, поэтому линии в спектрах далеких квазаров сильно сдвинуты в красную сторону из-за эффекта красного смещения, связанного с расширением Вселенной. Смещаются и линии в спектрах струй, бьющих из многих астрофизических объектов. Причем одна струя (направленная на нас) становится более синей и яркой, а противоположная - более красной и слабой (из-за чего иногда она вообще может не наблюдаться). Эффект Доплера позволяет измерять скорости вращения небесных тел и многое-многое другое. При скоростях близких к скорости света простая формула видоизменяется, чтобы учесть эффекты специальной теории относительности (это важно, например, для очень далеких внегалактических объектов). Если линии в спектре периодически изменяются, то звезда имеет спутник и они обращаются вокруг общего центра масс. Эффект Доплера дает возможность оценить скорость вращения звезд. Например, вследствие вращения Солнца западный край Солнца удаляется от нас, а восточный край – приближается к нам. Поэтому наибольшая линейная скорость вращения Солнца, которая наблюдается на экваторе, равная 2 км/с, дает доплеровское смещение линии l = 500 нм (5000 Å) в Δl = 0, 035Å. При этом на полюсах Солнца доплеровское смещение линий уменьшается до нуля.
Приемники излучения Основная задача приемника излучения состоит в преобразовании электромагнитной энергии света в иные формы (например, в механическую, электрическую или тепловую), измеряя которые лабораторными физическими методами можно делать выводы о характеристиках принимаемого телескопом светового сигнала. На микроскопическом уровне светочувствительный элемент любого приемника состоит из вещества, при взаимодействии с которым энергия фотонов переходит в кинетическую энергию свободных электронов (внутренний или внешний фотоэффект) или в колебания ионов в узлах кристаллической решетки, которые впоследствии регистрируются различными способами. Простейшие примеры - кремниевый фотодиод или фотокатод ФЭУ. Первым приёмником изображения в астрономии был невооружённый человеческий глаз (квантовый выход = 1%). Вторым стала фотопластинка (квантовый выход = 5%). Для нужд астрономов были разработаны фотопластинки, чувствительные в самых разных областях спектра, вплоть до инфракрасной и, что самое главное, хорошо работающие при наблюдении слабых объектов при длительных экспозициях. Затем были ФЭУ (фото-электронные умножители) и ЭОПы (электроннооптические преобразователи (квантовый выход 50 -70%). Сейчас повсеместно используют ПЗС- матрицы. Так называемые приборы с зарядовой. Кванты света здесь освобождают заряды, которые, не покидая специально обработанной пластинки из кристаллического кремния, скапливаются под действием приложенных напряжений в определённых её местах - элементах изображения. Манипулируя этими напряжениями, можно двигать накопленные заряды таким образом, чтобы направить их последовательно по одному в обрабатывающий комплекс. Изображения воспроизводятся и обрабатываются при помощи ЭВМ. Внешний вид двух типов ПЗС матриц типа (металл-изоляторполупроводник) Изображение объекта с полноразмерной матрицей (кроп-фактор равен 1) и с матрицей с кроп-фактором 1. 6 (в центре) Системы ПЗС очень чувствительны и позволяют измерять свет с высокой точностью. Квантовый выход ПЗС сейчас достигает 96%. ПЗС-матрица состоящая из двумерной матрицы светочувствительных элементов (пикселов) размером от 3 до 30 мкм редко превышает 150 мм по диагонали. Составная ПЗС для широкоугольного телескопа С большим линейным полем изображения
Устройство ПЗС-матриц Матрица ПЗС (Прибор с Зарядовой Связью) или по-английски CCD (Charge. Coupled Device) представляет собой матрицу светочувствительных элементов, способных накапливать электрический заряд под действием света и передавать этот заряд от одного элемента к другому. Принцип действия светочувствительных элементов матрицы состоит в следующем: Фотон, попадая в кристалл кремния, генерирует пару носителей зарядов – электрон и дырку. На поверхность подложки нанесен слой диэлектрика – двуокиси кремния. Двуокись кремния является прозрачной и не препятствует проникновению света. Поверх диэлектрика нанесены электроды из поликристаллического кремния. При подаче на электрод положительного потенциала, дырки вытесняются из области кремния, находящейся вблизи этого электрода и вокруг него начинают скапливаться электроны, возникающие в результате внутреннего фотоэффекта. Причем этих электронов тем больше, чем больше света попало на близлежащий участок подложки. Если на этом электроде убрать положительный потенциал, а создать его на соседнем электроде, накопленный заряд переместится на соседний электрод. Изменяя потенциалы на электродах можно передвигать накопленный заряд от одного электрода к другому, практически не меняя его величины. Если пиксели выстроены в один ряд, то приемник называется ПЗС-линейкой, если же участок поверхности заполнен ровными рядами - тогда приемник называется ПЗС-матрицей. Одним из нежелательных побочных эффектов переноса заряда на ПЗСматрице, который может мешать наблюдениям, являются яркие вертикальные полосы (столбы) на месте ярких зон изображения небольшой площади. Также к возможным нежелательным эффектам ПЗС-матриц можно отнести: высокий темновой шум, наличие "слепых" или "горячих" пикселей, неравномерность чувствительности по полю матрицы. Для уменьшения темнового шума используют автономное охлаждение ПЗС-матриц до температур -20°С и ниже. Либо же снимается темновой кадр (например с закрытым объективом) с такой же длительностью (экспозицией) и температурой, с какими был произведён предыдущий кадр. Впоследствии специальной программой на компьютере вычитается темновой кадр из изображения. Схема субпикселей ПЗС-матрицы с карманом n-типа (на примере красного фотодетектора): 1 — фотоны света, прошедшие через объектив фотоаппарата; 2 — микролинза субпикселя; 3 — R — красный светофильтр субпикселя, фрагмент фильтра Байера; 4 — прозрачный электрод из поликристаллического кремния или сплава индия и оксида олова; 5 — оксид кремния; 6 — кремниевый канал n-типа: зона генерации носителей — зона внутреннего фотоэффекта; 7 — зона потенциальной ямы (карман n-типа), где собираются электроны из зоны генерации носителей заряда; 8 — кремниевая подложка p-типа. Переполнение пикселя, потенциальная яма заполнена и заряд растекается по поверхности.
Подробнее об устройстве ПЗС Пиксель состоит из p-подложки, покрытой прозрачным диэлектриком, на который нанесён светопропускающий электрод, формирующий потенциальную яму. Над пикселем может присутствовать светофильтр (используется в цветных матрицах) и собирающая линза (используется в матрицах, где чувствительные элементы не полностью занимают поверхность). На светопропускающий электрод, расположенный на поверхности кристалла, подан положительный потенциал. Свет, падающий на пиксель, проникает вглубь полупроводниковой структуры, образуя электрондырочную пару. Образовавшиеся электрон и дырка разделяются электрическим полем: электрон перемещаются в зону хранения носителей (потенциальную яму), а дырки перетекают в подложку. ПЗС-матрица разделена на строки, а в свою очередь каждая строка разбита на пиксели. Строки разделены между собой стоп слоями (p+), которые не допускают перетекания зарядов между ними. Для перемещения пакета данных используются регистры сдвига. Простейший цикл работы трехфазного регистра сдвига начинается с того, что на первый затвор подается положительный потенциал, в результате чего образуется яма, заполненная образовавшимися электронами. Затем на второй затвор подадим потенциал, выше, чем на первом, вследствие чего под вторым затвором образуется более глубокая потенциальная яма, в которую перетекут электроны из под первого затвора. Чтобы продолжить передвижение заряда следует уменьшить значение потенциала на втором затворе, и подать больший потенциал на третий. Для пикселя присущи следующие характеристики: Ёмкость потенциальной ямы - это количество электронов, которое способна вместить потенциальная яма. Спектральная чувствительность пикселя - зависимость чувствительности (отношение величины фототока к величине светового потока) от длины волны излучения. Квантовая эффективность (измеряется в %) - физическая величина, равная отношению числа фотонов, поглощение которых вызвало образование квазичастиц, к общему числу поглощённых фотонов. У современных ПЗС матриц этот показатель достигает 95%. Для сравнения, человеческий глаз имеет квантовую эффективность порядка 1%. Динамический диапазон - отношение напряжения или тока насыщения к среднему квадратичному напряжению или току темнового шума. Измеряется в д. Б. Матрицы с полнокадровым переносом. Простота технологического цикла Возможность занять 100% поверхности светочувствительными элементами. При считывании данных следует перекрывать затвором источник света, чтобы избежать появления эффекта смазывания; Частота считывания ограничена скоростями работы последовательного и параллельного регистров сдвига. От этого же зависит интервал перекрытия матрицы затвором.
Скачать презентацию Приборы применяемые в астрономии Телескоп Телескоп
Приборы применяемые в астрономии.pptx