1. Электромагнитное излучение, исследуемое в астрофизике

Цель астрофизики – изучение физической природы и эволюции отдельных космических объектов, включая и всю Вселенную. Таким образом, астрофизика решает наиболее общие задачи астрономии в целом. Как известно, за свою многовековую историю астрономия претерпела несколько революций, полностью изменивших ее характер. Одним из результатов этого процесса явилось возникновение и бурное развитие астрофизики. Особенно этому способствовало применение телескопа с начала VII века, открытие спектрального анализа и изобретение фотографии в XIX веке, возникновение фотоэлектрии, радиоастрономии и внеатмосферных методов исследования в XX веке. Все это необычайно расширило возможности наблюдательной, или практической астрофизики, и привело к тому, что в середине XX века астрономия стала всеволновой, т.е. получила возможность извлекать информацию практически из любого диапазона спектра электромагнитного излучения.

Таблица 1. Электромагнитный спектр, исследуемый в астрофизике

2. Основные астрофизические инструменты и приборы

2.1. Оптические телескопы

После того, как в 1609 году Галилей впервые направил на небо телескоп, возможности астрономических наблюдений намного возросли. Этот год явился началом новой эры в науке – эры телескопической астрономии.

Телескоп имеет три основных назначения:

• собирать излучение от небесных светил на приемное устройство (глаз, фотопластинка, спектрограф и др.);
• строить в своей фокальной плоскости изображение объекта или определенного участка неба;
• помочь различать объекты, расположенные на близком угловом расстоянии друг от друга и поэтому неразличимые невооруженным глазом.

Оптическая часть телескопа аналогична астрономической трубе. Механическая конструкция, несущая трубу и обеспечивающая ее наведение на небо, называется монтировкой. Телескоп с линзовым объективом называется рефрактором, т.е. преломляющим телескопом. Так как световые лучи различных длин волн преломляются по-разному, то одиночная линза дает окрашенное изображение. Это явление называется хроматической аберрацией. Она устраняется добавлением второй линзы, изготовленной из стекла с другим коэффициентом преломления (ахроматический объектив, или ахромат).

Законы отражения не зависят от длины волны, и, естественно, возникла мысль заменить линзовый объектив вогнутым сферическим зеркалом. Такой телескоп называется рефлектором, т.е. отражательным телескопом. Первый рефлектор диаметром всего лишь в 3 см и длиной 15 см был построен Ньютоном в 1671 г.

Сложной технической задачей является наведение телескопа на объект и слежение за ним. Современные обсерватории снабжены телескопами диаметром от нескольких десятков сантиметров до нескольких метров.

Монтировка телескопа, т.е. основание конструкции, с помощью которой ведется слежение за небесным объектом, всегда имеет две взаимно перпендикулярные оси, поворот вокруг которых позволяет навести его в любую область неба. В монтировке, называемой вертикально-азимутальной, одна из осей направлена в зенит, другая лежит в горизонтальной плоскости. На ней монтируются небольшие переносные телескопы. Крупные телескопы, как правило, устанавливаются на экваториальной монтировке, одна из осей которой направлена в полюс мира (полярная ось), а другая лежит в плоскости небесного экватора (ось склонения). Телескоп на экваториальной монтировке называется экваториалом.

Чтобы следить за небесным светилом в экваториал, достаточно поворачивать его только вокруг полярной оси в направлении роста часового угла, так как склонение светила остается неизменным. Этот поворот осуществляется автоматически часовым механизмом. По своей конструкции монтировки различаются  на немецкие, английские, американские.

ЭВМ позволяют осуществлять точное слежение за небесным светилом и при вертикально-азимутальной установке путем плавного поворота вокруг обеих осей. Первым в мире крупным оптическим телескопом на вертикально-азимутальной установке является рефлектор с диаметром зеркала 6 м, установленный на Северном Кавказе на горе Пастухова, 2070 м над уровнем моря. Следующий по размерам рефлектор имеет диаметр 5 м и находится в США (Обсерватория Маунт Паломар).

2.2. Радиотелескопы

Космические тела излучают электромагнитную энергию в очень широком диапазоне частот – от гамма-лучей до самых длинных радиоволн. Радиоизлучение от космических объектов принимается специальными установками, называемыми радиотелескопами, которые состоят из антенны и очень чувствительного приемника. В настоящее время космическое радиоизлучение исследуется в длинах волн от одного миллиметра до нескольких десятков метров. Антенны радиотелескопов, принимающих миллиметровые, сантиметровые, дециметровые и метровые волны чаще всего представляют собой параболические отражатели, подобные зеркалам обычных астрономических рефлекторов. В фокусе параболоида устанавливается облучатель – устройство, собирающее радиоизлучение, которое направляется на него зеркалом. Облучатель передает принятую энергию н вход приемника, и, после усиления и детектирования, сигнал регистрируется на ленте самопишущего электроизмерительного прибора.

Радиоастрономические зеркала не требуют такой точности изготовления, как оптические. Чтобы зеркало не давало искажений, его отклонение от заданной параболической формы не должно превышать l/8, а длины волн  в радиодиапазоне значительно больше, чем в оптическом. Например, для волны l = 10 см достаточно иметь точность зеркала около1 см. Более того, зеркало радиотелескопа можно делать не сплошным, например, натянуть металлическую сетку на каркас, придающей ей приблизительно параболоидальную форму. Наконец, радиотелескоп можно сделать неподвижным, если заменить поворот зеркала смещением облучателя ( в пределах до 10-20°). Благодаря этим особенностям радиотелескопы могут намного превосходить в размерах оптические телескопы.

Самая большая в мире "полнопрофильная" (т.е. представляющая собой единое сплошное зеркало) радиоастрономическая антенна имеет диаметр 300 м. Она находится в обсерватории Аресибо в Пуэрто-Рико и установлена в кратере потухшего вулкана, которому придали форму параболоида, закрепили бетоном, а на бетон нанесли металлическое покрытие.

Радиотелескопы очень большого размера могут быть построены из большого количества отдельных зеркал, фокусирующих принимаемое излучение на один облучатель. Примером является радиотелескоп РАТАН-600, расшифровывается как "радиотелескоп Академии наук, диаметр 600 м, который установлен вблизи станицы Зеленчукской (недалеко от шестиметрового рефлектора) и представляет собой замкнутое кольцо, состоящее из 900 плоских зеркал размером 2?7,4 м, образующих сегмент параболоида.

Радиоастрономические зеркала меньших размеров устанавливают на вертикально-азимутальной или экваториальной монтировке. Среди высокочастотных инструментов, пригодных для работы на самых коротких волнах, к числу наилучших принадлежит 22-метровый радиотелескоп, установленный в Физическом институте им. П. Н. Лебедева.

2.3. Фотоэлектрические приемники излучения

Для увеличения точности фотометрии применяются фотоэлементы, устанавливаемые в фокусе телескопа. Простые фотоэлементы с внешним фотоэффектом применяются сейчас довольно редко. На смену им пришли более сложные фотоэлектрические приемники – фотоумножители (ФЭУ). В этих приборах используется явление вторичной электронной эмиссии: электрон, обладающий достаточной энергией и разогнанный электрическим полем, попав на поверхность с малой работой выхода, может выбить несколько электронов. Таким образом, с помощью вторичной электронной эмиссии можно получить усиление фототока.

В последнее время в астрономических наблюдениях все шире применяются преобразователи изображения – электронно-оптические преобразователи (ЭОП) и телевизионные системы.

Высокая чувствительность в инфракрасной области может быть получена с помощью некоторых типов болометров, охлаждаемых жидким гелием. Болометры принадлежат к классу тепловых приемников, действие которых основано на увеличении температуры при поглощении излучения. К классу тепловых приемников относятся также термопары, в которых используется термоэлектрический эффект, и оптико-акустические преобразователи (ОАП),  в которых излучение поглощается в некотором газовом объеме, нагревает его и расширяет.

В приборах, установленных на искусственных спутниках, для регистрации рентгеновского излучения используются счетчики Гейгера, сцинтилляционные счетчики и фотоумножители с особыми катодами. Счетчики Гейгера представляют собой колбу с двумя электродами, наполненную некоторым газом, ионизирующимся под действием рентгеновского излучения, и имеющую прозрачное для него окно. Рентгеновский квант, пройдя через газ, образует пару – ион-электрон, они ускоряются в электрическом поле между электродами, сталкиваются с нейтральными молекулами, ионизируют их, и в результате образуется лавина ионов и электронов, которая регистрируется в виде импульса тока.

Сцинтилляционный счетчик состоит из сцинтиллятора – пластины вещества, которое дает световую вспышку при попадании рентгеновского кванта, – и фотоумножителя, который эту вспышку регистрирует.

2.4. Спектральные приборы

Изучая спектры небесных светил, можно получить сведения об их химическом составе, температуре, давлении, вращении и т. д. Впервые спектры звезд и планет начал наблюдать в прошлом веке итальянский астроном Секки. Затем спектральным анализом занялись многие другие астрономы. Вначале использовался визуальный спектроскоп, потом спектры стали фотографировать, а сейчас применяется также фотоэлектрическая запись спектра.

Спектральные приборы с фотографической регистрацией спектра называют спектрографами, а с фотоэлектрической – спектрометрами.

Особенности оптической схемы и конструкции астрономических спектральных приборов сильно зависят от конкретного характера задач, для которых они предназначены. Спектрографы, построенные для получения звездных спектров (звездные спектрографы) заметно отличаются от небулярных, с которыми исследуются спектры туманностей. Солнечные спектрографы тоже имеют свои особенности.

Грубое представление о спектральном составе излучения можно получить с помощью светофильтров. В фотографической и визуальной областях спектра часто применяют светофильтры из окрашенного стекла. В них используется зависимость поглощения (абсорбции) света от длины волны. Светофильтры этого типа называются абсорбционными. Есть еще светофильтры, в которых выделение узкого участка спектра основано на интерференции света. Они называются интерференционными и могут быть сделаны довольно узкополосными, позволяющими выделить участки спектра шириной в несколько десятков ангстрем. Еще более узкие участки спектра (шириной около 1 ?) позволяют выделять интерференционно-поляризационные светофильтры.

Литература

1. Бакулин П. И., Кононович Э. В., Мороз В. И. Курс общей астрономии. М.: Наука, 1987.
2. Детская энциклопедия. Мир небесных тел, числа и фигуры. 2 т. М.: Просвещение, 1965.
3. Шкловский И. С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть. М.: Наука, 1985.
4. Штекли А. Э. Галилей. / Жизнь замечательных людей/. М.: "Молодая гвардия", 1972.

2001-2011