Полеты космических аппаратов открыли перед астрономами невиданные ранее возможности, которыми наземная астрономия никогда не располагала, да и не могла располагать. Для изучения небесных тел Солнечной системы, нашей Галактики и многочисленных внегалактических объектов теперь в космос запускаются специализированные астрономические станции-обсерватории, оснащенные новейшими физическими приборами. Они улавливают невидимые излучения, которые поглощаются атмосферой и не достигают земной поверхности. В результате стали доступны для исследований все виды электромагнитного излучения, приходящего из космических глубин. Образно говоря, если раньше мы наблюдали Вселенную как бы в одном, черно-белом цвете, то сегодня она представляется нам во всех "цветах" электромагнитного спектра. Но чтобы принимать невидимые излучения, нужны особые телескопы. Каким же образом и с помощью чего можно поймать и исследовать лучи-невидимки?
При слове "телескоп" у каждого возникает представление об астрономической трубе с линзами или зеркалами, то есть представление об оптике. Ведь до недавнего времени небесные объекты изучали исключительно с помощью оптических инструментов. Но для улавливания невидимых излучений, которые сильно отличаются от видимого глазом света, нужны особые приемные устройства. И совсем не обязательно, чтобы своим внешним видом они напоминали привычный нам телескоп.
Приемники коротковолновых излучений совершенно не похожи на оптические телескопы. И если мы говорим, например, "рентгеновский телескоп" или "гамма-телескоп" , то под такими названиями следует понимать: приемник рентгеновского излучения или приемник гамма-квантов.
Вся трудность приема коротковолнового излучения заключается в том, что для электромагнитного излучения с длиной волны, меньшей 0,2 микрона обычные преломляющие (линзовые) и отражательные (зеркальные) системы совершенно не пригодны.
Так, рентгеновские лучи и особенно гамма-кванты настолько энергичны, что они запросто "пробивают" линзы, изготовленные из любых материалов: первоначальное направление движения этих лучей и квантов не меняется. Иными словами, их нельзя сфокусировать! Но как тогда их исследовать? Как сконструировать для них телескоп?
На языке физиков коротковолновое излучение - жесткое излучение! А это значит, что фотоны рентгеновских и гамма-лучей по своим свойствам похожи на высокоэнергичные частицы космических лучей (альфа-частицы, протоны), приходящие к Земле из глубин космоса. Но тогда для регистрации жестких квантов, возможно, будут пригодны счетчики частиц, какими пользуются для изучения космических лучей? Именно подобные счетчики используются в качестве приемного устройства в рентгеновских и гамма-телескопах. Чтобы узнать, откуда приходит рентгеновское излучение, счетчик заключают в массивный металлический тубус. А если счетчик покрывать еще пленками различного состава, то тогда разные счетчики будут принимать кванты различной жесткости. Получается своеобразный рентгеновский спектрограф, позволяющий выявить состав рентгеновского излучения.
Но такой телескоп еще весьма несовершенен. Главный его недостаток - слишком малая разрешающая способность. Счетчик отмечает излучение, попадающее в тубус. А оно поступает с нескольких квадратных градусов неба, где в обычный телескоп видны тысячи звезд. Какие из них излучают рентгеновские лучи? Узнать это удается не всегда. И все же с помощью рентгеновских и гамма-телескопов, работающих на космических орбитальных станциях, уже сегодня добыто много интереснейших сведений об источниках невидимого коротковолнового излучения.
Одним из таких источников является наше Солнце. Еще в 1948 году с помощью фотопластинок, поднятых ракетой "Фау-2" на высоту около 160 км (США, Морская лаборатория), было открыто рентгеновское излучение великого светила. А в 1962 году, заменив фотопластинку счетчиком Гейгера, астрономы обнаружили второй рентгеновский источник уже далеко за пределами Солнечной системы. Это ярчайший рентгеновский источник в созвездии Скорпиона, получивший название Скорпион Х-1. Третьим объектом рентгеновской астрономии в 1963 году стала знаменитая Крабовидная туманность в созвездии Тельца - Телец Х-1.
Наиболее важным этапом в развитии рентгеновской астрономии были запуски первого в мире американского рентгеновского спутника "Ухуру" в 1970 году и первого рентгеновского телескопа-рефлектора "Эйнштейн" в 1978 году. С их помощью были открыты рентгеновские двойные звезды, рентгеновские пульсары, активные ядра галактик и другие источники рентгеновского излучения.
К настоящему моменту на звездном небе известны тысячи источников рентгеновского излучения. Вообще же рентгеновским телескопам доступно около миллиона таких источников, то есть столько, сколько лучшим радиотелескопам. Как же выглядит рентгеновское небо?
В рентгеновских лучах Вселенная представляется совершенно иной, чем она видна в оптические телескопы. С одной стороны, наблюдается увеличение концентрации ярких источников излучения по мере приближения к средней плоскости Млечного Пути - они принадлежат нашей Галактике. С другой - равномерное распределение многочисленных внегалактических рентгеновских источников по всему небу. Многие небесные тела, украшающие небо Земли,- Луна и планеты - в рентгеновских лучах не видны.
Гамма-астрономия тоже родилась вместе с ракетной техникой. Как известно, космическое гамма-излучение возникает вследствие физических процессов, в которых участвуют частицы высоких энергий,- процессов, происходящих внутри атомных ядер. Однако самым интенсивным источником гамма-квантов является процесс аннигиляции , то есть взаимодействия частиц и античастиц (например, электронов и позитронов), сопровождающийся превращением материи (частиц) в жесткое излучение. Следовательно, изучая гамма-кванты, астрофизик может стать однажды свидетелем взаимодействия с телами нашего обычного мира тел теоретически возможного антимира , состоящих исключительно из антивещества .
В нашей Галактике диффузное (рассеянное) гамма-излучение сосредоточено главным образом в галактическом диске; оно усиливается в направлении к центру Галактики. Кроме того, обнаружены дискретные (точечные) гамма-источники, такие как Краб (Крабовидная туманность в Тельце), Геркулес Х-1, Геминга (в созвездии Близнецов) и некоторые другие. Сотни дискретных источников внегалактического гамма-излучения разбросаны буквально по всему небу. Удалось принять гамма-излучение, исходящее из активных областей Солнца во время солнечных вспышек.
На границе с видимым спектром, слева от фиолетовых лучей, располагается невидимое ультрафиолетовое излучение . Начиная с волны 0,29 микрона земная атмосфера полностью поглощает космический ультрафиолет, пожалуй, "на самом интересном месте"...
С началом космических исследований стали проводиться наблюдения также в ультрафиолетовом интервале длин волн. 23 марта 1983 года в нашей стране на высокоэллиптическую околоземную орбиту (высота в перигее 2000 км, в апогее 200 тыс. км) была запущена астрономическая станция "Астрон". Это была первая отечественная станция, снабженная аппаратурой для рентгеновских и ультрафиолетовых наблюдений.
Теперь приборы, фиксирующие ультрафиолетовые лучи, устанавливают на многих космических аппаратах. И если бы мы могли посмотреть на звездное небо через "ультрафиолетовые очки", то оно стало бы для нас совершенно неузнаваемым, как, впрочем, и в других невидимых лучах спектра. Так, например, для жителей Северного полушария Земли особенно выделялась бы на небе звезда дзета Ориона - самое левое светило в его "поясе". Необычно яркими выглядели бы и некоторые другие звезды, особенно горячие.
Удивляет то, что на ультрафиолетовом небе много огромных, яркосветящихся туманностей. Знаменитая туманность Ориона, которую в виде крохотного туманного пятнышка с трудом различает глаз, заняла бы все созвездие "небесного охотника". Исполинская ультрафиолетовая туманность окутывает главную звезду созвездия Девы - сияющую Спику. Эта туманность очень яркая и почти круглая. Ее видимый поперечник примерно в 50 раз больше видимого диаметра полной Луны. А вот сама Спика простым глазом не видна: ее ультрафиолетовое излучение оказалось очень слабым.
В диапазоне волн длиной от 22 микронов до 1 мм (справа от красных лучей видимого спектра) земная атмосфера сильно поглощает инфракрасное (тепловое) излучение небесных тел. К тому же воздух сам является источником тепловых лучей, что мешает наблюдениям в инфракрасном интервале длин волн. Обойти эти препятствия удалось лишь тогда, когда приемники инфракрасного излучения стали размещать за пределами атмосферы - на космических аппаратах.
Инфракрасная техника позволила получить точнейшие данные о рельефе планет, приоткрыла перед исследователями Вселенной пылевую завесу, скрывавшую от людских взоров ядро нашей Галактики, помогла астрофизикам заглянуть в звездные "колыбели" - газопылевые туманности и "прикоснуться", к тайнам рождения звезд.
Таким образом, вынос астрофизических приборов в космос открыл перед астрономией новые горизонты: стала создаваться ультрафиолетовая, рентгеновская и инфракрасная астрономия, а в 70-х годах начались наблюдения в гамма-диапазоне. Сегодня исследователи Вселенной имеют возможность совершать обзор неба практически во всем диапазоне электромагнитного спектра - от сверхкоротких гамма-лучей до сверхдлинных радиоволн. Астрономия стала наукой всеволновой. Собранная с космических "полей" богатая научная "жатва" вызвала настоящий переворот в астрофизике и переосмысление наших представлений о Большой Вселенной.
Рентгеновский телескоп-- телескоп, предназначенный для наблюдения удаленных объектов в рентгеновском спектре. Для работы таких телескопов обычно требуется поднять их над атмосферой Земли, непрозрачной для рентгеновских лучей. Поэтому телескопы размещают на высотных ракетах или на ИСЗ.
Оптическая схема
Из-за большой энергии рентгеновские кванты практически не преломляются в веществе (следовательно, тяжело изготовить линзы) и не отражаются при любых углах падения, кроме самых пологих (около 90 градусов).
Рентгеновские телескопы могут использовать несколько методов для фокусирования лучей. Наиболее часто используются телескопы Вольтера (с зеркалами скользящего падения), кодирование апертуры и модуляционные (качающиеся) коллиматоры.
Ограниченные возможности рентгеновской оптики приводят к более узкому полю зрения по сравнению с телескопами, работающими в диапазонах УФ и видимого света.
История
Часто изобретение первого телескопа приписывают Гансу Липпершлею из Голландии, 1570-1619 годы, однако почти наверняка он не являлся первооткрывателем. Скорее всего, его заслуга в том, что он первый сделал новый прибор телескоп популярным и востребованным. А также именно он подал в 1608 году заявку на патент на пару линз, размещенный в трубке. Он назвал устройство подзорной трубой. Однако его патент был отклонен, поскольку его устройство показалось слишком простым.
Задолго до него Томас Диггес, астроном, в 1450 году попытался увеличить звезды с помощью выпуклой линзы и вогнутого зеркала. Однако у него не хватило терпения доработать устройство, и полу-изобретение вскоре было благополучно забыто. Сегодня Диггеса помнят за описание гелиоцентрической системы.
К концу 1609 года небольшие подзорные трубы, благодаря Липпершлею, стали распространены по всей Франции и Италии. В августе 1609 года Томас Харриот доработал и усовершенствовал изобретение, что позволило астрономам рассмотреть кратеры и горы на Луне.
Большой прорыв произошел, когда итальянский математик Галилео Галилей узнал о попытке голландца запатентовать линзовую трубу. Вдохновленный открытием, Галлей решил сделать такой прибор для себя. В августе 1609 года именно Галилео изготовил первый в мире полноценный телескоп. Сначала, это была всего лишь зрительная труба - комбинация очковых линз, сегодня бы ее назвали рефрактор. До Галилео, скорее всего, мало кто догадался использовать на пользу астрономии эту развлекательную трубку. Благодаря прибору, сам Галилей открыл горы и кратеры на Луне, доказал сферичность Луны, открыл четыре спутника Юпитера, кольца Сатурна и сделал множество других полезных открытий.
Сегодняшнему человеку телескоп Галилео не покажется особенным, любой десятилетний ребенок может легко собрать гораздо лучший прибор с использованием современных линз. Но телескоп Галилео был единственным реальным работоспособным телескопом на тот день с 20-кртным увеличением, но с маленьким полем зрения, немного размытым изображением и другими недостатками. Именно Галилео открыл век рефрактора в астрономии - 17 век.
Время и развитие науки позволяло создавать более мощные телескопы, которые давали видеть много больше. Астрономы начали использовать объективы с большим фокусным расстоянием. Сами телескопы превратились в большие неподъемные трубы по размеру и, конечно, были не удобны в использовании. Тогда для них изобрели штативы. Телескопы постепенно улучшали, дорабатывали. Однако его максимальный диаметр не превышал нескольких сантиметров - не удавалось изготавливать линзы большого размера.
К 1656 году Христиан Гюйенс сделал телескоп, увеличивающий в 100 раз наблюдаемые объекты, размер его был более 7 метров, апертура около 150 мм. Этот телескоп уже относят к уровню сегодняшних любительских телескопов для начинающих. К 1670-х годам был построен уже 45-метровый телескоп, который еще больше увеличивал объекты и давал больший угол зрения.
Но даже обычный ветер мог служить препятствием для получения четкого и качественного изображения. Телескоп стал расти в длину. Первооткрыватели, пытаясь выжать максимум из этого прибора, опирались на открытый ими оптический закон - уменьшение хроматической аберрации линзы происходит с увеличением ее фокусного расстояния. Чтобы убрать хроматические помехи, исследователи делали телескопы самой невероятной длины. Эти трубы, которые назвали тогда телескопами, достигали 70 метров в длину и доставляли множество неудобств в работе с ними и настройке их. Недостатки рефракторов заставили великие умы искать решения к улучшению телескопов. Ответ и новый способ был найден: собирание и фокусировке лучей стала производится с помощью вогнутого зеркала. Рефрактор переродился в рефлектор, полностью освободившийся от хроматизма.
Заслуга эта целиком и полностью принадлежит Исааку Ньютону, именно он сумел дать новую жизнь телескопам с помощью зеркала. Его первый рефлектор имел диаметр всего четыре сантиметра. А первое зеркало для телескопа диаметром 30 мм он сделал из сплава меди, олова и мышьяка в 1704 году. Изображение стало четким. Кстати, его первый телескоп до сих пор бережно хранится в астрономическом музее Лондона.
Но еще долгое время оптикам никак не удавалось делать полноценные зеркала для рефлекторов. Годом рождения нового типа телескопа принято считать 1720 год, когда англичане построили первый функциональный рефлектор диаметром в 15 сантиметров. Это был прорыв. В Европе появился спрос на удобоносимые, почти компактные телескопы в два метра длиной. О 40-метровых трубах рефракторов стали забывать.
Двухзеркальная система в телескопе предложена французом Кассегреном. Реализовать свою идею в полной мере Кассегрен не смог из-за отсутствия технической возможности изобретения нужных зеркал, но сегодня его чертежи реализованы. Именно телескопы Ньютона и Кассегрена считаются первыми "современными" телескопами, изобретенными в конце 19 века. Кстати, космический телескоп Хаббл работает как раз по принципу телескопа Кассегрена. А фундаментальный принцип Ньютона с применением одного вогнутого зеркала использовался в Специальной астрофизической обсерватории в России с 1974 года. Расцвет рефракторной астрономии произошел в 19 веке, тогда диаметр ахроматических объективов постепенно рос. Если в 1824 году диаметр был еще 24 сантиметра, то в 1866 году его размер вырос вдвое, в 1885 году диаметр стал составлять 76 сантиметров (Пулковская обсерватория в России), в к 1897 году изобретен иеркский рефрактор. Можно посчитать, что за 75 лет линзовый объектив увеличивался со скоростью одного сантиметра в год.
К концу 18 века компактные удобные телескопы пришли на замену громоздким рефлекторам. Металлические зеркала тоже оказались не слишком практичны - дорогие в производстве, а также тускнеющие от времени. К 1758 году с изобретением двух новых сортов стекла: легкого - крон и тяжелого - флинта, появилась возможность создания двухлинзовых объективов. Чем благополучно и воспользовался ученый Дж. Доллонд, который изготовил двухлинзовый объектив, впоследствии названный доллондовым.
После изобретения ахроматических объективов победа рефрактора была абсолютная, оставалось лишь улучшать линзовые телескопы. О вогнутых зеркалах забыли. Возродить их к жизни удалось руками астрономов-любителей. Вильям Гершель, английский музыкант, в 1781 году открывший планету Уран. Его открытию не было равным в астрономии с глубокой древности. Причем Уран был открыт с помощью небольшого самодельного рефлектора. Успех побудил Гершеля начать изготовление рефлекторов большего размера. Гершель собственноручно в мастерской сплавлял зеркала из меди и олова. Главный труд его жизни - большой телескоп с зеркалом диаметром 122 см. Это диаметр его самого большого телескопа. Открытия не заставили себя ждать, благодаря этому телескопу, Гершель открыл шестой и седьмой спутники планеты Сатурн. Другой, ставший не менее известным, астроном-любитель английский землевладелец лорд Росс изобрел рефлектор с зеркалом с диаметром в 182 сантиметра. Благодаря телескопу, он открыл ряд неизвестных спиральных туманностей. Телескопы Гершеля и Росса обладали множеством недостатков. Объективы из зеркального металла оказались слишком тяжелыми, отражали лишь малую часть падающего на них света и тускнели. Требовался новый совершенный материал для зеркал. Этим материалом оказалось стекло. Французский физик Леон Фуко в 1856 году попробовал вставить в рефлектор зеркалом из посеребренного стекла. И опыт удался. Уже в 90-х годах астроном-любитель из Англии построил рефлектор для фотографических наблюдений со стеклянным зеркалом в 152 сантиметра в диаметре. Очередной прорыв в телескопостроении был очевиден.
Этот прорыв не обошелся без участия русских ученых. Я.В. Брюс прославился разработкой специальных металлических зеркал для телескопов. Ломоносов и Гершель, независимо друг от друга, изобрели совершенно новую конструкцию телескопа, в которой главное зеркало наклоняется без вторичного, тем самым уменьшая потери света.
Немецкий оптик Фраунгофер поставил на конвейер производство и качество линз. И сегодня в Тартуской обсерватории стоит телескоп с целой, работающей линзой Фраунгофера. Но рефракторы немецкого оптика также были не без изъяна - хроматизма.
И лишь к концу 19 века изобрели новый метод производства линз. Стеклянные поверхности начали обрабатывать серебряной пленкой, которую наносили на стеклянное зеркало путем воздействия виноградного сахара на соли азотнокислого серебра. Эти принципиально новые линзы отражали до 95% света, в отличие от старинных бронзовых линз, отражавших всего 60% света. Л. Фуко создал рефлекторы с параболическими зеркалами, меняя форму поверхности зеркал. В конце 19 века Кросслей, астроном-любитель, обратил свое внимание на алюминиевые зеркала. Купленное им вогнутое стеклянное параболическое зеркало диаметром 91 см сразу было вставлено в телескоп. Сегодня телескопы с подобными громадными зеркалами устанавливаются в современных обсерваториях. В то время как рост рефрактора замедлился, разработка зеркального телескопа набирала обороты. С 1908 по 1935 года различные обсерватории мира соорудили более полутора десятков рефлекторов с объективом, превышающим иеркский. Самый большой телескоп установлен в обсерватории Моунт-Внльсон, его диаметр 256 сантиметров. И даже этот предел соврем скоро превзойден вдвое. В Калифорнии смонтирован американский рефлектор-гигант, на сегодня его возраст более пятнадцати лет.
Более 30 лет назад в 1976 году ученые СССР построили 6-метровый телескоп БТА - Большой Телескоп Азимутальный. До конца 20 века БРА считался крупнейшим в мире телескопом Изобретатели БТА были новаторами в оригинальных технических решениях, таких как альт-азимутальная установка с компьютерным ведением. Сегодня это новшества применяются практически во всех телескопах-гигантах. В начале 21 века БТА оттеснили во второй десяток крупных телескопов мира. А постепенная деградация зеркала от времени - на сегодня его качество упало на 30% от первоначального - превращает его лишь в исторический памятник науке.
К новому поколению телескопов относятся два больших телескопа 10-метровых близнеца KECK I и KECK II для оптических инфракрасных наблюдений. Они были установлены в 1994 и 1996 году в США. Их собрали благодаря помощи фонда У. Кека, в честь которого они и названы. Он предоставил более 140 000 долларов на их строительство. Эти телескопы размером с восьмиэтажный дом и весом более 300 тонн каждый, но работают они с высочайшей точностью. Принцип работы - главное зеркало диаметром 10 метров, состоящее из 36 шестиугольных сегментов, работающих как одно отражательное зеркало. Установлены эти телескопы в одном из оптимальных на Земле мест для астрономических наблюдений - на Гаваях, на склоне потухшего вулкана Мануа Кеа высотой 4 200 м. К 2002 году эти два телескопа, расположенных на расстоянии 85 м друг от друга, начали работать в режиме интерферометра, давая такое же угловое разрешение, как 85-метровый телескоп. История телескопа прошла долгий путь - от итальянских стекольщиков до современных гигантских телескопов-спутников. Современные крупные обсерватории давно компьютеризированы. Однако любительские телескопы и многие аппараты, типа Хаббл, все еще базируются на принципах работы, изобретенных Галилеем.
Наземные наблюдения в окнах прозрачности проводятся с помощью обычных оптических телескопов и специальных ИК – телескопов. Специальные ИК – телескопы – обладают меньшим собственным излучением и снабжены осциллирующим вторичным зеркалом и устанавливаются в высокогорных районах. Четыре специальных ИК – телескопа установлены на вершине потухшего вулкана Мауна - Кеа. (Гавайские острова). На высоте 4200 м. над уровнем моря: французский с диаметром зеркала D = 375 см; английский, D = 360 см; телескоп Национального управления по астронавтике и освоению космического пространства США – НАСА, D = 300 cм; телескоп Гавайского университета, D = 224 cм.
Рентгеновские (ри) – телескопы
Детекторы РИ:
В 1978 г. на спутнике ХЕАО – Б (Эйнштейновская обсерватория) в США был запущен рентгеновский телескоп косого падения с разрешением 2ʺ. Получено несколько тысяч рентгеновских источников (до 1986 г.)
Гамма – телескопы.
В области мягкого гамма – излучения (ГИ), используется сцинтилляционный телескоп.
В области жесткого ГИ – телескоп с трековым детектором. Регистрируется траектория каждой заряженной частицы, образующейся при поглощении - фотонов. Детектором может быть искровая камера и дрейфовая камера. В искровой камере вдоль траектории частицы, ионизующей атомы, развивается искровой пробой. Цепочка искр воспроизводит траекторию частицы. В дрейфовой камере положение траектории определяется по времени дрейфа электронов от трека частицы до соседних электродов.
В области промежуточного ГИ – эффективность сцинтилляционных и трековых детекторов уменьшается.
В области сверхвысоких ГИ – по регистрации черенковского излучения, которое генерируется электронами и позитронами ливня частиц, сопровождающего поглощение фотона сверхвысокой энергии в атмосфере.
Примечание: Излучение Черенкова - Вавилова (1934 г.) – излучение электромагнитных волн носителем электрического заряда, движущимся со скоростью , превышающей фазовую «U » скорость электромагнитных волн в веществе. . Эффект Черенкова – Вавилова возникает, если n> 1;
Нейтринные телескопы
В СССР: на Кавказе в Баксанской нейтринной обсерватории; в соленой шахте в Артемовске на глубине 600 м водного эквивалента; в Италии, США.
Принцип регистрации: жидкие сцинтилляционные детекторы – регистрирует образовавшиеся позитроны, движение которых сопровождается вспышкой.
Основные обсерватории и крупнейшие телескопы мира
ОБСЕРВАТОРИЯ (от лат. observator - наблюдатель), специализированное научное учреждение, оборудованное для проведения астрономических, физических, метеорологических и т. п. исследований. В настоящее время в мире насчитывается более 500 обсерваторий, причем большая часть в северном полушарии Земли.
Таблица 2. Основные обсерватории мира.
|
Обсерватория |
Краткая информация |
|
Абастуманская астрофизическая обсерватория |
Основана в 1932г на горе Канобили (1650м) вблизи Абастумани в Грузии. В 1937г начинаются наблюдения на первом советском 33-см рефлекторе (велись наблюдения на нем с 1932г в старой башне) с первым советским фотометром. Первым директором был Евгений Кириллович Харадзе. В начале 50-х годов был установлен 70-см менисковый телескоп и другие приборы. В 1980г установлен самый крупный в обсерватории 125-см полностью автоматизированный зеркальный телескоп. |
|
Алгонкинская обсерватория |
Астрономическая радиообсерватория в провинции Онтарио (Канада). Основной прибор - 46-метровый телескоп с полностью управляемой антенной. |
|
Аллегейнская обсерватория |
Научно-исследовательская обсерватория Питтсбургского университета в штате Пенсильвания (США). Современные здания обсерватории построены в 1912г, но работы по ее созданию были начаты в 1858г несколькими питтсбургскими бизнесменами. Воодушевленные зрелищем кометы Донати, явившейся в том году, они сформировали Ассоциацию Аллегейнского телескопа и приобрели 33-сантиметровый рефрактор. В 1867г и телескоп, и обсерватория были переданы Западному университету штата Пенсильвания, предшественнику Питтсбургского университета. Первым штатным руководителем стал СэмюэлПьерпонт Лэнгли, которого сменил Джеймс Э. Килер, один из основателей Астрофизического журнала, а впоследствии - руководитель Обсерватории Лика. В 1912г в здании обсерватории было установлено три телескопа. Самый первый 33-сантиметровый рефрактор используется сейчас прежде всего для образовательных целей и для тестирования. Два других (76- сантиметровый рефрактор Тау и 79-сантиметровый Мемориальный рефлектор Килера) продолжают использоваться для научных исследований. |
|
Англо-Австралийская обсерватория (AAO) |
Обсерватория, расположенная вместе с Обсерваторией Сайдинг-Спринг (штат Новый Южный Уэльс, Австралия), финансируемая совместно правительствами Австралии и Великобритании. Обсерватория управляется Дирекцией Англо-Австралийского телескопа (ДААТ), которая была образована в начале 1970-х гг., когда был построен 3,9-метровый Англо-Австралийский телескоп с экваториальной установкой. Плановые наблюдения начались в 1975 г. Это был первый телескоп с компьютерным управлением. Вместе с этим универсальным телескопом используется множество различных приборов, что привело к важным научным открытиям и позволило получить эффектные фотографии южного неба.В 1988 г. ДAAT получила в свое распоряжение английский 1,2-метровый телескоп Шмидта (введен в действие в 1973г и в течение некоторого времени находился в ведении Королевской Эдинбургской обсерватории), который стал использоваться многими астрономами. Популярные телескопы Шмидта позволяют получать высококачественные широкоформатные фотографии (6,4° × 6,4°). Большая часть времени работы телескопа отводится долговременным обзорам неба. |
|
Аресибская обсерватория |
Радиоастрономическая обсерватория в Пуэрто-Рико. Котлован диаметром в 305 м удачно вписался в естественную складку холмистой местности к югу от г. Аресибо. Телескоп, постройка которого была закончена в 1963г, эксплуатируется Национальным ионосферным и астрономическим центром Корнеллского университета (США). Отражающая поверхность перемещаться не может, но радиоисточники могут отслеживаться посредством перемещения приемника в фокусе вдоль специальной поддерживающей конструкции. В 1997г была проведена модернизация этого телескопа. По занимаемой площади телескоп превосходит все другие радиотелескопы в мире вместе взятые. Имея столь большую поверхность, телескоп может обнаруживать более слабые сигналы, чем любой другой радиотелескоп |
|
Астрофизическая обсерватория Доминиона |
Обсерватория Национального исследовательского совета Канадского центра оптической астрономии, расположенная вблизи г. Виктория (провинция Британская Колумбия). Составляет часть Института астрофизики им. Герцберга. Она была основанаДж.С. Пласкеттом, и в 1918г там начал функционировать 1,85-метровый телескоп, к которому в 1962г был добавлен 1,2-метровый телескоп. В 1988г там же создан Канадский центр астрономических данных. |
|
Военно-морская обсерватория Соединенных Штатов |
Обсерватории принадлежат астрографические телескопы, расположенные в горах Андерсон, около Флэгстаффа, штат Аризона, в БлэкБерч, Новая Зеландия, и в Вашингтоне. Обсерватория была основана в 1830г и получила свое нынешнее название в 1842г. В течение пятидесяти лет она была расположена в том месте, где теперь находится Мемориал Линкольна. В 1893г обсерватория была перемещена в нынешнее место расположения (рядом с официальной резиденцией Вице-президента). Самый большой телескоп, размещенный здесь, - 66-сантиметровый рефрактор, работающий с 1873г, с помощью которого в 1877г Асаф Холл открыл спутники Марса Фобос и Деймос. В число других инструментов входит 30-сантиметровый Рефрактор Элвана Кларка, два 61-сантиметровых рефлектора и 15-сантиметровый меридианный круг. Самый большой телескоп, принадлежащий обсерватории, - 1,5-метровый астрометрический рефлектор во Флэгстаффе. Используя этот инструмент, Джеймс Кристи в 1978г открыл спутник Плутона Харон. В своем филиале в Аризоне обсерватория имеет оптический интерферометр, (Опытный морской оптический интерферометр), который в 1995г при вводе в действие был самым большим телескопом такого типа. В Военно-морской обсерватории США находится одна из наиболее богатых астрономических библиотек мира. Обсерватория составляет и издает астрономические ежегодники для флота, авиации и международный справочник "Видимые места фундаментальных звезд". |
|
Высокогорная обсерватория |
Солнечная физическая обсерватория и научно-исследовательский институт в штате Колорадо, США. Основана в 1940г под эгидой Обсерватории Гарвардского колледжа и теперь является отделением Национального центра атмосферных исследований. Аппаратура по изучению Солнца размещается также в других наземных центрах и на спутниках. |
|
Главная астрономическая обсерватория АН Украины |
Основана в 1944г (в 12км к югу от Киева, h=180м над уровнем моря). Открыта в 1949г. Составлен сводный каталог координат нескольких тысяч опорных точек на видимой поверхности Луны.Имеет наблюдательную астрономическую базу в Приэльбрусье на пике Терскол (h=3100м) с 40-см, 80-см и 2 метровым телескопами. Основные инструменты: 19-см большой вертикальный круг, двойной широкоугольный 12-см астрограф, 70 см телескоп-рефлектор (1959г), 44-см солнечный горизонтальный телескоп (1965г) и другие приборы. Обсерватория с 1985г издает научный журнал «Кинематика и физика небесных тел», а с 1953г издавала «Известия ГАО АН УССР». Первым директором был Александр Яковлевич Орлов (1880-1954) в 1944-1948гг и 1950-1951гг. |
|
Европейская южная обсерватория (ESO) |
Европейская исследовательская организация основана в 1962г. Членами ESO являются восемь государств - Бельгия, Дания, Франция, Германия, Италия, Нидерланды, Швеция и Швейцария. Штаб-квартира организации находится в Гархинге под Мюнхеном в Германии, а обсерватория - в Ла-Силла в Чили. |
|
Крымская астрофизическая обсерватория (КрАО) |
Украинская обсерватория, расположенная в Крыму недалеко от Симеиза. Основана в 1908 около Симеиза, как отделение Пулковской обсерватории, но полностью разрушена с началом войны в 1941г. Постановлением Правительства СССР от 30.06.1945г преобразована в самостоятельное научное учреждение – Крымскую Астрофизическую обсерваторию АН СССР. В 1946г началось строительство обсерватории на новом, более удобном месте в селении Мангуш (пос. Научный, 12 км от Бахчисарая). Первым крупным инструментом был астрограф с 40 см объективом, установленный летом 1946г в Симеизме, в котором и продолжились наблюдения. Первым директором был Г.А. Шайн (1892-1956), затем в 1952г его сменил А. Б. Северный (1913-1987). Введена в строй в 1950г. Здесь в 1961г был установлен самый большой в Европе телескопе с зеркалом 264см, F=10м, в 1981г 125-см телескоп для фотографических наблюдений. Здесь также установлен в 1954г один из лучших в мире башенный солнечный телескоп, в 1966г мощный 22 метровый радиотелескоп миллиметрового диапазона. |
|
Национальная радиоастрономическая обсерватория (NRAO) |
Объединие организаций, ведущих в США работы по радиоастрономии под эгидой частного консорциума университетов АссошиэйтидЮниверситиз Инк. Объединение получает финансирование согласно соглашению консорциума с Национальным научным фондом США. Телескопы, используемые NRAO, расположены в трех различных местах. Это "Очень большая решетка" (VLA - Сокр. VeryLargeArray. Радиотелескоп, состоящий из 27 антенн, каждая 25 м в диаметре, работающий по методу синтеза апертур на основе земного вращения. Расположенный в Сокорро, штат Нью-Мексико, этот телескоп является самым большим в мире телескопом, использующим метод синтеза апертур. Этот массив антенн размещен в виде буквы "Y", каждое плечо которой имеет в длину 21 км. Антенны соединены между собой электронной связью, в результате чего массив работает как единая система из 351 радиоинтерферометра, которые проводят одновременные наблюдения. Максимальное доступное разрешение радиотелескопа на длине волны 1,3 см составляет 0,05 дуговых секунд. Однако на практике большинство наблюдений проводится на длине волны 6 см с разрешением в одну дуговую секунду, поскольку это очень сокращает время, необходимое для построения радиокарт), телескоп миллиметровых волн в Китт-Пик, а также 42-метровая антенна и интерферометр телескопа Грин-Бэнк, расположенные в Грин-Бэнк (штат Западная Виргиния, Построенная в 1962г 92- метровая параболическая антенна к 1988г полностью вышла из строя. Сооружение ее "преемника" - 100- метрового Телескопа завершено в 1998г. Это самая большая в мире параболическая антенна с полностью автоматизированным управлением. 43-метровая параболическая антенна, пущенная в 1965г, до сих пор является самым большим в мире телескопом с экваториальной установкой. Имеется также радиоинтерферометр, состоящий из трех 26-метровых параболических антенн, две из которых могут перемещаться по колее длиной 1,6 км). Администрация NRAO находится в Шарлоттсвилле (штат Виргиния) |
|
Пулковская обсерватория |
Обсерватория около г. Санкт-Петербурга в России, организованная еще в 1718г, как Петербургская обсерватория и Петербургская АН обладала единственной обсерваторией построенной в центре города в 1760г. В Пулково находится с 1835г. 19 августа 1839г на Пулковских высотах (75м над уровнем моря) вступает в строй Пулковская обсерватория. Строительство начато 21 июня 1835 года в 70км к югу от Петербурга по проекту А.П. Брюллова (1798-1877), разработанному в 1834г. 03.07.1835г заложено здание Главной обсерватории. 02.07.1838 - учреждение Пулковской обсерватории при Академии наук. История обсерватории связана, в частности, с историей семьи Струве, шесть членов которой стали известными астрономами. Василий Яковлевич Струве был директором обсерватории с 1839 по 1862г, а его сын Отто Васильевич Струве - c 1862 по 1889г, построивший в 1886г астрофизическую лабораторию, а в 1890-1895гг Ф. А. Бредихин усилив в обсерватории астрофизические исследования и дооборудовав соответствующими инструментами. Обсерватория стала «астрономической столицей мира» за создание точнейших звездных каталогов фундаментальных звезд: 1865г, 1885г, 1905г и 1930гг, точное измерение положения 8700 пар двойных звезд, определение основных астрономических постоянных. С самого начала в обсерватории состоял по тем временам крупнейший в мире 38см (15 дюймовый) телескоп- рефрактор, изготовленный учениками Й. Флаунгофера - Мерц и Малер, а в 1888г опять был поставлен крупнейший в мире 30 дюймовый (76см) телескоп- рефрактор, изготовленный американским оптиком А. Кларк. Именно в Пулковской обсерватории одной из первых в астрометрии начали применять фотографию. В 1920г организована служба точного времени, а в 1924г при обсерватории учрежден международный комитет службы времени. В 1932г организована служба Солнца. Здания того времени во время Второй мировой войны были разрушены, но впоследствии восстановлены в прежнем виде в 1954г. Открытие состоялось 21 мая 1954г. Обсерватория была значительно расширена и оборудована новейшими инструментами. Установлен 65см телескоп- рефрактор (F=10,4м) самый большой на территории СССР. Наблюдательные базы на Кавказе и Памире, Кисловодская горная астрономическая станция, в Благовещенске (на Амуре широтная лаборатория), экспедиция в Боливии (с 1983). Исследования: астрометрия, радиоастрономия, астрономическое приборостроение, внеатмосферная астрономия и др. Обсерватория издает «Труды» (с 1893г), «Известия» (с 1907г), «Солнечные данные» (с 1954г) и другие. |
Рис 46. Пулковская обсерватория
Телескоп - прибор, с помощью которого наблюдают удалённые объекты. В переводе с греческого «телескоп» означает «далеко» и «наблюдаю».
Для чего же нужен телескоп?
Кто-то думает, что телескоп увеличивает объекты, а кто-то полагает, что он их приближает. Ошибаются и те, и другие. Главная задача телескопа - получить информацию о наблюдаемом объекте, собирая электромагнитное излучение.
Электромагнитное излучение - это не только видимый свет . К электромагнитным волнам относятся ещё и радиоволны , терагерцовое и инфракрасное излучение, ультрафиолетовое, рентгеновское и гамма-излучение. Телескопы созданы для всех диапазонов электромагнитного спектра.
Оптический телескоп
Главная задача телескопа - увеличить угол зрения, или видимый угловой размер удалённого объекта.
Угловым размером называют угол между линиями, соединяющими диаметрально противоположные точки наблюдаемого объекта и глаз наблюдателя. Чем дальше находится наблюдаемый объект, тем меньшим будет угол зрения.
Мысленно соединим прямыми линиями две противоположные точки стрелы башенного крана с нашим глазом. Полученный угол и будет углом зрения, или угловым размером. Проделаем такой же эксперимент с краном, стоящим в соседнем дворе. Угловой размер в этом случае будет гораздо меньше, чем в предыдущем. Все объекты кажутся нам большими или маленькими в зависимости от угловых размеров. И чем дальше расположен объект, тем меньшим будет его угловой размер.
Оптический телескоп представляет собой систему, которая изменяет угол наклона оптической оси параллельного пучка света. Такая оптическая система называется афокальной . Её особенность заключается в том, что световые лучи поступают в неё параллельным пучком, а выходят таким же параллельным пучком, но уже под другими углами, отличающимися от углов наблюдения невооружённым глазом.
Афокальная система состоит из объектива и окуляра. Объектив направлен на наблюдаемый объект, а окуляр обращён к глазу наблюдателя. Их располагают таким образом, чтобы передний фокус окуляра совпадал с задним фокусом объектива.
Оптический телескоп собирает и фокусирует электромагнитное излучение видимого спектра. Если в его конструкции используются только линзы, такой телескоп называется рефрактором , или диоптрическим телескопом. Если же только зеркала, то его называют рефлектором , или катаприческим телескопом. Существуют оптические телескопы смешанного типа, в составе которых есть и линзы, и зеркала. Их называют зеркально-линзовыми , или катадиоптрическими.
«Классическая» подзорная труба, которой пользовались ещё во времена парусного флота, состояла из объектива и окуляра. Объектив представлял собой положительную собирающую линзу, которая создавала действительное изображение объекта. Увеличенное изображение рассматривалось наблюдателем в окуляр - отрицательную рассеивающую линзу.
Чертежи простейшего оптического телескопа были созданы ещё Леонардо до Винчи в 1509 г. Автором зрительной трубы считают голландского оптика Иоанна Липперсгея , который продемонстрировал своё изобретение в Гааге в 1608 г.
В телескоп зрительную трубу превратил Галилео Галилей в 1609 г. Прибор, созданный им, имел объектив и окуляр и давал 3-хкратное увеличение. Позднее Галилей создал телескоп с 8-кратным увеличением. Но его конструкции имели очень большие размеры. Так, диаметр объектива у телескопа с 32-кратным увеличением был равен 4,5 м, а сам телескоп имел длину около метра.
Название «телескоп» приборам Галилея предложил дать греческий математик Джованни Демизиани в 1611 г.
Именно Галилей первым направил телескоп в небо и увидел пятна на Солнце, горы и кратеры на Луне, рассмотрел звёзды в Млечном пути.
Труба Галилея - пример простейшего телескопа-рефрактора. Объективом в нём служит собирающая линза. В фокальной плоскости (перпендикулярной оптической оси и проходящей через фокус) получается уменьшенное изображение рассматриваемого предмета. Окуляр, представляющий собой рассеивающую линзу, даёт возможность видеть увеличенное изображение. Труба Галилея даёт слабое увеличение удалённого объекта. В современных телескопах не используется, но подобная схема применяется в театральных биноклях.
В 1611 г. немецкий учёный Иоганн Кеплер придумал более совершенную конструкцию. Вместо рассеивающей линзы он поместил в окуляр собирающую линзу. Изображение получалось перевёрнутым. Это создавало неудобства для наблюдения наземных объектов, а для космических объектов это было вполне приемлемо. В таком телескопе за фокусом объектива имелось промежуточное изображение, В него можно было встроить измерительную шкалу или фотопластинку. Такой тип телескопа сразу же нашёл своё применение в астрономии.
В телескопах-рефлекторах собирающим элементом вместо линзы служит вогнутое зеркало, задняя фокальная плоскость которого совмещена с передней фокальной плоскостью окуляра.
Зеркальный телескоп изобрёл Исаак Ньютон в 1667 г. В его конструкции главное зеркало собирает параллельные световые лучи. Чтобы наблюдатель не перекрыл собой световой поток, на пути отражённых лучей ставят плоское, зеркало, которое отклоняет их от оптической оси. Изображение рассматривают в окуляр.
Вместо окуляра можно разместить фотоплёнку или светочувствительную матрицу, которая преобразует проецируемое на неё изображение в аналоговый электрический сигнал или в цифровые данные.
В зеркально-линзовых телескопах объективом служит сферическое зеркало, а система линз компенсирует аберрации - погрешности изображения, причиной которых служит отклонение светового луча от идеального направления. Они существуют в любой реальной оптической системе. В результате аберраций изображение точки размывается и становится нечётким.
Оптические телескопы используют астрономы для наблюдения за небесными светилами.
Но Вселенная посылает на Землю не только свет. Из космоса к нам приходят радиоволны, рентгеновское и гамма-излучение.
Радиотелескоп
Этот телескоп предназначен для приёма радиоволн, излучаемых небесными объектами в Солнечной системе, Галактике и Мегагалактике, определения их пространственной структуры, координат, интенсивности излучения и спектра. Его главные элементы - принимающая антенна и очень чувствительный приёмник - радиометр.
Антенна способна принимать миллиметровые, сантиметровые, дециметровые и метровые волны. Чаще всего это зеркальный отражатель параболической формы, в фокусе которого находится облучатель. Это устройство, в котором собирается радиоизлучение, направленное зеркалом. Далее это излучение передаётся на вход радиометра, где усиливается и преобразуется в форму, удобную для регистрации. Это может быть аналоговый сигнал, который фиксируется самописцем, или цифровой сигнал, записывающийся на жёсткий диск.
Чтобы построить изображение наблюдаемого объекта, радиотелескоп измеряет энергию излучения (яркость) в каждой его точке.
Космические телескопы
Атмосфера Земли пропускает оптическое излучение, инфракрасное и радиоизлучение. А ультрафиолетовое и рентгеновское излучения атмосферой задерживается. Поэтому наблюдать их можно наблюдать только из космоса, установив на искусственных спутниках Земли, космических ракетах или орбитальных станциях.
Рентгеновские телескопы предназначены для наблюдения объектов в рентгеновском спектре, поэтому их устанавливают на искусственных спутниках Земли или космических ракетах, так как земная атмосфера такие лучи не пропускает.
Рентгеновские лучи испускаются звёздами, скоплениями галактик и чёрными дырами.
Функции объектива в рентгеновском телескопе выполняет рентгеновское зеркало. Так как рентгеновское излучение почти полностью проходит через материал или поглощается им, то обычные зеркала в рентгеновских телескопах применять нельзя. Поэтому для фокусировки лучей чаще всего используют зеркала скользящего, или косого, падения, сделанные из металлов.
Кроме рентгеновских телескопов созданы ультрафиолетовые телескопы , работающие в ультрафиолетовом излучении.
Гамма-телескопы
Не все гамма-телескопы размещаются на космических объектах. Существуют наземные телескопы, изучающие космическое гамма-излучение сверхвысоких энергий. Но как зафиксировать гамма-излучение на поверхности Земли, если оно поглощается атмосферой? Оказывается, космические гамма-фотоны сверхвысоких энергий, попав в атмосферу, «выбивают» из атомов вторичные быстрые электроны, которые являются источниками фотонов. Возникает , которое фиксируется телескопом, находящимся на Земле.
Рентгеновские лучи - диапазон электромагнитного излучения с длиной волны от 0,01 до 10 нм, промежуточный между ультрафиолетовым диапазоном и гамма-лучами. Поскольку
фотоны этого диапазона обладают большой энергией, они характеризуются высокой ионизирующей и проницающей способностью, что определяет сферу их практического использования.
Эти же свойства делают их очень опасными для живых организмов. От рентгеновских лучей, приходящих из космоса, нас защищает земная атмосфера. Однако с точки зрения астрономов они
представляют особый интерес, поскольку несут важную информацию о веществе, разогретом до сверхвысоких температур (порядка миллионов кельвинов), и процессах, ведущих к
такому разогреву.
Как и в случае с УФ-диапазоном, первые попытки сфотографировать небесную сферу в рентгеновском спектре были сделаны оборудованием, установленным на высотных геофизических
ракетах. Главная проблема здесь заключалась в том, что «обычные» методы фокусировки - с помощью линз или вогнутых зеркал - для высокоэнергетических лучей неприемлемы,
поэтому приходится применять сложную технологию «скользящего падения». Такие фокусирующие системы имеют значительно большие массы и габариты, чем оптические инструменты,
и должны были появиться достаточно мощные ракеты-носители, чтобы рентгеновские телескопы наконец-то вышли на околоземные орбиты.
Первой такой удачной попыткой стал американский спутник Uhuru (Explorer 42), проработавший с 1970 по 1973 г. Заслуживают упоминания также первый голландский космический
аппарат ANS (Astronomical Netherlands Satellite), запущенный в августе 1974 г., и две космических обсерватории НЕАО (NASA) - вторая из них, выведенная на орбиту 13 ноября 1978
г., получила имя Альберта Эйнштейна. Япония 21 февраля 1979 г. запустила аппарат «Хакучо» (CORSA-b), наблюдавший «рентгеновское небо» до 1985 г. Свыше восьми лет -
с 1993 до 2001 г. - функционировал второй японский высокоэнергетический телескоп ASCA (ASTRO-D). Европейское космическое агентство «отметилось» в этом направлении
спутниками EXOSAT (European X-ray Observatory Satellite, 1983-1986) и BeppoSAX (1996-2003). В начале 2012 г. прекращена эксплуатация одного из «космических долгожителей» -
орбитального телескопа Rossi X-ray Timing Explorer, запущенного 30 декабря 1995 г.
Третий из «Большой четверки»
Рентгеновский телескоп Chandra, доставленный на орбиту 23 июля 1999 г. на борту многоразового корабля Columbia (миссия STS-93), стал третьей из четырех больших обсерваторий NASA, запущенных в период с 1990 по 2003 г. Название он получил в честь американского физика и астрофизика индийского происхождения Субраманьяна Чандрасекара.
Геоцентрическая орбита с высотой апогея 139 тыс. км и перигеем около 16 тыс. км позволяет проводить непрерывные сеансы наблюдений продолжительностью до 55 часов, что существенно больше по сравнению с аналогичным показателем для низкоорбитальных спутников Земли. Выбор орбиты связан также с тем, что рентгеновское излучение заметно поглощается даже разреженными газами, содержащимися в самых верхних слоях земной атмосферы - на высотах, где работает большинство искусственных спутников. Период обращения составляет 64,2 часа, причем 85% этого времени Chandra проводит вне пределов радиационных поясов Земли. Недостатком такой орбиты является, в частности, невозможность отправки к телескопу ремонтной бригады (как это неоднократно делалось в случае обсерватории Hubble).
 |
|
ТЕХНИЧЕСКИЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ ТЕЛЕСКОПА ЧАНДРА
> Масса: 4620 кг
ОСНОВНЫЕ НАУЧНЫЕ ЗАДАЧИ: > Исследование черных дыр в центрах галактик
|
| КОСМИЧЕСКИЕ ТЕЛЕСКОПЫ |
Рентгеновский телескоп имеет довольно узкую специализацию. Он предназначен для наблюдений излучения очень горячих объектов Вселенной - таких, как взрывающиеся звезды, галактические кластеры, вещество в окрестностях черных дыр. Однако он может регистрировать и высокоэнергетическое излучение, возникающее тем или иным образом в атмосферах и на поверхностях различных тел Солнечной системы. Первоначально планировалось, что Chandra проработает в космосе 5 лет, но с учетом хорошего состояния бортовых систем его эксплуатация уже несколько раз продлевалась (последний раз - в 2012 г.).
Первое наблюдение телескопа
Галактические остатки вспышек сверхновых являются источником ценнейшей информации о Вселенной, свидетельством чему могут быть результаты анализа наблюдений телескопа Chandra. В частности, с его помощью была детализирована структура остатка Кассиопея А, создана карта всех входящих и исходящих потоков вещества и ударных волн, пространственно разделены истечения межзвездной и околозвездной материи до момента взрыва Сверхновой, локализованы области ускорения космических лучей. Не менее важными результатом стала надежная регистрация сильных широких линий излучения остатка в режиме спектроскопии сверхвысокого пространственного разрешения и картирование распределения элементов от углерода до железа в выбросах вещества. Определенный из этих наблюдений возраст остатка равен примерно 140 годам, что почти совпадает с оценками, сделанными другими методами. Сравнение возрастов и линейных размеров остатков других сверхновых продемонстрировало способность телескопа Chandra измерять скорость их радиального расширения практически в микромасштабах: например, за 22 года размер остатка Сверхновой SN 1987А в Большом Магеллановом Облаке6 изменился всего лишь на 4 угловых секунды.
Туманность, «подпитываемая» пульсаром
Многие астрономы отмечают, что одним из наиболее впечатляющих достоинств телескопа Chandra является его способность исследовать тонкую структуру так называемых плерионов (Pulsar Wind Nebulae - PWN) - туманностей, «подпитываемых» веществом пульсара, особенностью которых являются чрезвычайно малые размеры - порядка нескольких угловых секунд. Особенно преуспел Chandra в изучении такого объекта в созвездии Паруса - пульсара Vela. На данный момент это наиболее исследованный плерион.
Снимок компактной туманности вокруг пульсара в созвездии Паруса, сделанный телескопом Chandra, демонстрирует интересную структуру, состоящую из двух дугообразных ударных волн. Они образовались при столкновении облака газа, окружающего пульсар, с веществом туманности при его движении сквозь нее. Джеты, испускаемые пульсаром, видны как яркие прямые отрезки, перпендикулярные дугам. Их направление практически совпадает с направлением движения сверхплотного объекта. Считается, что они возникают благодаря его вращению, а также взаимодействию вещества с мощными электрическими и магнитными полями в его окрестностях.
 |
| Изменения формы и яркости джетов. |
| КОСМИЧЕСКИЕ ТЕЛЕСКОПЫ |
Повторное фотографирование пульсара Vela рентгеновской обсерваторией Chandra выявило заметные изменения формы и яркости джетов на сравнительно коротких отрезках времени. Здесь представлено четыре из 13 его изображений, полученных на протяжении двух с половиной лет. Длина джетов достигает половины светового года (около 5 трлн км), а их ширина остается практически постоянной на всем протяжении и не превышает 200 млрд км, что можно объяснить наличием в них «удерживающего» магнитного поля. Скорость выбрасываемого пульсаром вещества равна почти половине скорости света. В таких релятивистских потоках заряженных частиц должны возникать нестабильности, уже наблюдавшиеся в экспериментах на специальных ускорителях. Теперь их удалось зарегистрировать на примере реального астрофизического объекта. Рентгеновское излучение в данном случае возникает при взаимодействии сверхбыстрых электронов и позитронов с магнитными силовыми линиями.
Похожую нестабильность ученые ожидают обнаружить у джетов, испускаемых сверхмассивными черными дырами в центрах галактик, однако ее временной масштаб должен быть гораздо большим (порядка сотен и тысяч лет).
Крабовидная туманность (Ml) - остаток одной из ярчайших вспышек Сверхновой в истории человечества, наблюдавшейся в 1054 г. Информация о ней содержится в японских, китайских, а также некоторых арабских хрониках.
|
1. Молодые солнцеподобные звезды.
Длительные наблюдения звездных скоплений в Туманности Ориона (М42) показали, что молодые звезды солнечных масс, имеющие возраст
от 1 до 10 млн лет, демонстрируют крупномасштабную вспышечную активность, особенно заметную в рентгеновском диапазоне, при этом частота вспышек и их энергетика почти на порядок
превосходит процессы подобного рода, наблюдающиеся на нашем Солнце, возраст которого близок к 4,6 млрд лет. Это может существенно влиять на формирование планет и зон
обитаемости вокруг таких звезд.
2. Сверхновые и остатки сверхновых. Изображения и спектры сверхновых, полученные телескопом Chandra, позволили изучить динамику ударных волн, генерируемых взрывами массивных звезд а также механизмы ускорения электронов и протонов до околосвето-вых скоростей, определить количество и распределение тяжелых элементов, образующихся при вспышках, и исследовать механизмы самих вспышек. 3. Кольца вокруг пульсаров и джеты. Полученные телескопом Chandra изображения Крабовидной туманности и других остатков сверхновых демонстрируют изумительной красоты кольца и джеты - выбросы высокоэнергетических частиц, испускаемых быстровращающимися нейтронными звездами. Это свидетельствует о том, что они могут служить мощными генераторами таких частиц. 4. Черные дыры звездных масс. Открытие двух черных дыр (ЧД), массы которых превышают 15 масс Солнца, послужило отправным пунктом для пересмотра представлений о возможных механизмах их эволюции. 5. Стрелец А* - черная дыра в центре Млечного пути. Телескоп Chandra измерил энергетический выход и темпы уменьшения количества вещества в радиоисточнике Sagittarius А* - сверхмассивной черной дыре, расположенной в центре нашей Галактики (в направлении созвездия Стрельца). Эти данные позволили астрономам сделать вывод, что современный низкий уровень ее активности не является прямым следствием отсутствия запасов «топлива» в ее окрестностях. 6. Двойные черные дыры. В одной галактике Chandra открыл две сверхмассивных черных дыры, которые, по расчетам, вскоре сольются. Не исключено, что именно таким образом растут ЧД в центрах галактик. 7. Черные дыры, выбрасывающие вещество. Полученные телескопом Chandra изображения скоплении галактик предоставляют наблюдателям драматические свидетельства долговременной повторяющейся взрывной активности, связанной с вращающимися сверхмассивными ЧД. Эта активность имеет следствием высокоэффективную конверсию гравитационной энергии выпадающего на ЧД вещества в потоки высокоэнергетических частиц. Таким образом, черные дыры из «поглотителей» становятся мощными источниками энергии, за счет чего играют ключевую роль в эволюции массивных галактик. 8. «Перепись» черных дыр. При обработке результатов наблюдений в рамках программы Chandra Deep Field были открыты сотни сверхмассивных ЧД, аккреционные диски в окрестностях которых при вращении испускают рентгеновские лучи. Существованием этих источников можно объяснить практически все диффузное рентгеновское «сияние» неба, обнаруженное более 40 лет назад и лишь в наши дни получившее адекватное объяснение. «Перепись» сверхмассивных ЧД дает представление о времени формирования этих объектов и об их эволюции. Специалисты также говорят о возможном открытии так называемых «черных дыр промежуточных масс» - фактически новой категории объектов этого класса. 9. Темная материя. Результаты наблюдений скопления «Пуля» и ряда других галактических скоплений, проведенных телескопом Chandra совместно с несколькими оптическими телескопами, стали бесспорным доказательством того, что большая часть вещества во Вселенной пребывает в форме темной материи. Ее наличие проявляется посредством гравитационного воздействия на «нормальную» материю - электроны, протоны и нейтроны, из которых состоят «привычные» атомы. Однако прямое детектирование этой компоненты мироздания не представляется возможным (по крайней мере, в наше время). Проведенные обзорные исследования многих скоплений галактик подтвердили, что Вселенная содержит в пять раз больше темной материи, нежели «обычной». 10. Темная энергия. Полученные телескопом Chandra наблюдательные данные о скорости роста скоплений галактик показали, что расширение Вселенной ускоряется - главным образом по причине преобладания в пространстве субстанции, получившей название «темная энергия». Это независимое подтверждение открытия, сделанного благодаря анализу оптических наблюдений удаленных сверхновых, исключает любые альтернативы Общей Теории Относительности и ужесточает ограничения на природу темной энергии. Из других научных достижений наиболее успешного рентгеновского телескопа необходимо отметить проведение детальных спектральных исследований активности сверхмассивных черных дыр в центрах галактик (в том числе обнаружение сверхмассивных ЧД вдвое более активных по сравнению с более ранними оценками), новые данные о процессах формирования скоплений галактик и их эволюции, а также создание общего каталога Chandra Source Catalog (CSC), содержащего свыше 250 тыс. рентгеновских источников на 1% общей площади неба и использующего данные 10 тыс. отдельных наблюдений множества источников различных типов (звезд в непосредственной близости к центру Млечного Пути, галактических и внегалактических рентгеновских двойных, ядер активных галактик и пр.). |
| ТОП-10 НАУЧНЫХ ДОСТИЖЕНИЙ ЧАНДРА |
Через 900 с лишним лет после вспышки яркой Сверхновой в созвездии Тельца на ее месте видна расширяющаяся газовая туманность, в центре которой находится сверхплотная нейтронная звезда - пульсар. Он продолжает излучать энергию и испускать потоки высокоэнергетических частиц. Несмотря на то, что увидеть его можно только в большие телескопы, суммарное энерговыделение этого объекта в 100 тыс. раз превосходит мощность излучения Солнца.
Высокоэнергетические электроны, испускающие рентгеновские лучи, теряют энергию быстрее и не успевают «отлететь» далеко от центра туманности, откуда они были выброшены, поэтому видимый размер области излучающей в более длинноволновом диапазоне, значительно больше плериона, сфотографированного телескопом Chandra.
Мониторинг Крабовидной туманности наземными и космическими инструментами ведется практически постоянно, за исключением периодов времени, когда недалеко от нее на небе
находится Солнце. Этот объект без преувеличения можно назвать одной из самых изученных небесных «достопримечательностей».