Астрономические средства наблюдения Метагалактики

ВВЕДЕНИЕ

В течение многих тысячелетий человек смотрел в космос с поверхности нашей маленькой планеты. Древние астрономы наблюдали в небе светящиеся точки, перемещавшиеся среди неподвижных звезд. Они назвали эти объекты планетами, что в переводе с греческого означает «блуждающие», и дали им имена древнеримских богов. В эпоху Возрождения произошло бурное развитие науки, и в ХVII веке появился новый оптический прибор – телескоп. Началось время удивительных открытий.

Дату рождения «астрономии невидимого» можно указать безошибочно. Именно в тот ясный звездный вечер 7 января 1610 года, когда Галилео Галилей впервые направил телескоп в глубины Вселенной, и был открыт невидимый космос.

Нам, избалованным открытиями радиоастрономии, - трудно понять, насколько вопиюще несовместимыми во времена Галилея были эти два слова – «невидимый космос». «Космос»,  как известно, слово греческое, означающее «мир». В понимании древнего и средневекового ученого космос – это Солнце, Луна, планеты, звезды и прочие небесные светила, вообщем – все то, что видит человек у себя над головой. О том, что видимый космос есть лишь ничтожно маленькая часть космоса невидимого, подавляющее большинство ученых и философов даже не подозревало.

Не много в космосе видит невооруженный глаз. Но, оснащенный современной техникой, он приобретает необыкновенную проницательность и зоркость…

1.  НАЗЕМНЫЕ СРЕДСТВА НАБЛЮДЕНИЯ

1.1  Спектральный анализ небесных тел

Впервые спектры звезд и планет начал наблюдать в прошлом веке итальянский астроном Секки. После его работ спектральным анализом занялись многие астрономы. Вначале использовался визуальный спектроскоп, потом спектры стали фотографировать, а сейчас применяется также и фотоэлектрическая запись спектра. Спектральные приборы с фотографической регистрацией спектра обычно называют спектрографами, а с фотоэлектрической – спектрометрами.

Могучим оружием в исследовании Вселенной стал для астрономов спектральный анализ - изучение интен­сивности излучения в отдельных спектральных линиях, в отдельных участках спектра. Спектральный анализ является важнейшим средством для исследования вселенной и методом, с помощью которого определяется химический состав небесных тел, их температура, размеры, строение, расстояние до них и скорость их движения.

Но недостаточно зарегист­рировать излучение какого-то объекта в определенной длине волны. Необходимы исследования в широком диапазоне длин волн и все сторонний анализ получен­ных результатов. Сегодня астрономы, вооруженные современной ракетной тех­никой, мощными оптически­ми и радиотелескопами, сложной теорией механиз­мов излучения, ведут широ­кое изучение Вселенной в целом и ее отдельных час­тей.

1.2  Оптические телескопы

История телескопов - это история их соперничества, начавшаяся почти 400 лет назад. Телескопы открыли для людей бесконечно разнообразный мир звезд.

Стремление проникнуть как можно дальше в глубь Вселенной и увидеть как можно больше новых объектов, послужило стимулом для создания более мощных наблюдательных приборов. С момента изобретения первого телескопа его оптическая часть, непрерывно совершенствуясь, претерпела многократные изменения. Параллельно с этим совершенствуются и механические конструкции, управление телескопом доверяется компьютерам. Весь имеющийся арсенал телескопов ученые используют для решения важных астрономических вопросов, таких как происхождение планет, звезд, Солнечной системы, квазаров и активных галактик. Судя по всему, будущие разработки в телескопостроении обещают быть поистине грандиозными. Уже сейчас предлагаются проекты 50- и 100-метровых телескопов, оснащенных самой современной приемно-регистрирующей аппаратурой, способной обеспечить качество наблюдений, о котором сейчас можно только мечтать.

Необходимость построения таких телескопов определяют задачи, требующие предельной чувствительности инструментов для регистрации излучения от самых слабых космических объектов. К таким задачам относятся:

        происхождение Вселенной;

        механизмы образования и эволюции звезд, галактик и планетных систем;

        физические свойства материи в экстремальных астрофизических условиях;

        астрофизические аспекты зарождения и существования жизни во Вселенной.

Чтобы получить максимум информации об астрономическом объекте, современный телескоп должен иметь большую поверхность собирающей оптики и высокую эффективность приемников излучения. Кроме того, помехи при наблюдениях должны быть минимальны, т.к. они – весьма серьезная проблема. Помимо помех природного характера (например, облачность, пылевые образования в атмосфере) угрозу существованию оптической астрономии как наблюдательной науки представляет нарастающая засветка от населенных пунктов, промышленных центров, коммуникаций, техногенное загрязнение атмосферы. Современные обсерватории строят, естественно, в местах с благоприятным астроклиматом. Таких мест на земном шаре очень мало, не более десятка. К сожалению, на территории России мест с очень хорошим астроклиматом нет.

Единственным перспективным направлением развития высокоэффективной астрономической техники остается увеличение размеров собирающих поверхностей инструментов.

Таблица №1

Большие оптические телескопы.

VLT - совместный проект восьми европейских стран, названный «Очень большой телескоп». Его основной идеей стало создание четырех однотипных телескопов с диаметром главного зеркала 8,2 м и установка их в одном месте с максимально благоприятным астроклиматом. Каждый из них может работать как в автономном режиме, так и в комбинации с другими телескопами, обеспечивая в этом случае собирательную способность 16-метрового телескопа. Эти телескопы имеют цельные зеркала из особого сорта стекла, их толщина всего 175 мм, поэтому специально для них была разработана сложная система разгрузки. В перспективе эти телескопы будут работать в режиме интерферометра для получения высокого разрешения.

LBT - в отличие от обычного рефлектора бинокулярный телескоп имеет два первичных зеркала. Вращение вторичных зеркал дает возможность быстро переключать телескоп с одного типа наблюдений на другой. Короткое фокусное расстояние первичных зеркал позволяет создать компактную, но достаточно жесткую структуру. Механическая система телескопа была смонтирована в Италии, а затем перевезена и установлена в Аризоне. 3еркала для телескопа сделаны в лаборатории зеркал Университета Аризоны в Таксоне из специального стекла, произведенного в Японии. После установки зеркал и окончательной настройки телескоп станет частью международной обсерватории Грэхема.

GEMINI North и GEMINI South - большой международный проект "Джемини" - два идентичных телескопа с диаметром главного зеркала 8,1 м. Они установлены в Северном и Южном полушариях Земли (соответственно в Мануа Кеа, Гавайи, и Церро Пачон, Чили), чтобы охватить наблюдениями всю небесную сферу. Главное зеркало каждого из них изготовлено из 42 шестиугольных блоков, выполненных из стекла с очень низким коэффициентом теплового расширения и сваренных в один тонкий диск, который затем был отполирован. Эти телескопы могут работать как в видимой, так и в инфракрасной областях спектра. Инфракрасные изображения будут сравнимы с оптическими, а возможно, и лучше, чем полученные с космического телескопа "Хаббл".

KECK I и KECK II - первые «ласточки» нового поколения больших телескопов. Это два 10-метровых близнеца для оптических инфракрасных наблюдений, получивших имя «Кек». Они появились на свет благодаря помощи фонда У. Кека, предоставившего 140 000 долларов на их строительство. Размером с восьмиэтажный дом и весом 300 тонн, они работают с высокой точностью. В «сердце» каждого из них - главное зеркало диаметром 10м, состоящее из 36 шестиугольных сегментов, работающих как одно отражательное зеркало. Они установлены в одном из лучших на Земле мест для астрономических наблюдений - на Гавайях, на склоне потухшего вулкана Мануа Кеа высотой 4 200 м.

Рис.1

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. Дело в том, что зеркало телескопа имеет две характеристики. Первая из них - светособирающая способность, пропорциональная площади зеркала, а вторая - способность зеркала разделять или разрешать малые объекты, называемая угловым разрешением и пропорциональная диаметру зеркала. Если убрать из зеркала некоторую часть, то его собирательная способность резко упадет, а угловое разрешение останется тем же, что и при целом зеркале. Это и позволяет использовать два телескопа «Кек», как два кусочка большого 85-метрового зеркала. Для улучшения качества изображения эта система будет дополнена еще четырьмя телескопами с диаметром зеркала 1,8 м.

БТА - около 30 лет назад в СССР построен и введен в эксплуатацию 6-м телескоп БТА (Большой Телескоп Азимутальный). Долгие годы он оставался крупнейшим в мире и, естественно, был гордостью отечественной науки. БТА продемонстрировал ряд оригинальных технических решений (например, альт-азимутальную установку с компьютерным ведением), ставших впоследствии мировым техническим эталоном. БТА по-прежнему мощный инструмент (особенно для спектроскопических исследований), но в начале XXI в. он уже оказался лишь во втором десятке крупных телескопов мира. Кроме того, постепенная деградация зеркала (сейчас его качество ухудшилось на 30% по сравнению с первоначальным) выводит его из числа эффективных инструментов. С распадом СССР БТА остался практически единственным крупным инструментом, доступным для российских исследователей. Все наблюдательные базы с телескопами умеренного размера на Кавказе и в Средней Азии существенно потеряли свою значимость как регулярные обсерватории в силу ряда геополитических и экономических причин. Сейчас начаты работы по восстановлению связей и структур, но исторические перспективы этого процесса туманны, и в любом случае потребуется много лет только для частичного восстановления утраченного.

Разумеется, развитие парка крупных телескопов в мире предоставляет возможность российским наблюдателям для работы в так называемом гостевом режиме. Выбор такого пассивного пути неизменно означал бы, что российская астрономия будет всегда играть только второстепенные (зависимые) роли, а отсутствие базы для отечественных технологических разработок приведет к углублению отставания, и не только в астрономии. Выход очевиден - коренная модернизация БТА, а также полноценное участие в международных проектах.

1.3  Радиотелескопы

Многие объекты Вселенной, включая Солнце, планеты, туманности, галактики, а в основном такие необычные объекты, как, например, пульсары и квазары, излучают радиоволны, которые можно принимать с помощью современной техники. Измерением и анализом радиоизлучения космических источников занимается специальный раздел астрономии - радиоастрономия.

Радиоволны, как и видимый свет, представляют собой электромагнитные колебания, но длинна волны у них неизмеримо больше, чем у световых волн. Радиоастрономы обычно работают в диапазоне длин волн от нескольких миллиметров до 15-20 м. Более длинноволновое и более коротковолновое излучение не пропускает земная атмосфера, и для его приема необходимо выносить аппаратуру в космос. От изобретения радио до открытия космического радиоизлучения прошло несколько десятилетий. Причина в том, что радиоизлучение космических объектов исключительно слабое, поэтому для его исследования необходимы очень чувствительные приборы и огромные приемные антенны - радиотелескопы.

Таблица №2

Большие радиотелескопы.

Радиотелескопы обычно представляют собой конструкции очень больших размеров. Наиболее распространенный тип радиотелескопа - это сооружение, основным элементом которого служит сплошное металлическое зеркало параболической формы. Зеркало отражает падающие на него радиоволны так, что они собираются вблизи фокуса и улавливаются специальным устройством - облучателем. Затем сигнал усиливается и преобразуется в форму, удобную для регистрации и анализа. Хранение и обработка данных осуществляются с помощью компьютерной техники. Чувствительность радиотелескопа тем выше, чем больше отражающая поверхность.

Обычный радиоприемник имеет приспособление для настройки на волну нужной радиостанции. Оно представляет собой перестраиваемый фильтр, который усиливает радиоизлучение только на волне выбранной станции и не пропускает (подавляет) сигналы станций, работающих на близких волнах. В отличие от земных радиостанций космические радиоисточники, как правило, излучают в широком диапазоне радиоволн. Поэтому и радиоастрономический приемник должен иметь чувствительность по возможности в более широком диапазоне. Такой приемник называется радиометром.

Расширению полосы приема препятствует в основном помехи от наземных радиостанций. Поэтому для радиоастрономии международными соглашениями выделены специальные интервалы длин волн, которые запрещается использовать любым наземным радиосредствам.

Рис. 2

Аресибо - крупнейший в мире 300-метровый радиотелескоп с параболической антенной. Сооружен в 1963 г. в Аресибо, на острове Пуэрто-Рико. Он сконструирован, построен и эксплуатируется Национальным центром астрономических и ионосферных исследований США. Телескоп расположен в огромном естественном котловане в горах. На высоте 150 м над поверхностью гигантского неподвижного зеркала укреплена на стальных тросах 600-тонная платформа, на которую можно подняться по полукилометровому подвесному мосту или по канатной дороге. Подвижная часть платформы поворачивается вокруг собственной оси. По рельсам вдоль платформы перемещается управляемая компьютером кабина с облучателями и приемниками - так радиотелескоп наводится на исследуемый источник. Из-за неподвижности антенны наблюдения любого источника не могут продолжаться более двух часов. Но этот недостаток компенсируется огромной площадью зеркала, обеспечивающей высокую чувствительность.

Радиотелескоп в Аресибо отличается от многих других также тем, что он может служить и передающей антенной. В таком режиме выполнены уникальные эксперименты по радиолокации Солнца, Луны и планет Солнечной системы.

Эффельсберг – 100-метровый полноповоротный радиотелескоп, построен в 1972 г. в Германии. Он сооружен в ущелье невысоких гор в 50 км от Бонна, вблизи небольшого городка Эффельсберг. Радиотелескоп имеет достаточно высокую точность поверхности, что позволяет использовать его даже на волне 4 мм. Угловое разрешение телескопа на такой короткой волне составляет около 10". Этот радиотелескоп до сих пор считается крупнейшим в мире полноповоротным радиотелескопом. Радиотелескопов с диаметром зеркала больше 50 м - единицы. Вторым в Европе по размеру после Эффельсбергского является 76-метровый радиотелескоп на обсерватории Джодрелл-Бэнк. Он эффективно используется только в дециметровом диапазоне волн, так как точность поверхности зеркала не очень высокая.

РАТАН-600 - крупный отечественный радиотелескоп, сооруженный в 1974 г. в нашей стране на Северном Кавказе, вблизи станицы Зеленчукской,- один из крупнейших в мире телескопов. Это очень сложное уникальное техническое устройство. Состоит оно из 25 тыс. деталей. Труба телескопа длиной 24 м весит около 280 т. Телескоп оснащен разнообразной высокочувствительной аппаратурой и комплексом электронных вычислительных систем для наблюдений в соответствии с заданной программой и обработки полученных результатов. Зеркало этого телескопа не покрывает всю площадь круга, а представляет собой кольцо диаметром 600 м, собранное из 895 алюминиевых щитов высотой 7м. Угловое разрешение такой системы определяется диаметром кольца и составляет на волне 3 см около 10". В реальных наблюдениях все кольцо сразу используется редко. Телескоп разбит на секторы: северный, южный, восточный и западный. Щиты каждого сектора ориентируются на выбранный источник, а в фокусе каждого сектора установлен облучатель, который может перемещаться, обеспечивая наблюдения данного источника в течение нескольких минут.

До сих пор были рассмотрены радиотелескопы, на которых вся энергия радиоволн фокусируется с помощью зеркала или системы зеркал на общий облучатель и усиливается затем одним приемником. Есть другой тип радиотелескопа: излучение принимается независимыми антеннами, усиливается на каждой антенне и передается по кабелям или волноводам для общего суммирования сигнала. Длину кабелей подбирают так, чтобы сигналы ото всех антенн поступали на суммирующее устройство в одной фазе. Тем самым осуществляется электрическая фокусировка всей антенной системы. Подобные радиотелескопы называются синфазными антеннами. На радиоастрономической станции ФИАН в городе Пушкино Московской области работает Большая синфазная антенна (БСА), представляющая собой поле взаимосвязанных дипольных антенн длиной 300 м и шириной 400 м. Эффективная собирающая площадь БСА почти такая же, как у радиотелескопа в Аресибо. БСА работает на волне 3 м. На этом радиотелескопе исследуются, прежде всего, пульсары и ядра галактик.

Будущее радиотелескопов.

Можно сказать, что времена «гигантомании» в радиотелескопостроении заканчиваются. Если раньше радиоастрономы связывали основные надежды на улучшение углового разрешения с постройкой все более крупных одиночных антенн, то к настоящему времени предел в этом достигнут. Вероятно, последняя из стоящихся больших антенн – 50-метровый телескоп миллиметровых волн, который будет стоять в Мексике, на вершине Сьерра Негра высотой 4600 метров.
    Ясен дальнейший путь развития экспериментальной радиоастрономии – создание все более совершенных систем апертурного синтеза. Апертурный синтез – это метод получения высокого углового разрешения при использовании сравнительно небольших антенн, образующих совокупность радиоинтерферометров, сигналы, с выходов которых подвергаются соответствующей обработке. В более широком смысле апертурный синтез - метод восстановления по отдельным измерениям пространственного распределения полей, излучаемых или рассеиваемых каким-либо источником или объектом.

Таблица №3

2.      КОСМИЧЕСКИЕ СРЕДСТВА НАБЛЮДЕНИЯ

Огромный объём информации о космосе целиком остаётся за пределами земной атмосферы. Большая часть инфракрасного и ультрафиолетового диапазона, а также рентгеновские и гамма-лучи космического происхождения недоступны для наблюдений с поверхности Земли. Для того чтобы изучать Вселенную в этих лучах, необходимо вынести наблюдательные приборы в космос. Ещё недавно внеатмосферная астрономия была уделом мечтателей. Теперь она превратилась в быстро развивающуюся отрасль науки. Результаты, полученные на космических телескопах, без малейшего преувеличения перевернули многие наши представления о Вселенной. Первые космические обсерватории существовали на орбите недолго, и программы наблюдений на них ограничивались несколькими пунктами. Современный космический телескоп - уникальный комплекс приборов, разрабатываемый и эксплуатируемый несколькими странами в течение многих лет.

2.1  Инфракрасные обсерватории.

Для проведения инфракрасных наблюдений в космос приходится отправлять довольно большой груз: сам телескоп, устройства для обработки и передачи информации и, наконец, охладитель, который должен уберечь ИК-приёмник от фонового излучения - инфракрасных квантов, испускаемых самим телескопом. Поэтому за всю историю космических полётов в космосе работало очень мало инфракрасных телескопов. Первая инфракрасная обсерватория была запущена в январе 1983 г. в рамках совместного американо-европейского проекта IRAS.

В состав комплекса IRAS входил телескоп-рефлектор с диаметром зеркала 57 см. Детекторы регистрировали ИК-излучение с длинами волн 12, 25, 60 и 100 мкм. Чтобы уменьшить влияние фонового излучения, инструмент охлаждался жидким гелием, имевшим температуру всего 2,4 К. Спутник проработал на орбите 10 месяцев и отключился после исчерпания запасов охладителя. Из-за особенностей орбиты IRAS передавал данные наблюдений на Землю дважды в день; во время этих же сеансов связи он получал новые задания и снова на полдня отключался.

Главной задачей телескопа IRAS были поиски источников длинноволнового ИК-излучения, составление карт неба в инфракрасном диапазоне. На это отводилось 60% времени наблюдений. За время полёта полный обзор всего неба был проведён шесть раз - для обнаружения переменных источников. IRAS осуществил наблюдения около 250 тыс. источников инфракрасного излучения.

Рис. 3