Все о космосе

Космос. Астрономия. Вселенная. Наука

Leaf
Главная
Новости
FAQ по Астрономии
Астрословарь
Древняя астрономия
Современные теории
Метагалактика
Солнечная система
Статьи о космосе
Космонавтика
Галерея астрофото
Популярно о космосе
Карта сайта
Поиск
Обратная связь
Партнеры

Астрономия


Leaf Главная arrow Блог материалов



Астрофизическая измерительная аппаратура
Статьи о космосе

Сбор материала в виде фотоснимков с помощью телескопов, а также непосредственные наблюдения — только первый этап исследования природы небесных тел. Вслед за этим необходимо возможно быстрее и точнее их измерить, определить мощность излучения, положение в пространстве и т. д. Для этих целей применяются специальные приборы: фотометры, предназначенные для промера яркостей и блеска светил, а также компараторы — измерительные машины для определения положения светил в пространстве по промерам фотоснимков. В результате методических работ, проведенных Ленинградским астрономическим институтом в 1930—1941 гг., в практику советской астрофизики были введены фотоэлектрический (В. Б. Никонов) и интерференционный (А. А. Калиняк и Л. А. Сухарев) методы, первые советские микрофотометры (А. В. Марков и В. Б. Никонов) для измерений яркости и блеска светил по их снимкам.

В 1935 г. В. Б. Никонов сконструировал для Абастуман-ской, Казанской и Московской обсерваторий первые советские электрофотометры — приборы для непосредственных промеров небесных объектов. В 1937—1947 гг. первые советские визуальные микрофотометры А. В. Маркова зарекомендовали себя на промерах негативов, полученных в физической лаборатории, а также снимков солнечной короны во время затмений 1941 и 1945 гг.

Основной частью всякого визуального микрофотометра является кубик ЛюммераБ, пропускающий к глазу из двух перпендикулярных направлений два потока света, один из которых проходит сквозь измеряемый участок снимка небесного объекта, а второй — через фотометрический клин. Перемещая последний, измеритель уравнивает яркость двух полей кубика. Отсчеты клина показывают потемнение разных участков негатива и, следовательно, яркость небесных объектов. Иногда в качестве светоприемника в подобных приборах вместо глаза используется фотоэлемент. Есть еще объективные приборы конструкции В. Б. Никонова.

Измерение собственных движений звезд в пространстве, а также звездных параллаксов требует высокой точности промера снимков — 0,1 мк, однако в заграничных приборах она доходила лишь до 1 мк. Перед Великой Отечественной войной ученику Н. Г. Пономарева Л. А. Сухареву, создавшему новый компаратор в Астрономическом институте, удалось достичь точности промера негатива 0,1 мк. Развитие советской оптической промышленности привело в последние годы к созданию ряда оригинальных лабораторных приборов и телескопов. Наибольшим из них является отечественный 2,6-метровый отражательный телескоп ЗТШ имени акад. Г. А. Шайна, установленный в 1960 г. в Крымской обсерватории.

Таковы, в основном, итоги введения в астрофизику новых методов прикладной физической оптики. Астрофизика, возникнув в Советском Союзе немного более 30 лет назад, за время своего существования не только достигла уровня зарубежной науки, имеющей за собой более чем столетнюю историю и обладающей пока еще более мощными телескопами, но во многих разделах и  опередила ее.

Современные ее достижения стали возможны лишь благодаря заботе Советского правительства и деятельности тех энтузиастов, которые много сил отдали развитию отечественного астрономического приборостроения.

Спектрографы
Солнце

Хромосфера состоит из монохроматических излучений водорода, ионизированного кальция и некоторых других элементов. В начале XX в. за границей был построен специальный спектральный прибор, который в зависимости от того, каким методом (визуальным или фотографическим) производились наблюдения, назывался спектрогелиоскопом или спектрогелиографом.

Этот прибор представляет собой спектрограф особой конструкции с призмой или дифракционной решеткой. Его можно присоединять к телескопу или устанавливать неподвижно — горизонтально или вертикально. При этих условиях объектив, дающий на первой щели спектрогелио-скопа изображение Солнца, также устанавливается неподвижно. Лучи Солнца попадают в такой объектив, отражаясь от зеркала целостата, вращаемого посредством часового механизма. В фокальной плоскости камеры спектрогелиоско-па, где получается спектр Солнца, находится вторая щель, которая выделяет из спектра только одну линию, например линию Н ионизированного кальция. Если мы приведем эту щель в быстрое движение в направлении дисперсии спектрографа, а за ней неподвижно укрепим окуляр или фотопластинку и заставим последние посредством какого-либо приспособления перемещаться по первой щели, синхронно с движением второй, то наблюдатель увидит в окуляр (а пластинка зафиксирует) изображение всего Солнца в свете одной монохроматической линии.

До Великой Октябрьской социалистической революции ни одного подобного прибора у нас не было. В 30-х годах, когда выявилась насущная необходимость в проведении систематических наблюдений за Солнцем для нужд народного хозяйства СССР, такие приборы были приобретены в Америке для Абастуманской, Крымской и Ташкентской обсерваторий. К тому же периоду относится и создание упомянутого выше советского спектрогелиоскопа, начатое в 1934 г. по инициативе Н. П. Барабашова и Н. Г. Пономарева. Так как оба участника работы имели значительный опыт в шлифовке зеркал и постройке приборов, то все части (зеркала, щели, движущийся механизм) изготовлялись в Харькове при их непосредственном участии. В 1935 г. в Харькове они закончили сборку первого советского спектрогелиоскопа. В 1938 г. он был превращен в спектрогелиограф.

Второй, более совершенный советский спектрогелиограф был построен на Крымской обсерватории проф. А. Б. Северным совместно с инженером-крнструктором Г. А. Мониным. Этот прибор отличается от Харьковского синхронным движением призмы полного внутреннего отражения совместно с второй щелью, перемещающейся у первой. Последнее обстоятельство позволило получить более совершенные спек-трогелиограммы. Спектрогелиографы широко используются в астрономической практике, но они имеют и недостатки. С ними, например, невозможна одновременная съемка всей поверхности Солнца. Механические недостатки прибора вызывают искажение снимков.

Позднее для Крымской обсерватории под руководством А. Б. Северного и П. В. Добычина был построен большой оригинальный башенный солнечный телескоп, имеющий спектрографические и спектрогелиографические комбинации.

Способ получения монохроматического снимка Солнца в любом участке спектра стал возможным тогда, когда были созданы упоминавшиеся интерференционно-поляризационные узкополосные фильтры (ИПФ), принцип действия которых мы опишем ниже.

А. Б. Северный совместно с А. Б. Гильваргом изготовили и использовали в комбинации с внезатменным коронографом Крымской обсерватории при монохроматических снимках деталей Солнца интерференционный фильтр повышенного качества, пропускающий полосу шириной 1,8 А (в последнее время — всего лишь 0,7 А). Подобные фильтры, пропускающие полосы шириной 3 и 5 А, существовали и за границей (Франция, США).

Интерференционные фильтры могут быть предварительно рассчитаны по положению полос пропускания на любую нужную область спектра. При той же ширине полосы пропускания они во много раз выгодней обычных фильтров.

Фильтр — это массивный блок, склеенный из нескольких пластин кварца или полевого шпата с прослойкой из соответственно ориентированных поляроидов и с дополнительным слабо поглощающим обыкновенным фильтром. Его устанавливают перед фокусом внезатменного коронографа. Одна пластина, изготовленная из двухкратнопре-ломляющего кварца или шпата, стоит между двумя поляроидами, причем от первого из них плоско поляризованный луч падает нормально грани пластины, вырезанной так, что ее грани параллельны главной оптической оси кристалла. Из-за различия показателей преломления обыкновенного и необыкновенного лучей кристаллом или, другими словами, скоростей их распространения между лучами по выходе из пластины образуется разность фаз 6, являющаяся причиной возникновения вдоль спектра интерференционной картины. Отсюда следует, что одна пластина образует вдоль спектра несколько зон пропускания и ряд темных промежутков между ними. Если соединить в одном фильтре несколько прослоенных поляроидами кварцевых пластин, расположенных в порядке последовательного удвоения их толщины, то побочные максимумы пропускания в каждой из таких полос будут все более и более сужаться, а число их будет расти пропорционально толщине пластин. В результате совместного действия всех пластин через фильтр на нужную нам зону чувствительности фотослоя пройдет лишь 3 или 4 узких зоны пропускания.

В крымском приборе одна из них совпала с линией На водорода, а остальные были погашены действием дополнительного обычного светофильтра. Так как длина волны зоны пропускания зависит от температуры фильтра, а требовалось обеспечить совпадение ее с монохроматическим излучением линий водорода, фильтр был заключен в термостат. С этим фильтром были получены первые советские кинофильмы, позволившие А. Б. Северному сделать важные выводы о природе солнечных протуберанцев.

Опытный образец такого же, но еще более узкополосного фильтра, пропускающего лишь 0,5 А, осуществлен С. Б. Иоффе под руководством академика В. П. Линника и сейчас используется при солнечных наблюдениях в Пулкове.

Применение широкополосных и просто интерференционных (типа Фабри — Перо) фильтров в Крыму без поляроидов при съемке туманностей позволило академику Г. А. Шайну и В. Ф. Газе получить в водородной линии снимки новых газовых туманностей, которые раньше не обнаруживались, благодаря перекрыванию их излучения фоном неба и излучением звезд, так как такой фильтр пропускал почти все монохроматическое излучение туманностей и гасил небо и звезды.

Установки для изучения Солнца
Солнце

Установки для исследования Солнца и его свойств как в обычное время, так и во время полных затмений отличаются от описанных выше. Огромная энергия, излучаемая светилом на Землю, требует прежде всего незначительной светосилы приборов.

Для изучения самого Солнца строят длиннофокусные, неподвижные телескопы с горизонтальным или вертикальным направлением главной оптической оси. Лучи Солнца попадают в объектив этого телескопа после отражения от двух плоских зеркал так называемой целостатной установки. Одно из зеркал с помощью часового механизма поворачивается вокруг оси, параллельной оси вращения Земли, чем достигается неподвижность изображения Солнца в фокусе прибора во все время наблюдения. Прибором такого типа является советский горизонтальный (так называемый малый) солнечный телескоп Н. Г. Пономарева.

Луч Солнца сначала попадает в нем на плоское зеркало, вращаемое посредством часового механизма в 2 раза медленней скорости вращения Земли вокруг оси, а затем отражается от него на плоское зеркало, стоящее на оптической оси параболического зеркала (D = 0,4 м и F = 17 м), которое может находиться в одном из двух положений. В первом положении оно посылает сходящийся пучок прямо в кассетное приспособление особого типа с автоматическим затвором впереди, позволяющим осуществлять выдержки до 0,001 сек. Во втором положении главное зеркало направляет пучок света в кассегреновское зеркало, удлиняющее фокусное расстояние телескопа, от которого свет отражается в другую кассету, что необходимо для фотографирования при фокусном расстоянии 60 м. Если параболическое зеркало находится в первом положении, то пучок света можно перехватить дополнительным плоским зеркалом и направить в приспособленный к инструменту спектрограф или спектрогелиокинематограф.

Этот телескоп еще в апреле 1941 г. был установлен в Пулкове Н. Г. Пономаревым, который весьма успешно фотографировал на нем солнечную грануляцию и получил несколько очень удачных снимков Луны. Разрушенный во время войны 1941—1945 гг., он был восстановлен по сохранившимся чертежам в 1949 г. (рис. 38) и сейчас вновь работает в Пулкове.

При экспедиционных наблюдениях полных солнечных затмений для исследований строения короны, а также протуберанцев (солнечных выступов) используются астрографы. Среди них особое значение имеют специальные затмен-ные коронографы. За рубежом коронографы строились обычно в единичных экземплярах, по индивидуальным вкусам исследователей. Для наблюдения полного солнечного затмения 19 июня 1936 г. в СССР был поставлен вопрос о постройке пяти совершенно одинаковых коронографов для того, чтобы расположить их в разных частях полосы затмения и помимо обычных исследований яркости короны впервые получить возможность на основании промеров ее снимков судить о скорости смещения материи в короне и хромосфере.

Было решено построить коронограф с фокусным расстоянием 5 м и объективами диаметром 10 ом. Объективы изготовлялись под руководством Д. Д. Максутова, а коронографы проектировались и осуществлялись Ленинградским астрономическим институтом. В их разработке приняли участие Н. Г. Пономарев, Л. А. Сухарев и А. В. Марков. Приборы, испытанные сначала в Астрономическом институте, в дальнейшем успешно работали при наблюдениях солнечных затмений 1936,  1941 и 1945 гг.

По снимкам первого из затмений, сделанным с помощью четырех коронографов, Е. Я. Бугославская, С. К. Всех-святский и А. Н. Дейч обнаружили большие скорости перемещения корональной материи.

Во время второго затмения М. С. Зельцер и А. В. Марков изучили струйчатое строение полярной хромосферы Солнца (рис. 39) и совместно с Е. Я. Бугославской установили непосредственный переход хромосферных истечений в струи короны, а также наличие быстрых движений хромосферных выступов. И лишь через три года аналогичное явление обнаружил, пользуясь так называемым внезатмен-ным коронографом, американец Роберте. Следить за строением короны нужно также и вне затмений. Исследования показали, что ее строение определяется теми же активными областями Солнца, которые шлют на Землю потоки корпускул, влияющих на земную атмосферу.

Трудность  внезатменных  наблюдений   короны заключается в том, что яркость неба, окружающего Солнце, намного превышает яркость короны; она обусловливается рассеянием солнечного света в атмосфере и значительно уменьшается по мере увеличения высоты места наблюдения над уровнем моря.

Первые внезатменные наблюдения короны были выполнены Лио с помощью коронографа на высоте 2000 м над уровнем моря. Для того чтобы избежать вредного рассеяния света в трубе и объективе, Лио заменил обычный двойной ахроматический объектив простой линзой из бессвильного стекла, идеально отполированной. Кроме того, были приняты меры к удалению пыли из трубы. В фокальной плоскости линзы, на месте изображения Солнца, находился непрозрачный круглый экран, создававший в инструменте искусственное солнечное затмение, фотографируемое специальной камерой. Посредством такой установки Лио получил  внезатменные  снимки  короны.

В СССР в последние годы внезатменный коронограф был установлен на горной станции ГАО АН СССР близ Кисловодска, затем на горной станции обсерватории АН КазССР близ Алма-Аты и в Верхних Саянах. В самое последнее время для горных станций ГАО АН СССР (Пулковской) близ Кисловодска и СибИЗМИР АН СССР (Иркутская область) построены самые большие и высококачественные коронографы в мире с параметрами объективов D — 53,5 см, F = 8 м. Они установлены на параллактической монтировке и имеют электрический часовой механизм. Наибольшие коронографы за рубежом, установленные в США (Клаймакс, Пик Сакраменто), имеют D = 40 см, F = 7 м.

Сравнительно недавно И. А. Прокофьева показала, что особая конструкция коронографа позволяет вести наблюдения эмиссионных корональных линий даже на небольшой высоте над уровнем моря, в частности в Пулкове, где был построен и успешно работает соответствующий прибор (а его модификация — в Абастуманской обсерватории).

Сейчас коронограф используется обычно в комбинации с интерференционно-поляризационным светофильтром (ИПФ), спектрографом, поляризатором и т. д. Применение в нем в качестве приемника излучения электронно-оптического преобразователя (ЭОП) позволило получить как инфракрасные снимки короны (А. А. Калиняк), так и ее спектр излучения (В. Г. Курт, М. Н. Гневышев, И. А. Прокофьева и другие астрономы СССР). Внезатменные наблюдения короны приняли систематический характер.

Отражательные телескопы
Статьи о космосе

Рассмотренные выше оптические инструменты, в большей или меньшей степени обладающие неустранимой хроматической аберрацией, вызывают систематические ошибки или приводят к потере проницающей способности инструмента, что требует иногда весьма длительной продолжительности фотографирования слабых объектов. Последнее относится к работе со щелевыми спектрофотографами, а первое — к фотографированию (с фильтрами и без фильтров) планет с целью изучения их природы. При работе со щелевым спектрографом, в котором фотографируемый объект виден на оптической оси прибора, зеркальные системы, лишенные хроматической аберрации, оказываются более выгодными, чем рефракторы.

В XVIII в. гигантские по тому времени телескопы-рефлекторы с тяжелыми металлическими зеркалами из специальных сплавов впервые стал строить В. Гершель. Его схема в принципе ничем не отличалась от схемы телескопа, построенного за 12 лет до него М. В. Ломоносовым в России.

В настоящее время изготовление больших, чем существующие, линзовых объективов по техническим условиям невозможно. Поэтому в центре внимания астрономов и оптиков вновь находится создание рефлекторов с наибольшим возможным входным зрачком.

Возникла необходимость в дальнейшем увеличения размеров главного зеркала телескопов. Поскольку сейчас зеркала делают стеклянными (с серебряным или алюминиевым покрытием), потребовалось начать изготовление огромных стеклянных блоков. К настоящему времени построены или строятся десятки телескопов с главным зеркалом размером более 1 м.

В 1919 г. американские оптики создали 2,5-метровый рефлектор с зеркалом из сплошного стекла для обсерватории на горе Вильсон в Калифорнии. Посредством этого рефлектора наблюдатели до последнего времени получали данные о слабейших небесных объектах. Однако этих данных оказалось недостаточно для разрешения многих проблем астрофизики, в том числе проблемы изучения туманностей, смещения к красному концу линий спектра и т. д.

Для этого был необходим телескоп значительно большего диаметра. Однако современная техника не располагала возможностью изготовления главного зеркала большого диаметра из сплошного стекла. Необходимо было найти новые пути. В 30-х годах XX в. правильное решение задачи дали советские ученые акад. И. В. Гребенщиков и Н. Г. Пономарев, предложившие применить в таких телескопах стеклянные зеркала ребристой структуры (по тыльной стороне), сваренные из отдельных элементов. В 1949 г. близкую идею осуществляют американские оптики, собравшие и опробовавшие новый гигантский телескоп с главным зеркалом ребристой, но не сваренной, а выплавленной структуры, диаметром 5 м.

При первом испытании он заснял объекты, которые в 4 раза слабее фотографируемых с 2,5-метровым телескопом, и позволил обнаружить островную вселенную, лежащую от Земли на расстоянии в миллиард световых лет. Однако полученные изображения не были вполне хорошими, чтобы уверенно отличить очень далекие островные вселенные от ближайших звезд. Улучшение оптики путем диафрагмирования краевой зоны зеркала имеет, как оказалось, решающее значение. Впоследствии зеркало телескопа было перешлифовано и дальнейшее испытание показало, что оно улучшилось. Ребристая структура, по-видимому, оправдывает себя.

В процессе работы над телескопом диаметром 2,6 м для Крыма советские оптики применили метод придания зеркалу по тыльной стороне ячеистой структуры, которая, однако достигается не сваркой или выплавкой, а путем высверливания (для размещения механизмов разгрузки и снижения веса).

Как упоминалось в первой главе книги, более или менее анаберрационные системы двухзеркальных рефлекторов были рассчитаны Шварцшильдом, Риччи, Кретьеном, Максутовым и Куде. Наилучший из таких телескопов— телескоп Шварцшильда—оказался свободным от кривизны поля, но обладал астигматизмом.

Астрографы
Статьи о космосе

Астрограф — это двойная или тройная труба, смонтированная на одной параллактической установке, одна из осей которой параллельна оси вращения Земли.

Труба крепится на второй, перпендикулярной первой оси установки; вращая инструмент вокруг обеих осей, можно направлять его в любую точку неба. Фотографирование небесных объектов нередко продолжается часами, и при неподвижном инструменте наблюдаемые объекты, вследствие вращения Земли, уходят из поля зрения. Поэтому с первой осью соединяется часовой механизм, равномерно вращающий инструмент с востока на запад, благодаря чему фотографируемое светило остается в поле зрения инструмента. Так как при фотографировании необходимо, чтобы изображение объекта в продолжение всего времени съемки проектировалось точно в одно и то же место пластинки, одна из труб изготовляется ахроматизированной к визуальным лучам и снабжается окуляром с крестом нитей в поле зрения.

Оптические оси визуального и фотографических объективов устанавливаются параллельно, и поэтому наблюдатель, поставив в начале выдержки одну из звезд на крест нитей в поле зрения визуальной, или, как ее называют иначе, ведущей трубы, удерживает ее с помощью специальных микрометрических винтов, имеющихся в установке, в указанном положении в течение всего времени выдержки.

Примером оригинальной конструкции подобного телескопа может служить двойной короткофокусный астрограф (АКД) системы Н. Г. Пономарева (1941—1947 гг.), выпущенный советской оптической промышленностью (рис. 33). Он предназначался его автором в первую очередь для систематических повторных съемок неба, производимых с целью отыскания и изучения новых и переменных звезд, комет, а также для других фотографических работ. В частности, к такому астрографу в Пулкове приспособлена объективная призма нового типа, служащая для массового определения движения звезд по лучу зрения. Размеры пластинок и поля объективов позволяют в обеих камерах получать снимки углового размера 14°Х20°, а конструкция крепления камер на второй оси, так называемой оси склонения, дает возможность получать одновременно на приборе либо два тождественных снимка той же области неба (что удобно при отыскании новых объектов), либо, если повернуть одну из камер вокруг оси склонения, два'снимка соседних участков неба.

<< Первая < Предыдущая 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 След. > Последняя >>

Всего 31 - 35 из 1186