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.

«Земля и Вселенная» 1993 №5

ЭТАПЫ РАЗВИТИЯ РЕНТГЕНОВСКОЙ АСТРОНОМИИ

Земная атмосфера непрозрачна для рентгеновских лучей. Поэтому рентгеновская астрономия родилась вместе с ракетной техникой: в 1948 г. с помощью фотопластинок, поднятых ракетой «Фау-2» на высоту около 160 км, Р. Барнайт из Морской лаборатории (США) открыл рентгеновское излучение Солнца. В 1962 г., заменив фотопластинку счетчиком Гейгера, астрономы обнаружили второй рентгеновский источник, на этот раз за пределом Солнечной системы - это был Sco X-1. Принятая в те годы система наименований была проста: «Sco X-1» означает - ярчайший (1) рентгеновский (X-ray) источник в созвездии Скорпиона (Sco). Третьим объектом рентгеновской астрономии, обнаруженным в 1963 г., стала знаменитая Крабовидная туманность в созвездии Тельца (Tau Х-1).

В 60-е годы рентгеновские детекторы в основном поднимались за пределы атмосферы на геофизических ракетах; их вертикальный полет продолжался лишь несколько минут, так что в этот период на карты рентгеновского неба было нанесено всего около 40 источников. Но в 70-е годы чувствительные рентгеновские детекторы стали размещать на искусственных спутниках Земли, наиболее известные из которых - «Ухуру», «АНС», «Коперник», «ОСО-7», «САС-3». Затем последовал запуск крупных аппаратов - «ХЕАО-1», «Эйнштейн», «Астрон», «Гранат», «Росат», аппаратура на станциях «Салют-4 и -7», «Скайлэб», «Мир». Хотя работа каждого из них принесла интереснейшую астрофизическую информацию, наиболее важными этапами в развитии рентгеновской астрономии стали запуски первого рентгеновского детектора высокой чувствительности «Ухуру» в 1970 г. и первого рентгеновского телескопа-рефлектора «Эйнштейн» в 1978 г. (обладал высокой чувствительностью и высоким угловым разрешением 2-4"). С их помощью были открыты рентгеновские двойные звезды, рентгеновские пульсары и вспыхивающие источники, нормальные звезды с горячими коронами, активные ядра галактик и межгалактический газ в скоплениях галактик. В 80-е и в начале 90-х годов на орбите уже работало немало мощных инструментов, но их характеристики оставались традиционными (Земля и Вселенная, 1989, № 5, с. 30.- Ред.).

Следующий крупный шаг в рентгеновской астрономии ожидается в 1998 г., когда произойдет запуск новой орбитальной обсерватории AXAF - «Advanced X-ray Astrophysics Facility» («Передовое рентгеновское астрофизическое оборудование»).

Еще в 70-х годах американские астрономы задумали создать четыре крупных орбитальных обсерватории, способных перекрыть всю шкалу электромагнитных волн, за исключением радио. В мае 1990 г. был выведен на орбиту HST - «Hubble Space Telescope» (Космический телескоп им. Хаббла), работающий в оптическом и ближнем ультрафиолетовом диапазонах (Земля и Вселенная, 1987, № 4, с. 49). Затем, в апреле 1991 г. была запущена GRO - «Gamma Ray Observatory» (Обсерватория гамма-лучей им. Комптона). На очереди рентгеновская обсерватория AXAF, а за ней должна начать работу инфракрасная обсерватория SIRTF- «Space Infrared Telescope Facility» («Оборудование космического инфракрасного телескопа»).

Однако последние два проекта подвергаются сейчас существенному пересмотру. Дело в том, что изготовление первых обсерваторий стоило очень дорого: HST обошелся в 5,55 млрд долл., a GRO - в 600 млн долл. При этом каждый из спутников был выведен на орбиту с помощью специально организованных экспедиций на кораблях «Спейс Шаттл». Ошибки при изготовлении телескопа HST и общие экономические трудности заставили NASA пересмотреть бюджет перспективных астрофизических проектов. Прежде всего, решено отказаться от «Шаттла» или мощной ракеты «Титан», которые требовались для запуска тяжелых обсерваторий. Орбитальные обсерватории должны стать легче, чтобы их запуск можно было осуществить дешевыми одноразовыми ракетами типа «Атлас».

Для инфракрасной обсерватории SIRTF это означает, что необходимо уменьшить диаметр главного зеркала с 85 до 70 см, размеры спутника почти вдвое и минимальное время его жизни с пяти до трех лет. Правда в последнее время появились новые очень чувствительные детекторы инфракрасного излучения, которые должны скомпенсировать уменьшение площади зеркала телескопа. Ученые NASA надеются, что им удастся осуществить запуск инфракрасной обсерватории до 2000 г.

Еще более радикальные изменения предстоят в проекте AXAF. Сначала обсерватория задумывалась как спутник 17 м в длину и массой 15 т; размах крыльев солнечных батарей должен был составлять 26 м. Теперь же планируется вместо одного большого спутника сделать два поменьше: на основном (14 м в длину и массой около 6 т) разместят главный рентгеновский телескоп, второй будет снабжен рентгеновскими спектрометрами. Первоначально запуск рентгеновской обсерватории планировался на 1987 г. Теперь называют 1998 г. Чего же ожидают астрономы от обсерватории AXAF?

МОЖНО ЛИ ПЛАНИРОВАТЬ ОТКРЫТИЯ?

Оказывается, можно! Особенно, если знаешь, что ищешь. В рентгеновской астрономии сейчас именно такая ситуация: хорошо известно, каковы должны быть параметры рентгеновского телескопа, чтобы с его помощью сделать долгожданные открытия в области космологии и релятивистской астрофизики. Однако создать такой инструмент долгое время не удавалось.

Существуют два принципиально различных типа рентгеновских детекторов: пропорциональные счетчики квантов с коллиматорами и рентгеновские телескопы с фокусирующей системой и детекторами изображения 1 . Первый из них применялся на «Ухуру», второй - на «Эйнштейне».

1 В действительности создано значительно больше всевозможных типов рентгеновских детекторов, но мы хотим показать принципиальное различие между ними.

Пропорциональный счетчик - это современный вариант счетчика Гейгера, т. е. газонаполненная трубка с двумя электродами - положительным и отрицательным. Рентгеновский квант, влетая в трубку через затянутое тонкой пленочкой окно, ионизует газ, а электроды собирают образовавшиеся при этом ионы и электроны. Измеряя возникающий импульс тока, можно определить энергию зарегистрированного кванта: они приблизительно пропорциональны друг другу (отсюда и название счетчика). Пропорциональные счетчики способны регистрировать кванты в широком диапазоне энергии - от 1 до 30 эВ, и имеют неплохое спектральное разрешение, т. е. определяют энергию кванта с точностью в 15- 20 %. Однако сам по себе пропорциональный счетчик подобен фотопластинке без объектива: он регистрирует кванты, приходящие со всех сторон. Если есть сигнал, значит где-то перед счетчиком находится источник рентгеновского излучения, но где именно - неизвестно.

Чтобы определить направление на источник, используют теневые коллиматоры, дающие свободный доступ к счетчику лишь квантам, приходящим с определенного направления, и затеняющие счетчик от всех остальных квантов. Продолжая аналогию с фотопластинкой, можно сказать, что, положив ее на дно глубокого колодца или длинной трубы, мы получаем возможность фиксировать направление на яркие источники, подобные Солнцу: как только они оказываются на оси нашего «коллиматора», пластинка чернеет. Однако изображение объекта таким инструментом не получишь: угловое разрешение у него низкое, да и чувствительность невелика. Ведь он фиксирует все кванты, проходящие через данный «коллиматор» - как кванты от источника, так и фон неба. А в рентгеновском диапазоне небо довольно яркое. Ситуация напоминает дневное наблюдение звезд с поверхности Земли: невооруженным глазом видны лишь яркие источники - Солнце, Луна, Венера, - а звезды меркнут в сиянии дневного неба. Коллиматор тут беспомощен (вспомним: звезды не заметны днем со дна глубокого колодца!), но может помочь оптическая система - телескоп. Он создает изображение кусочка неба и дает возможность наблюдать звезду отдельно от фона.

Рентгеновский объектив, если его изготовить, позволяет счетчику выделить источник из фона. А если разместить в фокусе рентгеновского объектива много маленьких счетчиков, то они, подобно зернам фотоэмульсии, построят картину рентгеновского неба, причем картину «цветную», если эти счетчики будут правильно воспринимать энергию падающих фотонов.

К сожалению, создать рентгеновский объектив очень непросто: жесткие кванты проникают вглубь вещества объектива, ни преломляясь, ни отражаясь. Лишь самые малоэнергичные рентгеновские кванты, падая очень полого на хорошо отполированную металлическую поверхность, отражаются от нее по законам геометрической оптики. Поэтому рентгеновский объектив, представляющий комбинацию параболоида и гиперболоида вращения, очень похож на чуть коническую трубу. Обычно, чтобы перехватить побольше квантов, изготавливают несколько объективов разного диаметра, но с одинаковым фокусным расстоянием и укрепляют их соосно наподобие матрешки. Тогда все изображения складываются в фокальной плоскости и взаимно усиливаются. Размещенный в этой плоскости детектор рентгеновских квантов фиксирует их координаты и передает на ЭВМ, которая синтезирует картинку.

Эффективная площадь и спектральный диапазон главного зеркала телескопа AXAF в сравнении с телескопом космической обсерватории «Эйнштейн»

На обсерватории «Эйнштейн» был установлен телескоп с диаметром зеркала 60 см. Однако эффективная площадь сложного зеркала сильно зависела от энергии приходящих квантов: для квантов мягкого рентгеновского излучения с энергией 0,25 кэВ она составляла 400 см 2 и уменьшалась до 30 см 2 для квантов с энергией 4 кэВ. А для регистрации еще более жестких квантов телескоп был вообще непригоден.

Это очень печально, поскольку именно жесткие кванты несут уникальную информацию. Каждый астроном знает, как важно зафиксировать спектральную линию химического элемента: ее интенсивность указывает на содержание элемента, а положение в спектре говорит о скорости движения источника (доплер-эффект). Однако в рентгеновских спектрах линий почти нет; обычно в спектре горячего межзвездного газа присутствует лишь одна линия железа с энергией квантов около 7 кэВ. Многие астрофизики мечтают получить изображение в ней «своих» объектов. Например, исследователи галактик могли бы по ним определить содержание тяжелых элементов в горячих коронах звездных систем и в межгалактическом газе; они могли бы измерить скорость скоплений галактик и непосредственно определить расстояние до них, что позволило бы уточнить постоянную Хаббла и возраст Вселенной. К сожалению, телескоп обсерватории «Эйнштейн» не способен работать в области 7 кэВ: его чувствительность ограничивается диапазоном 0,1 4-4 кэВ.

Запущенная в июне 1990 г. рентгеновская обсерватория ROSAT («Roentgen Satellite»), созданная в основном специалистами Германии, хотя и имеет более высокую чувствительность, чем «Эйнштейн», но и ее рабочий диапазон относительно невелик: 0,1÷2 кэВ. Угловое разрешение ROSAT (4") примерно такое же, как у «Эйнштейна» (2"÷4").

А вот телескоп обсерватории AXAF будет способен строить изображение в диапазоне 0,14-10 кэВ и при этом даст разрешение как у хорошего оптического телескопа (0,5"). Учитывая к тому же, что его составное зеркало будет иметь диаметр 1,2 м, при наблюдении точечных источников AXAF окажется почти в сто раз более чувствительным, чем «Эйнштейн». Это означает: ему станет доступен почти в тысячу раз больший объем пространства для исследования источников известного типа. А сколько принципиально новых объектов будет открыто? Можно лишь догадываться...

К тому же AXAF будет снабжен кристаллическим брегговским спектрометром высокого разрешения, дающим возможность определять энергию квантов с точностью выше, чем 0,1 %. Принцип работы этого прибора аналогичен оптической дифракционной решетке, но поскольку длина волны рентгеновского излучения очень мала, роль дифракционной решетки для него в брегговском спектрографе играет природный кристалл, расстояние между слоями атомов в котором близко к длине волны рентгеновского излучения.

ТРЕТИЙ ЭТАП РЕНТГЕНОВСКОЙ АСТРОНОМИИ

В книге П. Р. Амнуэля «Небо в рентгеновских лучах» (М.: Наука, 1984) приводится любопытная аналогия между рентгеновской и оптической астрономией. Обзор рентгеновского неба со спутника «Ухуру» был подобен рассматриванию ночного неба невооруженным глазом. Действительно, самый яркий «звездный» объект на небе - Венера - в 10 тыс. раз ярче самой слабой звезды 6т, доступной глазу; таково же отношение потоков от ярчайшего рентгеновского источника Sco X-1 и слабейшего источника, обнаруженного «Ухуру». Запуск телескопа на обсерватории «Эйнштейн» в 100 раз более чувствительного, чем «Ухуру», был эквивалентен появлению оптического телескопа скромного, любительского уровня, в который видны звезды до 11 m . А еще в 100 раз более чувствительный AXAF будет подобен хорошему профессиональному телескопу, для которого доступны звезды до 16 m .

Каждая новая орбитальная обсерватория вносит свой важный вклад в астрономию. Даже инструменты с традиционными параметрами способны собрать большой массив уникальной информации и сделать немало открытий; пример тому - российская обсерватория «Гранат» (Земля и Вселенная, 1993, № 1, с. 17.- Ред .). Еще важнее создать приборы с уникальными характеристиками, каждый из которых даст рывок в науке. Один только пример: до запуска обсерватории GRO в гамма-диапазоне было зафиксировано лишь два пульсара - Crab и Vela - а сейчас их около 500! Поэтому астрофизики с нетерпением ожидают начала работы новых крупных обсерваторий на орбите.

Основное назначение телескопов - собрать как можно больше излучения от небесного тела. Это позволяет видеть неяркие объекты. Во вторую очередь телескопы служат для рассматривания объектов под большим углом или, как говорят, для увеличения. Разрешение мелких деталей – третье предназначение телескопов. Количество собираемого ими света и доступное разрешение деталей сильно зависит от площади главной детали телескопа - его объектива. Объективы бывают зеркальными и линзовыми.

Линзовые телескопы.

Линзы, так или иначе, всегда используются в телескопе. Но в телескопах-рефракторах линзой является главная деталь телескопа – его объектив. Вспомним, что рефракция – это преломление. Линзовый объектив преломляет лучи света, и собирает их в точке, именуемой фокусом объектива. В этой точке строится изображение объекта изучения. Чтобы его рассмотреть используют вторую линзу – окуляр. Она размещается так, чтобы фокусы окуляра и объектива совпадали. Так как зрение у людей разное, то окуляр делают подвижным, чтобы было возможно добиться четкого изображения. Мы это называем настройкой резкости. Все телескопы обладают неприятными особенностями - аберрациями. Аберрации – это искажения, которые получаются при прохождении света через оптическую систему телескопа. Главные аберрации связаны с неидеальностью объектива. Линзовые телескопы (да и телескопы вообще) грешат несколькими аберрациями. Назовем лишь две из них. Первая связана с тем, что лучи разных длин волн преломляются чуть по-разному. Из-за этого для синих лучей существует один фокус, а для красных – другой, расположенный дальше от объектива. Лучи других длин волн собираются каждый в своем месте между этими двумя фокусами. В результате мы видим окрашенные в радугу изображения объектов. Такая аберрация называется хроматической. Второй сильной аберрацией является аберрация сферическая. Она связана с тем, что объектив, поверхностью которого является часть сферы, на самом деле, не собирает все лучи в одной точке. Лучи идущие на разных расстояниях от центра объектива собираются в разных точках, из-за чего изображение получается нечетким. Этой аберрации не было бы, если бы объектив имел поверхность параболоида, но такую деталь сложно изготовить. Чтобы уменьшить аберрации изготавливают сложные, вовсе не двухлинзовые системы. Дополнительные части вводятся для исправления аберраций объектива. Давно держащий первенство среди линзовых телескопов - телескоп Йеркской обсерватории с объективом 102 сантиметра диаметром.

Зеркальные телескопы.

У простых зеркальных телескопов, телескопов-рефлекторов, объектив - это сферическое зеркало, которое собирает световые лучи и отражает их с помощью дополнительного зеркала в сторону окуляра - линзы, в фокусе которой строится изображение. Рефлекс – это отражение. Зеркальные телескопы не грешат хроматической аберрацией, так как свет в объективе не преломляется. Зато у рефлекторов сильнее выражена сферическая аберрация, которая, кстати говоря, сильно ограничивает поле зрения телескопа. В зеркальных телескопах так же используются сложные конструкции, поверхности зеркал, отличные от сферических и прочее.

Зеркальные телескопы изготавливать легче и дешевле. Именно поэтому их производство в последние десятилетия бурно развивается, в то время как новых крупных линзовых телескопов уже очень давно не делают. Самый большой зеркальный телескоп имеет сложный объектив из нескольких зеркал, эквивалентный целому зеркалу диаметром 11 метров. Самый большой монолитный зеркальный объектив имеет размер чуть больше 8-ми метров. Самым большим оптическим телескопом России является 6-ти метровый зеркальный телескоп БТА (Большой Телескоп Азимутальный). Телескоп долгое время был наикрупнейшим в мире.

Характеристики телескопов.

Увеличение телескопа. Увеличение телескопа равно отношению фокусных расстояний объектива и окуляра. Если, скажем, фокусное расстояние объектива два метра, а окуляра – 5 см, то увеличение такого телескопа будет 40 крат. Если поменять окуляр, можно изменить и увеличение. Так астрономы и поступают, ведь не менять же, в самом деле, огромный объектив?!

Выходной зрачок. Изображение, которое строит для глаза окуляр, может в общем случае быть как больше глазного зрачка, так и меньше. Если изображение больше, то часть света в глаз не попадет, тем самым, телескоп будет использоваться не на все 100%. Это изображение называют выходным зрачком и рассчитывают по формуле: p=D:W, где p – выходной зрачок, D – диаметр объектива, а W – увеличение телескопа с данным окуляром. Если принять размер глазного зрачка равным 5 мм, то легко рассчитать минимальное увеличение, которое разумно использовать с данным объективом телескопа. Получим этот предел для объектива в 15 см: 30 крат.

Разрешение телескопов

В виду того что, свет – это волна, а волнам свойственно не только преломление, но и дифракция, никакой даже самый совершенный телескоп не дает изображение точечной звезды в виде точки. Идеальное изображение звезды выглядит в виде диска с несколькими концентрическими (с общим центром) кольцами, которые называют дифракционными. Размером дифракционного диска и ограничивается разрешение телескопа. Все, что закрывает собою этот диск, в данный телескоп никак не увидишь. Угловой размер дифракционного диска в секундах дуги для данного телескопа определяется из простого соотношения: r=14/D, где диаметр D объектива измеряется в сантиметрах. Упомянутый чуть выше пятнадцатисантиметровый телескоп имеет предельное разрешение чуть меньше секунды. Из формулы следует, что разрешение телескопа всецело зависит от диаметра его объектива. Вот еще одна причина строительства как можно более грандиозных телескопов.

Относительное отверстие. Отношение диаметра объектива к его фокусному расстоянию называется относительным отверстием. Этот параметр определяет светосилу телескопа, т. е., грубо говоря, его способность отображать объекты яркими. Объективы с относительным отверстием 1:2 – 1:6 называют светосильными. Их используют для фотографирования слабых по яркости объектов, таких, как туманности.

Телескоп без глаза.

Одной из самых ненадежных деталей телескопа всегда был глаз наблюдателя. У каждого человека - свой глаз, со своими особенностями. Один глаз видит больше, другой - меньше. Каждый глаз по-разному видит цвета. Глаз человека и его память не способны сохранить всю картину, предлагаемую для созерцания телескопом. Поэтому, как только стало возможным, астрономы стали заменять глаз приборами. Если подсоиденить вместо окуляра фотоаппарат, то изображение, получаемое объективом можно запечатлеть на фотопластине или фотопленке. Фотопластина способна накапливать световое излучение, и в этом ее неоспоримое и важное преимущество перед человеческим глазом. Фотографии с большой выдержкой способны отобразить несравненно больше, чем под силу рассмотреть человеку в тот же самый телескоп. Ну и конечно, фотография останется как документ, к которому неоднократно можно будет в последствии обратиться. Еще более современным средством являются ПЗС - камеры с полярно-зарядовой связью. Это светочувствительные микросхемы, которые подменяют собой фотопластину и передают накапливаемую информацию на ЭВМ, после чего могут делать новый снимок. Спектры звезд и других объектов исследуются с помощью присоединенных к телескопу спектрографов и спектрометров. Ни один глаз не способен так четко различать цвета и измерять расстояния между линиями в спектре, как это с легкостью делают названные приборы, которые еще и сохранят изображение спектра и его характеристики для последующих исследований. Наконец, ни один человек не сможет посмотреть одним глазом в два телескопа одновременно. Современные системы из двух и более телескопов, объединенных одной ЭВМ и разнесенных, порой на расстояния в десятки метров, позволяют добиться потрясающе высоких разрешений. Такие системы называют интерферометрами. Пример системы из 4-х телескопов - VLT. Целых четыре вида телескопов мы объединили в один подраздел неслучайно. Земная атмосфера пропускает соответствующие длины электромагнитных волн неохотно, поэтому телескопы для изучения неба в этих диапазонах стремятся вынести в космос. Именно с развитием космонавтики напрямую связано развитие ультрафиолетовой, рентгеновской, гамма и инфракрасной отраслей астрономии.

Радиотелескопы.

В качестве объектива радиотелескопа чаще всего выступает металлическая чаша параболоидной формы. Собранный ею сигнал принимается антенной, находящейся в фокусе объектива. Антенна связана с ЭВМ, которая обычно и обрабатывает всю информацию, строя изображения в условных цветах. Радиотелескоп, как и радиоприемник, способен одновременно принимать только какую-то длину волны. В книге Б. А. Воронцова-Вельяминова «Очерки о Вселенной» есть очень интересная иллюстрация, напрямую связанная с предметом нашего разговора. В одной обсерватории гостям предлагали подойти к столу и взять с него листок бумаги. Человек брал листок и на обороте читал примерно следующее: «Взяв этот листок бумаги, Вы затратили больше энергии, чем приняли все радиотелескопы мира за все время существования радиоастрономии». Если Вы ознакомились с этим разделом (а следовало бы), то Вы, должно быть, помните, что радиоволны обладают самыми большими длинами волн среди всех видов электромагнитного излучения. Это означает, что соответствующие радиоволнам фотоны переносят совсем немного энергии. Чтобы собрать приемлемое количество информации о светилах в радиолучах, астрономы строят огромные по размерам телескопы. Сотни метров – вот тот не столь уже удивительный рубеж для диаметров объективов, который достигнут современной наукой. К счастью, в мире все взаимосвязано. Строительство гигантских радиотелескопов не сопровождается теми же сложностями в обработке поверхности объектива, которые неизбежны при строительстве оптических телескопов. Допустимые погрешности поверхности пропорциональны длине волны, поэтому, порою, металлические чаши радиотелескопов представляют собой не гладкую поверхность, а попросту решетку, и на качестве приема это никак не сказывается. Большая длина волны также позволяет строить грандиозные системы интерферометров. Порой, в таких проектах участвуют телескопы разных континентов. В проектах есть интерферометры космических масштабов. Если они осуществятся, радиоастрономия достигнет невиданных пределов в разрешении небесных объектов. Кроме сбора излучаемой небесными телами энергии, радиотелескопам доступно «подсвечивание» поверхности тел Солнечной системы радиолучами. Сигнал, посланный, скажем с Земли на Луну, отразится от поверхности нашего спутника и будет принят тем же телескопом, что и посылал сигнал. Этот метод исследований называется радиолокацией. С помощью радиолокации можно многое узнать. Впервые астрономы узнали о том, что Меркурий вращается вокруг своей оси именно таким способом. Расстояние до объектов, скорость их движения и вращения, их рельеф, некоторые данные о химическом составе поверхности – вот те немаловажные сведения, которые по силам выяснить радиолокационными методами. Самый грандиозный пример таких исследований – полное картографирование поверхности Венеры, проведенное АМС «Магеллан» на стыке 80-х и 90-х годов. Как Вы, может быть, знаете, эта планета прячет от человеческого глаза свою поверхность за плотной атмосферой. Радиоволны же беспрепятственно проходят сквозь облака. Теперь мы знаем о рельефе Венеры лучше, чем о рельефе Земли (!), ведь на Земле покрывало океанов мешает проводить изучение большей части твердой поверхности нашей планеты. Увы, скорость распространения радиоволн велика, но не безгранична. К тому же, с удаленностью радиотелескопа от объекта возрастает рассеивание посланного и отраженного сигнала. На дистанции Юпитер-Земля сигнал принять уже сложно. Радиолокация – по астрономическим меркам, оружие ближнего боя.

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.

Рис 46. Пулковская обсерватория

рентгеновский телескоп