Реферати

Реферат: Астрофізика

Кредитний договір: поняття і види. Правове регулювання кредитного договору: правова природа, форма і порядок висновку договору, його зміст. Види кредитного договору: комерційний і товарний кредит. Актуальні проблеми виконання кредитних зобов'язань і їхнє рішення.

Опіка і піклування, як форма сімейного пристрою дитяти-сиріт у РФ. Теоретичний аналіз проблеми сирітства, усиновлення, удочеріння в сучасній Росії. Особливості форм сімейного пристрою дитяти-сиріт. Порівняльний аналіз опіки і піклування. Перелік документів необхідних для встановлення опіки і піклування.

Державні перетворення за планами М. М. Сперанского. Росія, на думку Сперанского, у своєму історичному розвитку пройшла три ступіні: у Середні століття -і удельщина; у Новий час -і абсолютна монархія, а в дійсний період -і промисловий стан.

Правовий режим майна простого товариства. Склад і порядок формування майна простого товариства. Співвідношення понять загальне майно простого товариства і загальна власність товаришів. Відповідальність товаришів за договором простого товариства.

Розробка і розслідування комп'ютерних злочинів. Види, способи і методи здійснення комп'ютерних злочинів (хакерство, шахрайство, крадіжка). Основні слідчі задачі при розслідуванні комп'ютерних злочинів. Деякі особливості проведення окремих слідчих дій при розслідуванні.

Введення.

1 Оптичні телескопи і їх використання.

1.1 Історія перших оптичних спостережень.

1.2 Схема і пристрій оптичних телескопів.

1.3 Використання фотографічних методів.

1.4 Спектральні наземні дослідження.

2 Досягнення сучасної оптичної астрономії.

2.1 Використання ПЗУ-матриць ЕОМ.

2.2 Використання супутникових систем Землі для визначення відстані до зірок.

2.3 Космічні телескопи (в оптичному діапазоні) і відкриття зроблені з їх допомогою.

3 Використання приведеного матеріалу в учбовому процесі.

3.1 Включення матеріалу в теми занять по фізиці, природознавству (рекомендації для вчителя).

3.2 Плани-конспекти уроків

Висновок

Введення.

Мета астрофізики - вивчення фізичної природи і еволюції окремих космічних об'єктів, включаючи і весь Всесвіт. Таким чином, астрофізика вирішує найбільш загальні задачі астрономії загалом. За останні десятиріччя вона стала ведучим розділом астрономії. Це не означає, що роль таких «класичних» розділів як небесна механіка, астрометрія і т. п. - поменшала. Навпаки, кількість і значущість робіт в традиційних областях астрономії в цей час також зростає, але в астрофізиці це зростання проходить швидше. Загалом астрономія розвивається гармонічно, як єдина наука, і напрям досліджень в різних її розділах враховує взаємні їх інтереси, в тому числі і астрофізики. Так, наприклад, розвиток космічних досліджень частково сприяв виникненню нового розділу небесної механіки - астродинамики. Побудова космічних моделей Всесвіту пред'являє особливі вимоги до «класичних задач» астрометрії і т. д.

Як відомо, за свою багатовікову історію астрономія зазнала декількох революцій, що повністю змінили її характер. Одним з результатів цього процесу з'явилося виникнення і бурхливий розвиток астрофізики. Особливо цьому сприяло застосування телескопа з початку XVII віку, відкриття спектрального аналізу і винахід фотографії в XIX віці, виникнення фотоелектрії, радіоастрономії і внеатмосферних методів дослідження в XX віці. Все це незвичайно розширило можливості спостережливої або практичної астрофізики, і привело до того, що в середині XX століття астрономія стала всеволновой, т. е. отримала можливість витягувати інформацію з будь-якого діапазону спектра електромагнітних випромінювання.

Паралельно з розвитком методів практичної астрофізики, завдяки прогресу в фізиці і особливо створенню теорії випромінювання і будови атома, розвинулася теоретична астрофізика. Її мета - інтерпретація результатів спостережень, постановка нових задач досліджень, а також обгрунтування методів практичної астрофізики.

Обидва розділи астрофізики в свою чергу поділяються на більш приватні. Розділення теоретичної астрофізики, як правило, проводиться по об'єктах досліджень: фізика зірок, Сонця, планет, туманностей, космічних променів, космологією і т. д. Розділи практичної астрофізики звичайно відображають ті або інакші вживані методи: астрофотометрия, астроспектрометрия, астрофотография, колориметрія і т. д.

Розділи астрофізики, основа на застосування принципово нових методів, що склали епоху в астрономії, і, як правило, включаючі відповідні розділи теоретичної астрофізики отримали такі назви, як радіоастрономія, баллонная астрономія, внеатмосферная астрономія (космічні дослідження), рентгенівська астрономія, гамма-астрономія, нейтринная астрономія.

Сукупність всіх видів випромінювання називається спектром електромагнітного випромінювання. Електромагнітний спектр, досліджуваний в астрофізиці показаний в таблиці 1.

«Я поза собою від подиву, оскільки вже встиг пересвідчиться, що Місяць являє собою тіло, подібне Землі.»

Галилео Галілей (1610 рік)

1 Оптичні телескопи і їх використання.

1.1 Історія перших оптичних спостережень.

Важко сказати, хто перший винайшов телескоп. Відомо, що ще древні вживали збільшувальне скло. Дійшла до нас і легенда про те, що ніби Юлій Цезар під час набігу на Британію з берегів Галій розглядав в підзорну трубу туманну британську землю. Роджер Бекон, один з найбільш чудових вчених і мислителів XIII віку, він винайшов таку комбінацію лінз, за допомогою якої віддалені предмети при розгляданні їх здаються близькими.

Чи Так це було насправді - невідомо. Безперечно, однак, що на самому початку XVII століття в Голландії майже одночасно про винахід підзорної труби заявили три оптики - Ліпперсгей, Мециус і Янсен. Розказують, що неначе б діти одного з оптиків, граючи з лінзами, випадково розташували дві з них так, що далека дзвіниця раптом показалася близької. Як би там не було, до кінці 1608 року перші підзорні труби були виготовлені і чутки про ці нові оптичні інструменти швидко розповсюдилися по Європі.

У Падує в цей час вже користувався широкою популярністю Галілео Галілей, професор місцевого університету, красномовний оратор і пристрасний прихильник вчення Коперника. Почувши про новий оптичний інструмент вирішив власноручно побудувати підзорну трубу. Сам він розказує про це так: «Місяців десять тому стало відомо, що деякий фламандець побудував перспективу, за допомогою якої видимі предмети, далеко розташовані від очей, стають виразно помітні, неначе вони знаходяться поблизу. Це і було причиною, по якій я звернувся до вишукування основ і коштів для винаходу схожого інструмента. Невдовзі після цього, спираючись на вчення про заломлення, я осяг суть справи і спочатку виготував свинцеву трубу, на кінцях якої я вмістив два оптичних скла, обидва плоских з одного боку, з іншого боку одне скло опукло-сферичне, інше угнуте».

Цей первісток телескопической техніки давав збільшення всього в три рази. Пізніше за Галілео вдалося побудувати більш довершений інструмент, що збільшує в 30 раз. І тоді, як пише Галілей «залишивши справи земні, я звернувся до небес».

7 січня 1610 року назавжди залишиться пам'ятною датою в історії людства. Увечері цього дня Галілей уперше направив побудований ним телескоп на небо. Назва «телескоп» було привласнено новому інструменту за рішенням італійській Академії наук. Він побачив те, що передбачувати зазделегідь було неможливо. Місяць, поцяткований горами і долинами, виявився миром, схожим хоч би по рельєфу з Землею. Планета Юпітер з'явилася перед очима здивованого Галілея крихітним диском, навколо якого зверталися чотири незвичайні зірочки - його супутники. Картина ця в мініатюрі нагадувала Сонячну систему по уявленню Коперника. При спостереженнях в телескоп планета Венера виявилася схожою на маленький місяць. Вона міняла свої фази, що свідчило про її звертання навколо Сонця. На самому Сонці (вмістивши перед очима темне скло) Галілей побачив чорні плями, спростувавши тим самим загальноприйняте вчення Арістотеля про «недоторканну чистоту небес». Ці плями зміщалися по відношенню до краю сонця, з чого Галілей зробив правильний висновок про обертання Сонця навколо осі.

У темні прозорі ночі в полі зору галилеевского телескопа було видно безліч зірок, недоступних неозброєним оку. Деякі туманні плями на нічному небі виявилися скупченнями слабо світлових зірок. Великими зборами скупчено розташованих зірочок виявився і Молочний шлях - білувата, слабо світлова смуга, що оперізувала все небо.

Недосконалість першого телескопа перешкодила Галілею розглянути кільця Сатурна. Замість кілець він побачив по оді сторони Сатурна два якихсь дивних додатку.

Відкриття Галілея поклали початок телескопической астрономії. Але його телескопи (малюнок 1), що затвердили остаточно новий коперническое світогляд, були дуже не досконалі.

Вже за життя Галілея ним на зміну пришли телескопи трохи інакшого типу. Винахідником нового інструмента був вже знайомий нам Іоган Кеплер. У 1611 році в трактаті «Діоптрика» Кеплер дав опис телескопа, що складався з двох двоопуклих лінз. Сам Кеплер, будучи типовим астрономом - теоретиком, обмежився лише описом схеми нового телескопа, а першим, хто побудував такий телескоп і вжив його для астрономічних цілей, був єзуїт Шейкер, опонент Галілея в їх гарячих спорах про природу сонячних плям.

Галилей виготував трубу із збільшенням в 30 раз. Ця труба мала довжину 1245 мм; об'єктивом у неї була опукла лінза, діаметром в 53,5 мм; плосковогнутий окуляр мав діаметр в25 мм. Труба із збільшенням в 30 раз була кращою з труб Галілея; вона досі зберігається в музеї у Флоренції. При її допомозі Галілей зробив всі свої телескопические відкриття.

Галилей відкрив на Місяці гори і гірські ланцюги, а також декілька темних плям, які назвав морем. При першому ж знайомстві з поверхнею Місяця Галілео кинулося в очі досвідчена обставина: поверхня Місяці здавалася схожої на поверхня Землі - на місячній поверхні (як і на земній) виявилися і великі гори, і гірські ланцюги, і моря, і долини. Галилей перший час передбачав присутність на Місяці води (в морях) і атмосферної оболонки.

У кінці 1609 і на початку 1610 років Галілей досліджував за допомогою телескопа різні небесні об'єкти, в тому числі молочний Шлях. Аристотель вважав Молочний Шлях атмосферним явищем. Але в телескоп Галілей відразу побачив, що сяйво Молочного Шляху викликається незліченно скупчено розташованими зірочками. Таким чином, Молочний шлях виявився скупченням зірок, т. е. явищем космічним, а зовсім не атмосферним.

Дивовижне відкриття зробив Галілей, спостерігаючи на початку січня 1610 року планету Юпітер.

Зберігся журнал спостережень Галілея, який він почав регулярно вести з 7 січня 1610 року. 7 січня він побачив біля Юпітера три світлі зірочки; дві знаходилися на сходу від Юпітера, а третя - на заходу. 8 січня він знову направив свою трубу на Юпітер. І що ж? Розташування зірочок змінилося. Всі три зірочки вміщувалися тепер на заходу від планети і ближче одна до іншої, чим в попереднє спостереження. «Вони, - пише Галілей в «Зірковому вісникові», - по колишньому стояли на одній прямій лінії, але вже були розділені собою рівними проміжками». 9 січня було видно тільки дві, і обидві вони знаходилися на сходу від Юпітера.

13 січня Галілей побачив вже чотири зірочки біля Юпітера; потім всі чотири зірочки він знов спостерігав 15, 19, 20, 21, 22 і 26 січня і остаточно запевнився в тому, що він зробив абсолютно несподіване відкриття: встановив існування чотирьох супутників планети Юпітер. Цих супутників Галілей вирішив назвати «світилами Медічи», присвятивши своє відкриття герцогу Тоськанському Козімо II Медічи.

У жовтні 1610 року Галілей зробив нове сенсаційне відкриття: він помітив фази Венери. Галилей був упевнений, що Венера має фази і ніскільки не був здивований, що їх побачив. До кінця 1610 року відноситься ще одне чудове відкриття: Галилей убачив на диску Сонця темні плями. Ці п'ята приблизно в також час побачили і інші: англійський математик Гарріот (1560 - 1621), голландський астроном Іоганн Фабріций (1587 - 1615) і єзуїт Христофор Шейнер (1575 - 1650).

Фабриций перший оповістив вчений мир про своє відкриття, видавши на латинській мові брошуру «Розповідь про плями, спостереженнях про Сонце, і уявне їх переміщення разом з Сонцем». У цій брошурі автор затверджує, що уперше помітив пляму на диску Сонця 9 березня 1611 року. Після декількох днів спостережень пляма зникла на західному краю сонячного диска, а тижні через дві знов з'явилося на східному. З цих спостережень Фабріций уклав, що пляма здійснює звертання навколо Сонця. Невдовзі, однак, він зрозумів, що переміщення плями по сонячному диску тільки уявне, і що насправді саме Сонце обертається навколо осі.

Герриот побачив три чорних плями на сонячному диску 1 грудня 1610 року. Нарешті, єзуїт Христофор Шейнер побачив сонячні плями в 1611 році, але не поспішав з опублікуванням свого несподіваного відкриття.

Відкриття Галілея порівнювали з відкриттям Америки; писали, що поточне сторіччя буде по праву гордиться відкриттям «нових небес». Ім'я Галілея прославлялося в численних листах, в честь нього складалися оди. Він зробив в короткий час самим славнозвісним вченим Європи. Галилей демонстрував в телескоп небесні об'єкти багатьом своїм співгромадянам і випадковим відвідувачам.

Зауваження Галілея відносно природи Місяця і відносно місячних гір і гірських ланцюгів і зроблені ним вимірювання висот місячних гір показують, що він стояв на точці зору Коперника і Бруно. З читання «Зіркового вісника» читачі могли вивести тільки такий висновок, що Галілей, на основі своїх телескопических спостережень, вважає Місяць схожим за своєю природою з Землею.

З точки зору церкви це пахнуло єрессю, оскільки йшло в розріз з церквою, що освітлювалася ідеєю Арістотеля про категоричне відмінність «земного» і « небесного». У свою трубу Галілей не один раз спостерігав «попелясте світло» молодого Місяця; він, як за сторіччя до цього і Леонардо так Вінчи, пояснив абсолютно правильно явище попелястого світла тим, що темна частина поверхні місяця в цей час освітлюється світлом Сонця, відображеним від земної поверхні. Галилей використав своє пояснення в чисто коперническом дусі як сильний аргумент на користь тієї пропозиції, що і зама Земля, подібно іншим планетам, є світилом. Галилей так і пише: «За допомогою доказів і естественнонаучних висновків ми стократно підтвердили, що Земля рухається, як планета, і перевершує Місяць блиском свого світла». Подібний висновок вів прямо до порушення основного положення вчення Коперника, що Земля - одна з планет, обіговій навколо Сонця. Вчені різних таборів, що читали «Зірковий вісник», добре це розуміли. Ось чому «Зірковий вісник» одними читався із захопленням, іншими - з огидою, як книга єретична, противна церковній традиції і фізиці Арістотеля. Говорячи про супутників Юпітера. Галилей також відкрито заявляє себе коперниканцем.

Проти відкриттів, описаних в «Зірковому вісникові», посипалися друкарські заперечення. Німецький астролог Мартін Хорки написав брошуру під заголовком: «Дуже короткий похід проти «Зіркового вісника»». Цей твір - куховарство астролога, що пройнятий вірою в свою «науку» і що не бажав «вірити галилеевой трубі», оскільки «труби породжують ілюзії». Супутники Юпітера вигадані Галілеєм, затверджував Хорки, «для задоволення ненаситної його жадності до золота».

Інший опонент - італієць Коломбе - послав Галілею цілий трактат, де між іншим заперечував місячних гір і взагалі проти всякого роду піднесень і поглиблень на місяці. На думку Коломбе, що спостерігалося Галілеєм на місяці провалля і впадини заповнені якоюсь абсолютно прозорою кристалічною речовиною. Таким чином, Місяць все-таки представляє собою точну сферу, як і передбачав «великий вчитель Арістотель».

Флорентинец Франчесько Сицци також випустив памфлет проти «Зіркового вісника», де звів спори про нові несподівані відкриття Галілея до чисто богословської тонкості. Так, Сицци заявляє, що у другій книзі Моїсея і в четвертому розділі книги пророка Захарії неначе б міститися вказівки, що число планет на небі дорівнює семи. Число сім взагалі є символом досконалості, наприклад, в голові людини - сім «отворів» (два вуха, два очі, дві ніздрі і один рот). Аналогічно бог створив сім планет: дві «добродійні» - Юпітер і Венеру, дві «шкідливі» - Марс і Сатурн, дві що є «світилами» - Сонце і Місяць, і одну «байдужу» - Меркурій. Звідси Сицци робить висновок: ніяких нових планет (т. е. супутників Юпітера) не можливо, а Галілей з його трубою грубо помилився.

Такі були аргументи тогочасних вчених. Однак відкриття Галілея скоро були підтверджені. Існування супутників юпітера констатував Іоган Кеплер. Він описав свої спостереження в невеликій брошурі на латинській мові: «Розповідь Іоганна Кеплера про його спостереження чотирьох супутників Юпітера, який флорентійський математик Галілей по праву відкриття назвав Медічеськимі світилами». Кеплер спостерігав в досить посередню трубу. Декілька разів на початку вересня 1610 року Кеплер ясно бачив то двох, то трьох супутників Юпітера, але в спостереженні четвертого не був упевнений. У листопаді 1610 року Пейреськ у Франції також регулярно, як і Галілей, став спостерігати супутників Юпітера, задавшись метою скласти таблиці їх руху. У спостереженнях йому допомагали Готье і Гассенді. Таблиць, однак, їм скласти не вдалося, оскільки спостереження їх були недостатньо точні.

Галилею хотілося підтвердити зроблені ним телескопические відкриття, відвівши безглузді обвинувачення його в тому, що він все це просто вигадав. Невдовзі йому це вдалося. Римська колегія підтвердила з деякими, дуже незначними обмовками дійсність телескопических відкриттів Галілея. Батьки-єзуїти римської колегії самі спостерігали вельми ретельно і старанно, записи і креслення їх спостережень юпитерових супутників збереглися і були опубліковані в миланском виданні творів Галілея. Таким чином, в запеклій боротьбі між вченими-новаторами і вченими-схоластик, що займав положення Арістотеля, переміг Галілей. Але його перемога над упертими противниками створила йому безліч ворогів серед вчених схоластичного табору. Католицька церква всіляко підтримувала вчення Арістотеля, так що друкарські виступу Галілея проти останнього розцінювалося його противниками як випад проти церкви і загальноприйнятого тоді церковного миро уявлення. Боротьба Галілея за нову науку, за новий коперническое світогляд почалася. У подальші роки ця боротьба ще більш розвернулася і загострилася.

Розглянемо оптичні схеми і принцип дії галилеевского і кеплеровского телескопів. ЛінзаА, звернена до об'єктиву спостереження, називається об'єктивом, а та линзаВ, до якої прикладає своє око спостерігач - окуляром. Якщо лінза товстіше посередині, ніж на краях, вона називається збірної або позитивної, в іншому випадку - розсіюючої або негативної. У телескопі самого Галілея об'єктивом служила плосковипуклая лінза, а окуляром - плосковогнутая. По суті, галилеевский телескоп був прообразом сучасного театрального бінокля, в якому використовуються двоопуклі і двовгнуті лінзи в телескопі Кеплера і об'єктив і окуляр були позитивними двоопуклими лінзами.

Уявимо собі найпростішу двоопуклу лінзу, сферичні поверхні якої мають однакову кривизну. Прямі, з'єднуючі центри цих поверхонь, називаються оптичною віссю лінзи. Якщо на таку лінзу падають промені, що йдуть паралельно оптичній осі, вони, заломлюються в лінзі, збираються в точці оптичної осі, званому фокусом лінзи. Відстань від центра лінзи до її фокуса називають фокусною відстанню.

Чим більше фокусне кривизна поверхонь збірної лінзи, тим менше її фокусна відстань. У фокусі такої лінзи завжди виходить дійсне зображення предмета.

Інакше поводяться розсіюючі, негативні лінзи. Падаючий на них паралельно оптичній осі пучок вони розсіюють і в фокусі такої лінзи сходяться не самі промені, а їх продовження. Тому розсіюючі лінзи мають, як говорять, уявний фокус і дають уявне зображення.

На малюнку 2 показаний хід променів в галилеевском телескопі. Оскільки небесні світила, практично говорячи, знаходяться «в нескінченності», то зображення їх виходять в фокальной площині, тобто в площині, що проходить через фокусFи перпендикулярної до оптичної осі. Між фокусом і об'єктивом Галілей вмістив розсіюючу лінзу, яка давала уявне, пряме збільшення изображениеMN.

Головним недоліком галилеевского телескопа було дуже мале поле зору - так називають кутову поперечник гуртка неба, видимого в телескоп. Через це наводити телескоп на небесне світило і спостерігати його Галілею було дуже важко. З цієї ж причини галилеевские телескопи після смерті їх винахідника в астрономії не вживалися і їх реликтом можна вважати сучасні театральні біноклі.

У кеплеровском телескопі (малюнок 3) зображення CD виходить дійсне, збільшене і обернене. Остання обставина, незручна при спостереженнях земних предметів в астрономії неістотно - адже в космосі немає якогось абсолютного верху або низу, а тому небесні тіла не можуть бути повернені телескопом «шкереберть ».

Перша з двох головних переваг телескопа - це збільшення точки зору, під яким бачимо небесні об'єкти. Людське око здатне окремо розрізнювати дві частини предмета, якщо кутова відстань між ними не менше однієї хвилини дуги. Тому, наприклад, на Місяці неозброєне око розрізнює тільки великі деталі, поперечник яких перевищує 100 км. У сприятливих умовах, коли Сонце затягнуте хмарним серпанком, на його поверхні вдається розглянути самі великі з сонячних плям. Ніяких інших подробиць неозброєним оком на небесних тілах не видно. Телескоп же збільшує точку зору в десятки і сотні разів.

Друга перевага телескопа в порівнянні з оком полягає в тому, що телескоп збирає набагато більше світла, ніж зіниця людського ока, маючий навіть в повній темряві діаметр не більше 8 мм. Очевидно, що кількість світла, що збирається телескопом, у стільки разів більше тієї кількості, яка збирає око, у скільки площа об'єктиву більше площі зіниці. Інакше говорячи, це відношення дорівнює відношенню квадратів діаметрів об'єктиву і зіниці.

Зібране телескопом світло виходить з його окуляра концентрованим світловим пучком. Наименьшее його перетин називається вихідною зіницею. У галилеевской труби вихідної зіниці немає. У суті, вихідна зіниця - це зображення об'єктиву, що створюється окуляром. Можна довести, що збільшення телескопа (тобто збільшення точки зору в порівнянні з неозброєним оком) дорівнює відношенню фокусної відстані об'єктиву до фокусної відстані окуляра. Здавалося б, можна досягнути будь-яких збільшень. Теоретично це так, але практично все виглядає інакше. По-перше, чим більше уживане в телескопі збільшення, тим менше його поле зору. По-друге, із зростанням збільшення стають все помітніше за рух повітря. Неоднорідні повітряні струмені розмазують, псують зображення і іноді те, що видно при малих збільшеннях, пропадає для великих. Нарешті, чим більше збільшення, тим блідіше, тьмяніше зображення небесного світила (наприклад, Місяці). Інакше говорячи, із зростанням збільшення хоч і видно більше подробиць на Місяці, сонці і планетах, але зате меншає поверхнева яскравість їх зображень. Є і інші перешкоди, що заважають застосовувати дуже великі збільшення (наприклад, в тисячі і десятки тисяч разів). Доводиться шукати деякий оптимум і тому навіть в сучасних телескопах, як правило, найбільші збільшення не перевершують декількох сотень разів.

При створенні телескопів з часів Галілея дотримуються наступного правила: вихідна зіниця телескопа не повинна бути більше зіниці спостерігача. Легко зміркувати, що в іншому випадку частина світу, зібраного об'єктивом, буде марно втрачена. Дуже важливою величиною, що характеризує об'єктив телескопа, є його відносний отвір, тобто відношення діаметра об'єктиву телескопа до його фокусної відстані. Светосилой об'єктиву називається квадрат відносного отвору телескопа. Чим «светосильнее» телескоп, т. е. чим більше світлосила його об'єктиву, тим більше яскраві зображення об'єктів він дає. Кількість же світла, що збирається телескопом, залежить лише від діаметра його об'єктиву (але не від светосили). Через явище, що іменується в оптиці дифракцією, при спостереженнях в телескопи яскраві зірки здаються невеликими дисками, оточеними декількома концентричними райдужними кільцями. Зрозуміло, до справжніх дисків зірок дифракційні диски ніякого відношення не мають.

Так був скромний початок Чемпіонату» телескопів, що розвернувся пізніше «- тривалої боротьби за удосконалення цих головних астрономічних інструментів.

1.2 Схема і пристрій оптичних телескопів.

Після того як в 1609 році Галілей уперше направив на небо телескоп, можливості астрономічних спостережень зросли в дуже сильній мірі. Цей рік з'явився початком нової ери в науці - ери телескопической астрономії. Телескоп Галілея по нинішніх поняттях був незавершеним, однак сучасникам здавалося чудом з чудес. Кожний, заглянувши в нього, міг пересвідчиться, що Місяць - це складний мир, багато в чому подібний Землі, що навколо Юпітера звертається чотири маленьких супутники, так само як Місяць навколо Землі. Все це будило думку, примушувало задумуватися про складність Вселеної, її матеріальності, про безліч жилих світів. Винахід телескопа разом з системою Коперника зіграв чималу роль в ниспроверженії релігійної ідеології середньовіччя.

Винахід телескопа, як і більшість великих відкриттів, не був випадковим, воно було підготовлене всім попереднім ходом розвитку науки і техніки. У XVI віці майстри-ремісники добре навчилися робити очкові лінзи, а звідси був один крок до телескопа і мікроскопа.

Телескоп має три основних призначення:

1. Збирати випромінювання від небесних світил на приймальний пристрій (око, фотографічну пластинку, спектрограф і інш.);

2. Будувати в своїй фокальной площині зображення об'єкта або певної дільниці неба;

3. Допомогти розрізнювати об'єкти, розташування на близькій кутовій відстані один від одного і тому невиразні неозброєним оком.

Основною оптичною частиною телескопа є об'єктив, який збирає світло і будує зображення об'єкта або дільниці неба. Об'єктив сполучається з приймальним пристроєм- трубою (тубусом). Механічна конструкція, несуча трубу і що забезпечує її наведення на небо, називається монтировкой. Якщо приймачем світла є око (при візуальних спостереженнях), то обов'язково необхідний окуляр, в який розглядається зображення, побудоване об'єктивом. При фотографічних, фотоелектричних, спектральних спостереженнях окуляр не потрібен. Фотографічна пластинка, вхідна діафрагма електрофотометр, щілина спектрографа і т. д. встановлюються безпосереднє в фокальной площині телескопа.

Телескоп з лінзовим об'єктивом називається рефрактором, т. е. заломлюючим телескопом. Оскільки світлові промені різних довжин хвиль заломлюються по-різному, то одиночна лінза дає забарвлене зображення. Це явище називається хроматичною аберацією. Хроматична аберація в значній мірі усунена в об'єктивах, складених з двох лінз, виготовлених з скла з різним коефіцієнтом заломлення (ахроматичний об'єктив або ахромат).

Закони відображення не залежить від довжини хвилі, і природно виникла думка замінити лінзовий об'єктив угнутим сферичним дзеркалом (малюнок 4). Такий телескоп називається рефлектором, т. е. відбивним телескопом. Перший рефлектор (діаметром всього лише в 3 см і довжиною в 15 см) був побудований ньютоном в 1671 році.

Сферичне дзеркало не збирає паралельного пучка променів в точку; воно дає в фокусі трохи розлита цяточка. Це спотворення називається сферичною аберацією. Якщо дзеркалу додати форму параболоїда обертання, то сферична аберація зникає. Паралельний пучок, направлений на такий параболоїд вдовж його осі, збирається в фокусі практично без спотворень, якщо не вважати неминучого розмиття через дифракцію. Тому сучасні рефлектори мають дзеркала параболоидальной або, як частіше говорять, параболічної форми.

До кінця XIX віку основною метою телескопических спостережень було вивчення видимих положень небесних світил. Важливу роль грали спостереження комет і деталей на планетних дисках. Всі ці спостереження проводилися візуально, і рефрактори з двулинзовим об'єктивом повністю задовольняв потребі астрономів.

У кінці XIX і особливо в XX віці характер астрономічної науки зазнав органічних змін. Центр тягаря досліджень перемістився в область астрофізики і зіркової астрономії. Основним предметом дослідження стали фізичні характеристики Сонця, планет, зірок, зіркових систем. З'явилися нові приймачі випромінювання - фотографічна пластинка і фотоелемент. Стала широко застосовуватися спектроскопія. У результаті змінилися і вимоги до телескопів.

Для астрофизических досліджень бажано, щоб оптика телескопа не накладала ніяких обмежень на доступний діапазон довжин хвиль: земна атмосфера і так обмежує його дуже сильно. Тим часом скло, з якого робляться лінзи, поглинає ультрафіолетове і інфрачервоне випромінювання. Фотографічні иммульсії і фотоелементи чутливі в більш широкій області спектра, ніж око, і тому хроматична аберація при роботі з цими приймачами позначається сильніше.

Таким чином, для астрофизических досліджень потрібен рефлектор. До того ж велике дзеркало рефлектора виготувати значно легше, ніж двухлинзовий ахромат: треба обробити з оптичною точністю (до 1/8 довжини світлової хвилі або 0,07 мікрони для візуальних променів) одну поверхню замість чотирьох, і при цьому не пред'являється особливих вимог до однорідності скла. Все це привело до того, що рефлектор став основним інструментом астрофізики. У астрометричний роботах як і раніше застосовуються рефрактори. Причина цього складається в тому, що рефлектори дуже чутливі до малих випадкових поворотів дзеркала: оскільки кут падіння рівний куту відображення, то поворот дзеркала на деякий кут b зміщає зображення на кут 2b. Аналогічний поворот об'єктиву в рефракторі дає набагато менше зміщення. А оскільки в астрометрії треба вимірювати положення світил з максимальною точністю, то вибір був зроблений на користь рефракторів.

Як вже сказано, рефлектор з параболічним дзеркалом будує зображення дуже чітко, однак тут необхідно зробити одну обмовку. Зображення можна вважати ідеальним, поки воно залишається поблизу оптичної осі. При видаленні від осі з'являються спотворення. Тому рефлектор з одним толь параболічним дзеркалом не дозволяє фотографувати великих дільниць неба розміром, скажемо, 50x 50, а це необхідне для дослідження зіркових скупчень, галактик і галактичних туманностей. Тому, для спостережень, що вимагають великого поля зору, стали будувати комбіновані дзеркально-лінзові телескопи, в яких аберація дзеркала виправляється тонкою лінзою, часто увиолевой (сорт скла, проникного ультрафіолетові промені).

Дзеркала рефлекторів в минулому (XVIII - XIX віках) робили металевими з спеціального сплаву, однак згодом по технологічних причинах оптики перейшли на скляні дзеркала, які після оптичної обробки покривають тонкою плівкою металу, що має великий коефіцієнт відображення (частіше за все алюміній).

Основними характеристики телескопа є діаметр D і фокусна відстань F об'єктиву. Чим більше діаметр, тим більший світловий потік Ф збирає телескоп:

(1)

де Е - освітленість об'єктиву і S - його площа.

Іншою істотною характеристикою є відносний отвір:

(2)

Як не важко пересвідчитися, освітленість в фокальной площині, що створюється протяжним об'єктом:

(3)

Тому при фотографуванні слабих протяжних об'єктів (туманностей, комет) істотно мати більше відносний отвір. Однак із збільшенням відносного отвору швидко зростає поза осьова аберація. Чим більше відносний отвір, тим важче їх усувати. Тому відносний отвір рефлекторів звичайно не перевищує 1:3. дзеркально-лінзові системи і складні об'єктиви можуть забезпечити в деяких випадках відносний отвір 1:1 і більш.

Для візуального телескопа важливий характеристикою є збільшення, рівне відношенню фокусних відстаней об'єктиву і окуляра:

(4)

Якщо неозброєним оком можна розрізнити зірки з кутовою відстанню не менше за 2¢, те телескоп зменшує ця межа в n раз.

При фотографуванні представляє інтерес масштаб зображення в фокальной площині. Він може бути виражений в кутових одиницях, що доводяться на 1 мм. Щоб знайти масштаб зображення, треба знати лінійні відстані l між двома точками зображення з взаємною кутовою відстанню a.

(5)

Де F- фокусна відстань об'єктиву. Виведення цієї ясне з малюнка

При малих кутах a:

(6)

якщо а в радіанах, і

(7)

якщо а в градусах. Тоді масштаб зображення

(8)

і якщо F виражено в мм, то l також буде в мм. Масштаб M, в залежності від одиниці вимірювання a, вийде в градусах на мм (°/мм), в хвилинах дуги на мм (¢/мм) або секундах дуги на мм (¢¢/мм).

Так, кутовий діаметр сонця і Місяця рівний приблизно 0°, 5. При фокусній відстані телескопа F=1000 мм діаметр зображення Сонця і Місяця в його фокальной площині складає біля 10 мм і, отже

Телескоп-рефлектор, пристосований для спостережень безпосередньо в фокусі параболічного дзеркала, називається рефлектором з прямим фокусом. Часто використовуються більш складні системи рефлекторів; наприклад, за допомогою додаткового плоского дзеркала, встановленого перед фокусом, можна вивести фокус в бік за межі труби (ньютонівський фокус). Додатковим опуклим перед фокальним дзеркалом можна подовжити фокусну відстань і вивести фокус в отвір просвердлений в центрі головного дзеркала (кассегреновский фокус), і т. д. деякі з таких більш складних систем рефлекторів показані на малюнку. вони зручніше для приєднання приймальних пристроїв до телескопа, але через додаткові відображення дають великі втрати світла.

Складною технічною задачею є наведення телескопа на об'єкт і зміщення за ним. Сучасні обсерваторії оснащені телескопами діаметром від декількох десятків сантиметрів до декількох метрів. Самий великий в світі рефлектор діяв в радянському Союзі. Він мав діаметр 6 м і встановлений на висоті 2070 м (гора Пастухова, поблизу станиці Зеленчукської на Північному Кавказі). Наступний по розмірах рефлектор має діаметр 5 м і знаходиться в США (обсерваторія Маунт Паломар).

Монтировка телескопа завжди має дві взаємно перпендикулярні осі, поворот навколо яких дозволяє навести його в будь-яку область неба. У монтировке, званій вертикально-азимутальною, одна з осей направлена в зеніт, інша лежить в горизонтальній площині. На ній монтуються невеликі переносні телескопи. Великі телескопи, як правило, встановлюються на екваторіальній монтировке, одна з осей якої направлена в полюс світу (полярна вісь), а інша лежить в площині небесного екватора (вісь відміни). Телескоп на екваторіальній монтировке називається екваториалом.

Щоб стежити за небесним світилом в екваторіал, досить повертати його тільки навколо полярної осі в напрямі зростання часового кута, оскільки відміна світила залишається незмінною. Цей поворот здійснюється автоматично годинниковим механізм. Відомо декілька типів екваторіальної монтировки. Телескопи помірного діаметра (до 50-100 см) часто встановлюються на «німецькій» монтировке (малюнок), в якій полярна вісь і вісь відміни утворять параллактическую головку, що спирається на колону. На осі відміни, по одну сторону від колони, розташовується труба, а по іншу - врівноважуючий її вантаж, противага. «Англійська» монтировка (малюнок) відрізняється від німецької тим, що полярна вісь спирається кінцями на дві колони, північну і південну, що додає їй додаткову стійкість. Іноді в англійській монтировке полярну вісь замінює чотирикутною рамою, так що труба виявляється всередині рами (малюнок). Подібна конструкція не дозволяє направити інструмент на полярну піднебіння. Якщо північний (верхній) підшипник полярної осі зробити в формі підкови (малюнок), то такого обмеження не буде. Нарешті, можна взагалі прибрати північну колону і підшипник. Тоді вийти «американська» монтировка або «вилка» (малюнок).

Годинниковий механізм не завжди діє тільки, і при отриманні фотографій з тривалими експозиціями, що досягають іноді багатьох годин, доводиться стежити за правильністю наведення телескопа і час від часу його підправляти. Цей процес називається гидированием. Гидирование здійснюється за допомогою гіда - невеликого допоміжного телескопа, встановленого на загальній монтировке з головним телескопом.

1.3 Використання фотографічних методів.

З середини минулого віку в астрономії став застосовуватися фотографічний метод реєстрації випромінювання. У цей час він поміщається ведучу в оптичних методах астрономії.

Тривалі експозиції на високочутливий пластинках дозволяють отримувати фотографії дуже слабих об'єктів, в тому числі таких, які практично недоступні для візуального спостереження. На відміну від ока, фотографічна емульсія здібна до тривалого накопичення світлового ефекту. Дуже важливою властивістю фотографії є панорамность: одночасно реєструється складне зображення, яке може складатися з дуже великого числа елементів. Істотно, нарешті, що інформація, яка виходить фотографічним методом, не залежить від властивостей ока спостерігача, як це має місце при візуальних спостереженнях. Фотографічне зображення, отримане одного разу, зберігається як бажано довго, і його можна вивчати в лабораторних умовах.

Фотографічна емульсія складається із зерен галоидного срібла (AgBr, AgCl і інш.; в різних сортах емульсії застосовуються різні солі), зважених в желатині. Під дією світла в зернах емульсії протікають складні фотохімічні процеси, внаслідок яких виділяється металеве срібло. Чим більше світла поглинулося даною дільницею емульсії, тим більше виділяється срібла.

Галоидное срібло поглинає світло в області l < 5000Å. Область спектра 3000-5000Å називають іноді фотографічною (аналогічно візуальної, 3900-7600Å). Щоб зробити емульсію чутливою до жовтих і червоних променів, в ній вводять органічні барвники - сенсибилизатори, що розширюють область спектральної чутливості. Панхроматические емульсії - це сенсибилизированние емульсії, чутливі до 6500-7000Å (в залежності від сорту). Криві спектральної чутливості різних емульсій показані на малюнку. вони широко застосовуються в астрономічній і звичайній фотографії. Значно рідше зустрічаються инфрахроматические емульсії, чутливі до інфрачервоних променів до 9000Å, іноді і до 13000Å.

Зірки на фотографіях виходять у вигляді гуртків. Чим яскравіше зірка, тим більшого діаметра виходить кружальце при даній експозиції (малюнок). Відмінність в діаметрах фотографічних зображень зірок є чисто фотографічним ефектом і ніяк не пов'язана з їх істинними кутовими діаметрами. Науковій обробці зазнають, як правило, тільки самі негативи, оскільки при передрукуванні спотворюється укладена в них інформація. У астрономії використовуються як скляні пластинки, так і плівки. Пластинки переважніше в тих випадках, коли по негативах вивчається відносне положення об'єктів. Порівнюючи між собою фотографії однієї і тієї ж частини неба, отримані в різні дні, місяці і роки, можна судити про зміни, які в цій області сталися. Так, зміщення малих планет і комет (коли вони знаходяться далеко від Сонця і хвіст ще не заметений) серед зірок легко виявляється при порівнянні негативів, отриманих з інтервалом в декілька діб. Власні рухи зірок, а також отдельни згустків міжзоряної речовини в газових туманностях вивчаються по фотографіях, отриманих через великі інтервали часу, що іноді досягають багато які десятиріччя. Зміна блиску змінних зірок, спалахи нових або сверхнових зірок також легко виявляється при порівнянні негативів, отриманих в різні моменти часу.

Для дослідження подібних змін використовуються спеціальні прилади - стереокомпаратор і блинк-мікроскоп. Стереокомпаратор служить для виявлення переміщень. Він являє собою свого роду стереоскоп. Обидві пластинки, зняті в різний час, розташовуються так, що дослідник бачить їх зображення суміщеними. Якщо яка-небудь зірка помітно змістилася, вона «вискочить» з картинної площини. Блинк-мікроскоп відрізняються від стереокомпаратора тим, що спеціальною заслонкой можна закривати або одне, або інше зображення. Якщо цю заслонку швидко коливати, то можна порівнювати не тільки положення, але і величини зображень зірок на обох пластинках. Зміна положення або зміна зіркової величини при цьому легко виявляються. Точні вимірювання положення зірок не пластинках проводяться на координатних вимірювальних приладах.

Почорніння негатива приблизно визначається твором освітленості Е на тривалість експозиції t. Цей закон називається законом взаимозаместимости. Він виконується більш або менш добре лише в обмеженому інтервалі освітленості. Для кожного сорту емульсії, при яких він найбільш ефективний. Зокрема, дуже чутливе кіно- і фотоплівки, призначене для коротких експозицій, не придатні для тривалих, вживані в астрономії.

Фотографія дозволяє провести фотометрические дослідження астрономічних об'єктів, т. е. визначати кількість їх яскравість і зіркову величину. Для цього необхідно знати залежність почорніння негатива від освітленості - провести калібрування негатива. Щоб виміряти міру почорніння, треба пропустити крізь негатив світловий пучок, інтенсивність якого реєструється. Тоді почорніння D можна виразити через оптичну густину негатива:

(10)

де J0- інтенсивність падаючого пучка,

J - інтенсивність пучка, минулого крізь негатив.

Залежність

(11)

Називається характеристикою кривої емульсії (малюнок). Можна виділити три дільниці або області характеристичної кривої: область недотримування, де крутизна кривої меншає із зменшенням Et, область нормальної експозиції, де крутизна максимальна і залежність майже лінійна, і область передержок, де крутизна меншає із збільшенням Et. При правильно вибраній експозиції почорніння повинно відповідати лінійній дільниці. Щоб побудувати характеристичну криву, на емульсію впечативается зображення декількох (звичайно порядку 10) майданчиків, освітленість яких знаходиться у відомому відношенні. Ця операція називається калібруванням негатива.

Знаючи характеристичну криву, можна порівнювати освітленість, відповідну різним точкам негатива, і у разі протяжних об'єктів, таких як туманності або планети, побудувати їх щофоти. Цього досить для відносної фотометрії (т. е. вимірювання відношення яскравості і блиску). Для абсолютної фотометрії (т. е. вимірювання абсолютних значень яскравості і блиску) необхідно провести, крім калібрування, ще і стандартизацію. Для стандартизації треба впечатать на емульсію зображення майданчика з відомою яскравістю (для протяжних джерел) або мати на негативі зірки з відомими зірковими величинами. При відносній фотометрії точкових об'єктів калібрування робиться звичайно по зірках з відомим блиском.

Для вимірювання почорніння негатива застосовуються фотоелектричні микрофотометри. У цих приладах інтенсивність світлового пучка, минулого крізь негатив, вимірюється фотоелементом.

Головна нестача фотографічної пластинки приймача випромінювання - це нелінійна залежність почорніння від освітленості. Крім того, почорніння залежить від умов обробки. У результаті точність фотометрических вимірювань, вироблюваних фотографічним методом, звичайно не перевищує 5-7 %.

1.4 Спектральні наземні дослідження.

Розглянемо основні типи спектральних приладів, вживаних в астрономії. Уперше спектри зірок і планет почав спостерігати в минулому віці італійський астроном Секки. Після його робіт спектральним аналізом зайнялися багато які астрономи. Спочатку використовувалися візуальний спектроскоп, потім спектри стали фотографувати, а зараз застосовуються також і фотоелектричний запис спектра. Спектральні прилади з фотографічною реєстрацією спектра звичайно називають спектрографами, а з фотоелектричною - спектрометрами.

На малюнку дана оптична схема призменного спектрографа. Перед призмою знаходяться щілина і об'єктив, які утворять коллиматор. Коллиматор посилає на призму паралельний пучок променів. Коефіцієнт заломлення матеріалу призми залежить від довжини хвилі. Тому після призми паралельні пучки, відповідні різним довжинам хвиль, розходяться під різними кутами, і другий об'єктив (камера) дає в фокальной площині спектр, який фотографується. Якщо в фокальной площині камери поставити другу щілину, то спектрограф перетворитися в монохроматор. Переміщуючи другу щілину по спектру або повертаючи призму, можна виділяти окремі більш або менш вузькі дільниці спектра. Якщо тепер за вихідною щілиною монохроматора вмістити фотоелектричний приймач, то вийде спектрометр.

У цей час нарівні з призменними спектрографами і спектрометрами широко застосовуються і дифракційні. У цих приладах замість призми диспергирующим (т. е. розкладаючим на спектр) елементом є дифракційна гратка. Найчастіше використовується відбивні гратки.

Відбивна гратка являє собою алюминированое дзеркало, на якому нанесені паралельні штрихи. Відстань між штрихами і їх глибина порівнянні з довгої хвилі. Наприклад, дифракційні гратки, працюючі у видимій області спектра, часто робляться з відстанню між штрихами 1,66 мк (600 штрихів на 1 мм). Штрихи повинні бути прямими і паралельними один одному по всій поверхні гратки, і відстань між ними повинно зберігатися постійним з дуже високою точністю. Виготовлення дифракційних граток, тому є найбільш важким з оптичних виробництв.

Отримуючи спектр за допомогою призми, ми користуємося явищем заломлення світла на межі двох серед. Дій дифракційної гратки засновано на явищі іншого типу - дифракція і інтерференція світла. Помітимо, що вона дає, на відміну від призми, не один, а декілька спектрів. Це приводить до певних втрат світла в порівнянні з призмою. Внаслідок застосування дифракційних граток в астрономії довгий час обмежувався дослідженнями Сонця. Вказаний недолік був усунений американським оптиком Вудом. Він запропонував додавати штрихам гратки певний профіль, такий, що велика частина енергії концентрується в одному спектрі, в той час як інші виявляються сильно ослабленими. Такі гратки називаються направленими або ешелеттами.

Основною характеристикою спектрального приладу є спектральна дозволяюча сила

(12)

де Dl - мінімальний проміжок між двома близькими лініями, при якому вони реєструються як роздільні. Чим більше дозволяюча сила, тим більше детально може бути досліджений спектр і тим більше інформації про властивості випромінюючого об'єкта може бути в результаті отримано. Спектральні апарати з направленими дифракційними гратками, при інших рівних умовах, можуть забезпечити більш високу дозволяючу силу, чим призменние.

Іншою важливою характеристикою спектральних апаратів є кутова дисперсія

(13)

Де Da - кут між паралельними пучками, минулими диспергирующий елемент і що розрізнюються по довжині хвилі на Dl.

Величина

(14)

Де f - фокусна відстань камери, називається лінійною дисперсією, яка виражає масштаб спектра в фокальной площині камери і означається або в міліметрах на ангстрем, або (для малих дисперсією) в ангстремах на міліметр. Так, дисперсія спектрографа 250 Å/мм, означає, що один міліметр на спектрограмме відповідає інтервалу довжин хвиль Dl=250Å.

Особливості оптичної схеми і конструкціям астрономічних спектральних приладів сильно залежить від конкретного характеру задач, для яких вони призначені. Спектрографи, побудовані для отримання зіркових спектрів (зіркові спектрографи), помітно відрізняються від небулярних, з якими досліджуються спектри туманностей. Сонячні спектрографи також мають свої особливості. Реальна дозволяюча сила астрономічних приладів залежить від властивостей об'єкта. Якщо об'єкт слабий, т. е. від нього приходить дуже мало світла, то його спектр не можна дослідити дуже детально, оскільки із збільшенням дозволяючої сили кількість енергії, що приходить на кожний елемент спектра, що дозволяється, меншає. Тому саму високу дозволяючу силу мають, природно, сонячні спектральні прилади. У великих сонячних спектрографів вона досягає 106. лінійна дисперсія цих приладів досягає 10 мм/Å (0,1 Å/мм).

При дослідженні найбільш слабих об'єктів доводиться обмежуватися дозволяючою силою порядку 100 або навіть 10 і дисперсіями ~1000 Å/мм. Наприклад, спектри слабих зірок виходять за допомогою об'єктивної призми, яка є найпростішим астрономічним спектральним приладом. Об'єктивна призма ставитися прямо перед об'єктивом телескопа, і в результаті зображення зірок розтягуються в спектр. Камерою служить сам телескоп, а коллиматор не потрібен, оскільки світло від зірки приходить у вигляді паралельного пучка. Така конструкція робить мінімальною втрати світла через поглинання в приладі. На малюнку приведена фотографія зіркового поля, отримана з об'єктивною призмою.

Грубе уявлення про спектральний склад випромінювання можна отримати за допомогою світлофільтрів. У фотографічній і візуальній областях спектра часто застосовують світлофільтри із забарвленого скла. На малюнку приведені криві, що показують залежність пропускання від довжини хвилі для деяких світлофільтрів, комбінуючи які з тим або інакшим приймачем, можна виділити дільниці не вже декількох сотень ангстрем. У світлофільтрах із забарвленого скла використовується залежність поглинання (абсорбція) світла від довжини хвилі. Світлофільтри цього типу називаються абсорбционними. Відомі світлофільтри, в яких виділення вузької дільниці спектра засноване на інтерференції світла. Вони називаються інтерференційними і можуть бути зроблені досить узкополосними, що дозволяють виділяти дільниці спектра шириною в декілька десятків ангстрем. Ще більш вузькі дільниці спектра (шириною біля 1 ангстрема) дозволяють виділяти интерференционнополяризационние світлофільтри.

За допомогою узкополосних світлофільтрів можна отримати зображення об'єкта в якій-небудь цікавій дільниці спектра, наприклад, сфотографувати сонячну хромосферу в променях Ha (червона лінія в бальмеровской серії спектра водня), сонячну корону в зеленій і червоній лініях, газові туманності в емісійних лініях.

Для сонячних досліджень розроблені прилади, які дозволяють отримати монохроматичні зображення в будь-якій довжині хвилі. Це - спектрогелиограф і спектрогелиоскоп. Спектрогелиограф являє собою монохроматор, за вихідною щілиною якого знаходиться фотографічна касета. Касета рухається з постійною швидкістю в напрямі, перпендикулярному вихідній щілині, і з такою ж швидкістю в площині вихідної щілини переміщається зображення Сонця. Легко зрозуміти, що в цьому випадку на фотографічній пластинці вийти зображення Сонця в заданій довжині хвилі, зване спектрограммой. У спектрогелиоскопе, перед вихідною щілиною і після вихідної щілини встановлюються призми, що обертаються з квадратним перетином. Внаслідок обертання першої призми деяка дільниця сонячного зображення періодично переміщається в площині вхідної щілини. Обертання обох призм погоджено, і якщо воно відбувається досить швидко, то, спостерігаючи в зорову трубу другу щілину, ми бачимо монохроматичне зображення Сонця.

2 Досягнення сучасної оптичної астрономії.

2.1 Використання ПЗУ-матриць ЕОМ.

Розвиток фізики твердого тіла і досягнення в області твердотільної технології забезпечили можливість промислового виготовлення стабільних фотоприемников, придатних для експлуатації в інфрачервоній бортовій оптико-електронній апаратурі. Успіхи в цих областях знань дозволили створити в останні роки лінійки і матриці приймачів з високою густиною чутливих елементів.

Для формування вихідного сигналу апаратури необхідно по черзі виміряти електричні сигнали, що поступають з кожного елемента лінійки. Можна сказати, повинне бути забезпечене послідовне підключення електричних провідників від окремих елементів до загального виходу.

Шляхом такого «опиту» чутливих майданчиків, розташованих в ряд, виробляється електричний сигнал, відповідний одному рядку зображення. Процес перемикання електричних ланцюгів чутливих елементів в апаратурі здійснюється спеціальним електронним перемикачем послідовної дії. У результаті лінійка приймачів забезпечує рядкове скановане зображення електронним, а не механічним способом.

У новітніх, найбільш перспективних зразках інфрачервоної апаратури все частіше використовуються твердотільні схеми, що забезпечують прийом і обробку сигналу з лінійки або матриці в одному пристрої. Перших два коротких повідомлення групи американських дослідників про цю нову ідею в області фізики твердого тіла і про її експериментальну перевірку з'явилися в 1970 році. Прилади із зарядовим зв'язком - так був названий цей клас пристроїв - залучали до себе надзвичайний інтерес і за минулі після їх винаходу роки знайшли саме широке застосування в пристроях формування зображень в обчислювальній техніці, в пристроях відображення інформації.

З точки зору фізики прилади із зарядовим зв'язком цікаві тим, що електричний сигнал в них представлений не струмом або напруженням, а електричним зарядом. Основний принцип їх дії зображений на малюнку. прилад із зарядовим зв'язком являє собою лінійку електродів на ізолюючій основі, нанесеній на поверхню тонкої пластини напівпровідника. Звичайно під металевими під металевими електродами розташований ізолюючий шар оксиду SiO2, а як напівпровідниковий матеріал використовується Si. У результаті утвориться як би сендвич: метал - оксид - напівпровідник (малюнок).

У приладах із зарядовим зв'язком з'являється можливість, подаючи напруження на металеві електроди, впливати через ізолятор на положення енергетичного рівня, зсуваючи його вниз від горизонтальної лінії в місцях розташування електродів. У результаті на межі розділу Si - SiO2енергетическая діаграма буде являти собою не рівну, а горбисту поверхню, на якої впадини будуть розташовані під тими електродами, до яких прикладене напруження.

Для наглядності впадини цього рельєфу на енергетичній діаграмі представляють у вигляді ями з плоским дном і вертикальними стінками. На малюнку, б зображені такі прямокутні потенційні ями, сформовані за допомогою напружень, прикладених до електродів. Чим вище напруження на електроді, тим глибше яма під даним електродом в місці його розташування. Коли фотон попадає на чутливий до випромінювання Si і створює електронно-дирочную пару, то електрон стікає в найближчу потенційну яму. При подальшому опромінюванні зразка електрони будуть нагромаджуватися і зберігатися у відповідних потенційних ямах.

Для сукупності електронів, захоплених потенційною ямою, фізики також вигадали образну назву, що стала загальновизнаним, - «зарядовий пакет». Такі зарядові пакети відповідно до викладеного механізму будуть виникати на поверхні напівпровідника

2.2 Використання супутникових систем Землі для визначення відстані до зірок.

Визначення відстаней до тіл сонячної системи засноване на вимірюванні їх горизонтальних параллаксов. Параллакси, визначені по параллактическому зміщенню світила, називаються тригонометричними.

Знаючи горизонтальний екваторіальний паралакс Ро світила, легко визначити його відстань від центра Землі (малюнок). Дійсно, якщо Тобто=Ro екваторіальний радіус Землі, ТМ=D - відстань від центра Землі до світила М, а кут Р - горизонтальний екваторіальний паралакс світив Ро, то з прямокутного трикутника ТОМУ маємо

(15)

Для всіх світил, крім місяця, параллакси дуже малі. Тому формулу (15) можна написати інакше, поклавши

(16)

а саме,

(17)

Відстань D виходить в тих же одиницях, в яких виражений радіус Землі Rо. По формулі (17) визначаються відстані до тіл Сонячної системи. Швидкий розвиток радіотехніки дав астрономам можливість визначати відстань до тіл Сонячної системи радіолокаційний методами. У 1946 році була зроблена радіолокація Місяці, а в 1957 - 1963 роках - радіолокація Сонця, Меркурія, Венери, Марса і юпітера. По швидкості поширення радіохвиль з=3*105км/сікти і по проміжку часу t (сік) проходження радіосигналу із землі до небесного тіла і зворотно легко обчислити відстань до небесного тіла

(18)

Відстань до зірок визначаються по їх річному параллактическому змішенню, яке зумовлене переміщенням спостерігача (разом з Землею) по земній орбіті (малюнок).

Кут, під яким зі зірки був би видно середній радіус земної орбіти при умові, що напрям на зірку перпендикулярний до радіуса, називається річним параллаксом зірки р. Якщо СТ=а є середній радіус земної орбіти, МС=D - відстань зірки М від сонця З, а кут р - річний паралакс зірки, то з прямокутного трикутника СТМ

(19)

річні параллакси зірок менше 1¢¢, і тому

(20)

Відстань D по цих формулах виходить в тих же одиницях, в яких виражена середня відстань а Землі від Сонця.

Якщо відстань до небесних тіл дуже великі, то виражати їх в кілометрах незручно, оскільки виходить дуже великі числа, що складаються з багатьох цифр, тому в астрономії, крім кілометрів, прийняті наступні одиниці відстаней:

- астрономічна одиниця (а. е) - середня відстань Землі від Сонця;

- парсек (пс) - відстань, відповідна річному параллаксу в 1¢¢;

- світловий рік - відстань, яка світло проходить за один рік, розповсюджуючись з швидкістю біля 300000 км/січеного. Якщо астрономічну одиницю прийняти рівної 149600000 км, то 1 пс=30,86*1012км= 206263 а. е.=3,26 світлового року; 1 світловий рік=9,460*1012км=63240 а. е.=0,3067 пс.

У а. е. звичайно виражаються відстані до тіл сонячної системи. Наприклад, Меркурій знаходиться від Сонця на відстані 0,387 а. е, а Плутон - на відстані 39,75 а. е.

Відстань до небесних тіл, що знаходяться за межами сонячної системи, звичайно виражаються в парсеках, кило парсеках (1000 пс) і мега парсеках (1000000 пс), а також в світлових роках. У цих випадках

і

Найближча до Сонця зірка «проксима Центавра» має річний паралакс р=0¢¢,762. отже, вона знаходиться від нас на відстані 1,31 пс або 4,26 світлового року.

Щоб перейти від видимого положення зірок на небі до дійсного їх розподілу в просторі, необхідно знати відстань до них.

Безпосереднім методом визначення відстані до зірок є вимірювання їх річних параллаксов. Однак цим способом параллакси можуть бути знайдені тільки для найближчих зірок. Дійсно, граничні кути, які вдається виміряти аксонометрическими методами, складають біля 0¢¢,01.

Отже, якщо паралакс зірки внаслідок спостережень виявився рівним р=0¢¢,02±0¢¢,01, то відстань до неї по формулі

(21)

Вийде в межах від 30 до 100 пс, відповідних можливим помилкам у визначенні параллакса. Звідси видно, що відстань до порівняно близьких об'єктів, видалених від нас не більш, ніж на декілька парсеків, визначаються більш або менш надійно. Так, наприклад, відстань до однієї з найближчих зірок (а Центавра), рівне 1,33 пс, відомо з помилкою, менше 2 %. Однак для зірок, видалених більше ніж на 100 пс, помилка у визначенні відстані більше самої відстані і метод тригонометричних параллаксов виявляється непридатним. Щонайбільше він дозволяє зробити висновок, що відстань перевищує декілька сотень парсеків. Усього в цей час тригонометричні параллакси виміряні не більш ніж для 6000 зірок.

Відстані до зірок можуть бути знайдені в тих випадках, коли яким-небудь образом відомі їх светимости, оскільки різниця між видимою і абсолютною зірковими величинами рівна модулю відстані, який входить в формулу (22)

(22)

Найбільш надійно модуль відстані вдається знайти для зірок, належних скупченням. Однак при цьому необхідно враховувати, що величини, що отримуються, як правило, бувають спотворені впливом міжзоряного поглинання світла.

Особливості спектрів, лежачих в основі розділення зірок по класах светимости, можуть бути використані для визначення абсолютних зіркових величин, а, отже, і відстаней (метод спектральних параллаксов).

Важливий метод визначення параллаксов сукупності зірок заснований на вивченні їх власних рухів. Зміщення зірки, що Залишилося на небесній сфері за рік називається власним рухом зірки m. Воно виражається в секансах дуги в рік. Власний же рух зірки m обчислюється по формулі

(23)

Власний рух у різних зірок різні по величині і напряму. Тільки декілька десятків зірок мають власні рухи більше 1¢¢ в рік. Саме великий відомий власний рух m=10¢¢,27 (у «зірки, що летить» Баркарда). Величезну ж більшість виміряних власних рухів у зірок складають соті і тисячні частки секунди дуги в рік. Через малість власних рух зміна видимих положень зірок не помітно для неозброєного ока.

Суть цього методу засновано на тому факті, що чим далі знаходяться зірки, тим менше видимі переміщення, що викликаються їх дійсними рухами в просторі. Визначені таким шляхом параллакси називаються середніми.

Для визначення відстані до групи зірок вдається застосувати найбільш точний метод, заснований на тій обставині, що, як і у разі метеоритів, загальна точка перетину напрямів видимих індивідуальних рухів, які внаслідок перспективи здаються різними, а насправді в просторі однакові, вказує істинний напрям швидкості загального руху - апекс. При відомій променевій швидкості Vr, хоч би однією із зірок є можливість обчислити річний паралакс всього скупчення, званий адовим параллаксом, по формулі

(24)

Де m - власний рух, а q - кут між напрямом на дану зірку і апекс.

Визначити добовий і річний паралакс можна з спостережень: нехай з двох точок О1і О2(малюнок) на поверхні Землі, лежачих на одному географічному меридіані, виміряні зенітні відстані Z1и Z2одного і того ж світила М в момент проходження його через небесний меридіан. Передбачимо далі, що обидва пункти спостереження знаходяться в північній півкулі і світило спостерігалося в кожному з них на півдню від зеніту. Отже

z1=j1 z2=j2-s2

Де j1и j2- географічні широти пунктів, а d1и d2- топоцентрические скупчення світила, відмінні від його геоцентричної відміни d на величину

p1=psinz1и p2=psinz2

В чотирикутнику О1ТО2М (малюнок) кут О1МО2равен (Р1- Р2), кут МО2Т тупий (більше 180º) і рівний (180º+Z2), кут О1ТО2равен (j1-j2) і, нарешті, кут ТО1М рівний (180º)(-Z1). Оскільки сума внутрішніх кутів чотирикутника рівна чотирьом прямим, то

360°=p1-p2+180°+z2+j1-j2+180°-z

або

p1-p2=(j2-z2)-(j1-z1)

Беручи до уваги співвідношення, написані вище, маємо

Р(sinz1-sinz2)={sin(j1-s1)-sin(j2-s2)}р=s2-s1

звідки горизонтальний паралакс світила

(25)

По значеннях радіуса Землі R в місці спостереження і екваторіального радіуса Землі Rо обчислюється горизонтальний екваторіальний паралакс

(26)

Горизонтальний паралакс світила можна визначити і з вимірювань його прямого сходження з одного і того ж місця на Землі, але в різні моменти часу. За проміжок часу між цими моментами обертання землі переносить спостерігача з однієї точки простору в іншу, що дає відповідне параллактическое зміщення світила. Таким чином, горизонтальний паралакс світила визначається з його топоцентрических координат, отриманих з відповідних і доцільно виконаних спостережень.

Аналогічним шляхом виходить річний паралакс зірок, тільки в цьому випадку визначаються геоцентричні координати зірки з спостережень, вироблених в двох різних точках орбіти Землі і приблизно через півроку одне після іншого.

Найкращі сучасні угломерние інструменти дозволяють надійно визначати річне параллактическое зміщення зірок до відстані не понад 100 пс (р=0¢¢,01). Тому тригонометричні річні параллакси відомі лише для порівняно невеликого числа зірок (біля 6000), найбільш близьких до Сонця. Відстані до більш далеких об'єктів визначаються різними непрямими методами.

Як вже було сказано вище, якщо знати светимость зірки і, порівнюючи її з видимим блиском зірки, то легко розрахувати відстань до неї.

Якщо користуватися абсолютної М і видимою зірковою величиною m, то відстань в світлових роках D знаходиться легко з формули

(27)

Як з'ясували Адамс і Кольмюттер (США) дві-три десятки років тому, спектри зірок є хорошими показниками светимости, а тому і відстані, оскільки видимий блиск зірки m, потрібний для порівняння, визначити неважко.

Знаючи відстані до деякого числа зірок на основі інших, вельми копітких методів їх визначення, можна було обчислити светимости і скласти їх зі спектрами тих же зірок. Поки ж досить сказати, що, наприклад, звичайним білим зіркам певного спектрального підкласу, допустимА0, А1, А2і т. д., відповідає досить певна светимость. Таким чином, досить визначити точно спектральний підклас звичайної білої зірки, і ми вже приблизно знаємо її светимость, а тому і відстань. (Є зірки класу А іншої светимости, але і спектри у них трохи інакші). Такі зірки зустрічаються рідко).

З жовтими і червоними зірками справа йде складніше, хоч також досить визначено. Жовті і ще в більшій мірі червоні зірки одного і того ж спектрального класу різко діляться на дві групи. Одні з них названі гігантами, у них дуже велика светимость. Інші названі зірками-карликами - їх светимость значно менше. Зірок з проміжною светимостью не існує, і светимость як карликів, так і гігантів одного і того ж спектрального підкласу є досить визначеної. Але є деяка відмінність. Одні і ті ж темні лінії, в спектрах гігантів більш тонкі і різкі, чим в спектрах карликів. Це допомагає відрізняти їх один від одного.

Мало того, відносна інтенсивність деяких пар ліній виявляє чітку залежність від светимости зірки. Спектри-паспорти карликів і гігантів - не цілком однакові. Так, наприклад, спектри оранжевих зірок 61 Лебедя і Альдебарана загалом однакові, чому їх і відносять до одному і того ж спектральному класу К5. але серед численних однакових ліній в їх спектрах можна, що лінії кальцію з довжиною хвилі 4454 Å в спектрі зірки-карлика 61 Лебедя сильніше за лінію іонізованого стронцію 4215 Å, а в спектрі гіганта Альдебарана - навпаки. Потрібен деякий навик, щоб відрізняти один одну спектри гігантів і карликів. Вдається встановити залежність між відносною інтенсивністю пар ліній і светимостью зірки, а потім використати нею надалі. Тоді, сфотографувавши спектр зірки, що знаходиться на невідомій відстані і що має невідому светимость ми можемо легко і швидко встановити і те і інше.

Точність визначення таким способом відстаней до зірок складає біля 20 %, незалежно від того, близька до нас зірка або далеко. Бути може, точність в 20 % покажеться недостатньо хорошої при вимірюванні відстані до зірок. Доводиться з цим погодитися. Однак в більшості випадків визначити відстань до зірки іншим способом неможливо.

Якщо відстань між випромінюючим тілом спостерігача міняється, то швидкість їх відносного руху має складову вдовж променя зору, звану променевою швидкістю. По лінійних спектрах променеві швидкості можуть бути виміряні на основі ефекту Доплера, що полягає в зміщенні спектральних ліній на величину, пропорційну променевій швидкості, незалежно від віддаленості джерела випромінювання. При цьому якщо відстань збільшується (променева швидкість позитивна), то зміщення ліній відбувається в червону сторону, а в іншому випадку - в синю.

Пояснити це явище можна на основі наступних елементарних міркувань. Уявимо спостерігача, що сприймає від об'єкта промінь світла. Передбачимо, що цей промінь являє собою окреме безперервне електромагнітне коливання (промінь хвиль). Нехай за 1 секунду джерело випромінює n хвиль довжиною l кожна. Оскільки n - частота, то n=з/l. Нерухомий відносно джерела спостерігач за ту ж одну секунду сприйме стільки ж (т. е. n) вовк. Тепер нехай джерело або спостерігач рухаються з відносною швидкістю Vr, на якому укладається Vr/l хвиль. Таким чином, у разі руху вдовж променя зору спостерігач сприйме не n хвиль, а на Vr/l менше, якщо відстань збільшується, і на Vr/l більше, якщо воно меншає. Отже, зміниться частота випромінювання, що спостерігається n. Означаючи цю зміну частоти через Dn і приймаючи, що позитивним значенням Vr відповідає збільшення відстані, отримаємо

Враховуючи залежність між n і l, ми бачимо, що при русі вдовж променя зору змінюється не тільки частота випромінювання, що сприймається, але і довжина його хвилі відповідно на величину

Об'єднуючи це вираження з попереднім, знайдемо остаточну формулу для величини доплерівського зміщення спектральних ліній

(28)

Більш суворе виведення для доплерівського зміщення вимагає застосування теорії відносності. При цьому виходить вираження, яке при Vr < < з дуже мало відрізняється від формули (). Крім того, виявляється, що зміщення спектральних ліній викликається не тільки рухами вдовж променя зору, але і перпендикулярними до нього переміщеннями (так званий поперечний ефект Доплера). Однак він, як і релятивістська поправка до формули (), пропорційний (V/з)2и повинен прийматися до уваги тільки при швидкостях, близьких до швидкості світла.

Ефект Доплера грає виключно важливу роль в астрофізиці, оскільки дозволяє на основі вимірювання положення спектральних ліній судити про рухи небесних тіл і їх обертання.

2.3 Космічні телескопи (в оптичному діапазоні) і відкриття зроблені з їх допомогою.

Більше за 20 років працюють на навколоземних орбітах спеціалізовані супутники з УХ телескопами на борту, проводячи астрономічні спостереження. Їх інструменти досягли високої дозволяючої здатності і досконалості. Це дозволило вирішувати багато які проблеми сучасної астрофізики.

УХ випромінювання грає найважливішу роль як в існуванні біологічного життя, в тому, числі і людської, так і у всьому комплексі процесів еволюції Вселеної. Вивчати, що ж відбувається в глибинах космосу і як він влаштований, найцікавіша задача і вічна мета людства. Вирішуючи цю задачу, люди наштовхуються на фундаментальні природні обмеження, долають їх і шукають нові підходи для подальшого просування по шляху пізнання. Однією з перешкод для проведення астрономічних спостережень служить непрозорість атмосфери.

Земна атмосфера практично не пропускає весь УХ дільниця електромагнітного спектра. Однак саме в Ух діапазоні лежать довгі хвиль спектральних ліній, відповідних найбільш важливим в астрофізиці атомних і молекулярним переходам водня і дейтерія. Там же знаходиться безліч резонансних ліній більшості елементів, відповідних, як правило, самому поширеному стану атомів. Через непрозорість атмосфери дослідити Ух випромінювання небесних об'єктів можна тільки з космосу. Космічним телескопам атмосфера не заважає. Тому вдається отримувати зображення об'єктів у Всесвіті з гранично високим кутовим дозволом і різко збільшувати проницающую силу телескопа.

Вивчення Всесвіту в Ух діапазоні займаються спеціальні космічні апарати. Вже проведені десятки космічних експериментів і декілька проектів перебувають в стадії розробки. Важливо відстежувати тенденції розвитку цієї області науки, і, звісно, необхідно брати участь в перспективних проектах. Для Росії, що мала тут хороші традиції, важливо не втратити їх. Особливо під час кризи, коли необхідно шукати різні способи збереження високої вітчизняної технології, інтелектуального науково-технічного потенціалу, а в кінцевому результаті зміцнення танучого авторитету розвиненої країни.

Ух дільниця електромагнітного спектра вельми широка, і потенційно він набагато информативнее оптичного. Створити ефективний універсальний інструмент, що охоплює весь цей діапазон, неможливо. Тому створюються астрономічні інструменти, працюючі у вибраних дільницях спектра. Вибирають в кожному випадку відповідну оптичну схему телескопа, технологію виготовлення відображаючих поверхонь. Обсерваторія «Спектр-УХ» відноситься до числа великих світових проектів внеатмосферной астрономії. Його реалізація дозволить провести спостереження з високим і навіть рекордним дозволом в маловивченому, хоч і дуже «багатому» лініями лаймановском дільниці спектра з часом безперервної експозиції до 30 ч.. У окремих випадках експозиція може досягати до 140 ч. при високому просторовому і спектральному дозволі.

До складу космічного апарату «Спектр-УХ» входять службовий модуль, стандартний для всіх наукових супутників серії «Спектр», телескоп Т-170 і що відсікає з комплексом наукової апаратури.

Умови спостереження пред'являють жорсткі вимоги до параметрів наведення і стабілізації інструментів. Тому космічний апарат забезпечений системою управління просторової орієнтації як первинний контур і системою точного гидирования телескопа Т-170 - повторний контур. Первинний контур забезпечує попереднє наведення телескопа з точністю 1-2¢. Потім зображення об'єкта приводиться в задане положення з більш високою точністю і стабілізується. У повторному контурі малі зміщення оптичної осі телескопа компенсуються за рахунок нахилів повторного дзеркала. Це дозволяє досягати вельми високої точності стабілізації - біля 0,1¢¢. Прототип такої складності системи довів свою працездатність під час польоту обсерваторії «Астрон».

На дільниці запуску КА телескоп Т-170 закритий пилезащитной кришкою. Телескоп оснащений блендой, що захищає дзеркало від світлового потоку Землі, Місяця і Сонць. Після виходу на орбіту солнцезащитная бленда відкривається і переводиться в робоче положення. У період виконання спостережень пилезащитная кришка відкривається. За допомогою микродвигателей управління апарат наводиться у бік досліджуваної частини неба, і проводяться його стабілізація в просторі, гидирование і інші підготовчі операції.

Орбіта для супутника «Спектр-УХ» вибиралася з урахуванням того, що телескоп повинен працювати на великій відстані від сильного джерела засветки - землі, і параметри її повинні бути стійкими. Також важливо, щоб КА не перетинав навколоземні радіаційні пояси, що впливають на роботу багатьох приладів, крім того, параметри орбіти повинні відповідати задачам запуску обсерваторії, а супутник необхідно спостерігати максимальний час. Як показали розрахунки, виконані в Інституті астрономії РАЙ, таким умовам задовольняє сильно довгаста орбіта з наступними початковими характеристиками: висота апогею - 300000 км, висота перигея - 500 км, нахил - 51,5° і період звертання 7 діб. Протягом 8 місяців після запуску висота орбіти змінюється і ставати робочою - 250000 х 40000 км, що дозволить апарату постійно доводиться знаходиться поза радіаційними поясами.

Цікаво порівняти «HST» і «Спектр-УХ», «HST» через більший розмір головного дзеркала виграє на довжинах хвиль більше за 140 нм і істотно програє в більш короткохвильовій дільниці. Це пов'язано з наявністю «HST» чотирьох відображаючих поверхонь - дві додаткові з'явилися внаслідок ремонтних робіт на орбіті по корекції оптичного тракту телескопа. У телескопа Е-170 відображаючих поверхонь тільки дві. Тому низкоорбитальная обсерваторія «HST» має не більше за половину загального спостережливого часу, а у обсерваторії «Спектр-УХ» цей показник може досягати 0,85. кількість квантів, зібраних за досить тривалий проміжок часу обсерваторією «Спектр-УХ», буде більше, ніж у «HST».

У складі комплексу наукової апаратури «Спектр-УХ» входять чотири основних інструменти:

1. Телескоп Т-170. побудований по оптичній схемі Ричи-Кретьена і має характеристики: діаметр головного дзеркала - 170 см, фокусна відстань - 17 м, поле зору - 40¢ (20 см в фокальной площині), загальна довжина - 8,45 м і діаметр 2,01 м, відстань між головним і повторним дзеркалами - 3,5 м, маса - 1700 кг.

2. Двійчастий ешельний спектрограф високого дозволу (ДЕСВР) - призначений для отримання Ух спектрів з високим спектральним дозволом, що дозволяє вивчати контури навіть вузьких спектральних ліній, ширина яких відповідає тепловим рухам в зіркових атмосферах з швидкостями біля 5 км/січеного. Основні параметри інструмента: спектральний діапазон - від 110 до 360 нм, що дозволяє сила (R=l/Dl, Dl=1100-3500 Å) до 60000, при самому високому дозволі чутливості не гірше 16mза 10 ч експозиції (відношення сигнал/шум - S/N=10) або 11mза той же час (S/N=100).

3. Роуландовский спектрограф (РС) - призначений для реєстрації спектрів в лаймановском дільниці, а також для спостереження гранично слабих об'єктів з низьким дозволом в більш довгохвильовій дільниці до 450 нм. РС складається з однієї угнутої гратки і має мінімальні оптичні втрати. Параметри спектрографа: основний спектральний діапазон від 90 до 120 нм і дозволяюча сила (R) досягає 10000 в дільниці 91,2-120 нм і 3000 - в дільниці 115-450 нм.

4. Камера поля (КП), або реєстрації зображень об'єктів з високим кутовим дозволом. Працює в двох режимах (модах). Короткофокусная мода забезпечує спостереження гранично слабих об'єктів, а при роботі в длиннофокусной моді забезпечується високий кутовий дозвіл. Параметри КП наступні: короткофокусная мода - робочий діапазон довжин хвиль від 91,2 до360 нм, поле зору - 4, дозвіл - не гірше 0,16¢¢, гранична зіркова величина (V) об'єкта за 1 ч спостережень - 29m; длиннофокусная мода - поле зору 24m, дозвіл в центральній області при застосуванні спеціальних математичних методів обробки зображення до 0,05 m, гранична величина (V) небесного об'єкта за 1 ч спостережень - 24m.

КА «Спектр-УХ» розглядається як багатоцільова обсерваторія, призначена для рішення багатьох задач. Перерахуємо деякі з них:

- газодинамические процеси, супроводжуючі утворення зірок;

- найважливіші показники зірок - светимость і ефективну температуру;

- радіуси зірок, період пульсації, еволюція;

- хімічний склад зірок;

- міжзоряна і межгалактическая середа;

- пошуки областей звездообразования;

- галактики (дослідження).

Космічний телескоп нового покоління: ключовий компонент космічної програми NASA - космічний телескоп наступного покоління (NGST-Next Generation Spase Telescope). Робота над ним почата в 1995 році, запуск намічається на 2008 рік - рік 50-й річниці створення NASA. У 2008 році також виконується 60 років відтоді, як Лайман Спіцер запропонував ідею космічного телескопа. Проект № 65Т - логічний розвиток теми космічного телескопа імені Хаббла.

Новий телескоп буде виведений на геліоцентричну орбіту з фіксованим положенням поблизу другої точки Лагранта (L2) системи Сонце-Земля (1,5 млн. км від Землі збоку, протилежній Сонцю), час польоту до неї займе біля 3 місяців. Об'єктив нового телескопа - трьох дзеркальний анастигмат. Первинне дзеркало діаметром 8 м зроблене з бериллия. Воно складається з центральної частини діаметром 3,5 м і восьми пелюсток, при виведенні на орбіту пелюстки складені. Телескоп складений з трьох модулів: оптичний, інструментальний (приймачі випромінювання і управління), модуль підтримки, що включає захисний екран з боку Сонця. У оптичній частині крім основних дзеркал є два невеликих коррекционних дзеркала для точного коректування системи, виправлення помилок через гравітаційні ефекти, градієнтів температури, крайових ефектів, старіння. Телескоп буде охлаждаться до температури нижче за 50 К. він чутливий до довжин хвиль від 0,6 мм до більше за 10мм (від червоного до середнього інфрачервоного) з максимумом чутливості від 1 мм до 5 мм (ближнє інфрачервоне світло). Інструментальний модуль містить камеру ближнього інфрачервоного світла з полем зору 4 х 4¢, що охолоджується до 30 До, мультиобъектний спектрометр того ж діапазону і камеру (спектрометр в діапазоні 5-28 мм, приймач випромінювання в якій охолоджений до 6 До).

№6SТ зможе спостерігати перші покоління зірок і галактик, включаючи окремі райони інтенсивного формування зірок, протогалактические фрагменти, суперновие при червоному зміщенні Z=5-20. №6ST дозволить побачити окремі зірки в близьких галактиках, проникне в пилевие хмари навколо районів зародження зірок, виявить тисячі субзвезд і об'єктів пояса Койпера. Субзвезди - об'єкти з масою меншими, ніж мінімальна зіркова, випромінююча в інфрачервоному діапазоні за рахунок гравітаційного стиснення).

Новий телескоп зможе:

- детектировать самі ранні фази формування зірок і галактик - кінець «темних віків»;

- дозволити перші галактичні субструктури, порядку окремих скупчень зірок (розмір 300 пк для 0,5 < Z < 5). Тут потрібно дозвіл 0,060¢¢ на довжині хвилі 2 мм;

- з'ясувати основні спектральні властивості далеких галактик. Провести статистичний аналіз властивостей галактик, з великим червоним змішенням на полях 4 х 4¢ (1 х 1 Мпк для 0,5 < Z < 5);

- виявити і дослідити запиленние райони, де приховані області активного звездообразования і активні галактичні ядра, в тому числі для епохи могутнього звездообразования при Z=2;

- виявляти окремі об'єкти, випромінюючі в середньому і подальшому інфрачервоних діапазонах фону і отримувати їх спектри аж до 28 мм.

Телескоп зможе дослідити всі стадії формування зірок і планетних систем від масивних оболонок навколо протозвезд до пропланетних дисків навколо молодих зірок головної послідовності. Він зможе спостерігати планети типу Юпітера у всіх одиночних зірок на відстанях до 8 пк, отримати перші прямі зображення і спектрограмми внесолнечних планет. Багато які технічні рішення №6ST і технології (надлегка активна кріогенна оптика, пристрої для пізнання форми і виправлення хвильового фронту випромінювання, широкоформатні високочутливий інфрачервоні детектори, надлегкі сонячні екрани) можуть бути застосовані в науці і промисловості вже найближчим часом.

Про створення великого орбітального оптичного телескопа

Давно вже мріяли астрономи. Одним з перших і найбільш активних пропагандистів цієї ідеї став в 40-50-х роках Л. Спіцер з Прінстонського університету. Ще в 1946 році він підготував доповідь (тоді секретний) про переваги космічних спостережень. У 1959, 1962 і 1965 роках на нарадах астрономів США, присвячених виробітку програми космічних досліджень, було рекомендовано почати роботи по вивченню проекту «Великий космічний телескоп», а восени 1971 року НАСА організувало комітет з розробки цього проекту, з якого і веде свій початок програма Космічного телескопа ім. Хаббла.

У 1973 році робоча група фахівців під керівництвом Ч. О¢ Делла приступила до попереднього опрацювання основних варіантів конструкції «Великого космічного телескопа», що завершилося в 1977 році створення робочої групи Космічного телескопа ім. Хаббла. До цього часу телескоп втратив найменування «великого», діаметр його головного дзеркала був зменшений з 3 до 2,4 м. Справа в тому, що розробникам стали відомі параметри МТКК - транспортної системи для виведення на орбіту. У вантажному отсеке МТКК можна розмістити телескоп з діаметром дзеркала до 3.2 м, але тоді масивні блоки службових систем супутника (т. е. систем орієнтації, енергоживлення, зв'язку) довелося б розташувати за головним дзеркалом, і для такого супутника з великим моментом інерції був потрібен розробити могутню і дорогу систему орієнтації.

У варіанті з 2,4-метровим дзеркалом службові системи скомпоновани у вигляді тора, навколишнього головне дзеркало, завдяки чому момент інерції супутника сильно поменшає. Тепер супутник офіційно називається Космічний телескоп ім. Хаббла, в честь Е. Хаббла, що відкрив розширення Всесвіту.

Обмеження на довжину інструмента і потребу мати велике поле зору привели до вибору оптичної системи Ричи-Кретьена, в яка широко застосовується і в сучасних наземних рефракторах. Головне і повторне дзеркала відповідно мають форму угнутого і опуклого гіперболоїдів і знаходяться на відстані 4,9 м один від одного (еквівалентна фокусна відстань 58 м). До якості виготовлення оптики пред'являлися виключно високі вимоги: наприклад, поверхня головного дзеркала не повинна відхиляться від розрахункової більш ніж на 10 нм.

Оптичні деталі телескопа кріпляться до ферми з графито-епоксидного композиційного матеріалу, здатної зберігати їх взаємне розташування з точністю до 1 мкм, незважаючи на перепади температури. Вимоги до механічної міцності конструкції пов'язані з 3-4 кратними перевантаженнями, можливими при злеті і посадці МТКК, а аж ніяк не з умовами роботи телескопа на орбіті. Загальна маса супутника 10.4 т.

На відміну від наземних телескопів Космічний телескоп ім. Хаббла буде працювати і при яскравому сонячному світлі. Тому передній кінець труби телескопа істотно подовжений за рахунок светозащитной бленди, всередині труби є система діафрагм, покритих «особливо» чорною фарбою, здатною відображати менше за 1% падаючого світла і не давати полисків. Незважаючи на ці заходи, по-теперішньому часу «темне» небо телескоп зможе реєструвати тільки тоді, коли об'єкт спостереження знаходиться на кутових відстанях більше за 50° від Сонця, 70° від освітленої частини Землі і 15° від Місяця.

Система орієнтації Космічного телескопа ім. Хаббла побудована на основі силових гіроскопів. Грубе наведення з точністю 1¢ буде здійснюється за допомогою зіркових датчиків і гіроскопів - датчиків швидкості (положення їх осей час від часу повинно уточняться по зірках). Однак розрахункова якість зображення, що отримується за допомогою 2,4-метрового телескопа на довжині хвилі 0,5 мкм, дорівнює 0,05¢¢, і щоб використати цю перевагу перед наземними інструментами, потрібно забезпечувати стабілізацію телескопа з ще більш високою точністю.

Напрям оптичної осі телескопа визначається трьома датчиками точного гидирования по зображеннях зірок більш яскравих, ніж 1,4 m, в периферійній частині поля зору телескопа, розбитій відповідно на 3 сектори. По команді датчики починають пошук гидировочних зірок, переміщаючись по спіралі з центром в розрахунковому положенні. Критеріями правильності захвата потрібних зірок служать значення їх яскравості і взаємне розташування. У разі невдачі пошук повторюється, потім переходять до пошуку запасних зірок (якщо такі є). Очевидно, вибір зірок повинен проводитися зазделегідь, і це дуже трудомістка робота. Більш того точність координат існуючих зіркових каталогів, як правило, недостатня, тому запуску Космічного телескопа ім. Хаббла повинне було передувати фотографування всього неба на наземних телескопах з великим полем зору і складання спеціального каталога гидировочних зірок з точно відомими положеннями.

Датчики точного гидирования відносяться до числа найбільш складних систем телескопа і включають в себе прецизионние механічні вузли, диссекторние телекамери і навіть интерфомометри. Невеликі змішення зірки в полі зору відповідають зміні різниці фаз світлових хвиль, що приходять на протилежні краї дзеркала телескопа: змінюються інтенсивності интерферирующих пучків, і на виході датчика виникає сигнал помилки. При точності гидирования 0,007¢¢ час реакції датчиків точного гидирования повинен бути менше 1 з, і не тільки тому, що можливі швидкі коливання самого супутника, але і оскільки всі зірки зміщаються в полі зору через аберацію світла внаслідок руху супутника по орбіті.

До того ж за допомогою Космічного телескопа ім. Хаббла будуть спостерігатися і планети, досить швидко переміщатися на фоні зірок. Однак з даною системою наведення цей телескоп не зможе спостерігати земну поверхню. Потрібно відмітити, що неполадка при роботі датчиків точного гидирования до останнього моменту примушували сумніватися в їх працездатності.

Як би не був досконалий орбітальний телескоп, без светоприемной апаратури він «сліпнув». Вибір типу светоприемника для Космічного телескопа ім. Хаббла виявився не простий. Всерйоз обговорювалися можливість застосування фотоплівок, так довго і що успішно служили астрономам на Землі. На жаль, в умовах космосу високочутливий плівки поступово темніють через вплив проникаючої радіації, і тому їх довелося б доставляти на Землю не рідше за один раз в місяць. Однак часті відвідування орбітального телескопа небажані як з економічної, так і з технічної точки зору. Відображаюче покриття дзеркала (плівка алюмінію і фтористого магнію) дуже чутливе до газової атмосфери, навколишньої всякий великий (а тим більше що маневрує) космічний об'єкт, тому щільна кришка буде відкриватися лише після видалення МТКК і знову закриватися з його наближенням.

У 1973 році було вирішено використати електронні приймачі зображення, кращим з яких вважалася що розробляється в Прінстонськом університеті Р. Данієльсоном і його співробітниками передаюча телевізійна трубка секон. По-якому ж було розчарування його творців, коли в 1977 р. стало відомо про різку переорієнтацію керівників програми на твердотільні приймачі. Це було сміливе рішення, бо технологія створення таких приймачів нараховувала тоді усього декілька років, і в астрономії вони ще не використовувалися.

У цей час ці ПЗС-прилади - прилади із зарядовим зв'язком - можна побачити ледве чи не на кожному американському телескопі, і їх переваги добре відомі: високий квантовий вихід, що доходить до 60%, велика кількість чутливих елементів, малий шум, великий робочий діапазон зміни яскравості об'єкта і висока геометрична стабільність.

3 Використання приведеного матеріалу в учбовому процесі.

3.1 Включення матеріалу в теми занять по фізиці, природознавству (рекомендації для вчителя).

На весь курс астрономії в програмі середньої школи відводиться мало часу. За цей час учні повинні освоїти астрономію, сферичну астрономію, астрофізику, космологію і космогонію. Цілісний курс астрономії практично розпадається на ряд ознайомлювальних розділів, втрачаючи филосовско-мировозренческое значення.

Одним з виходів бачиться економія часу за рахунок введення різних елементів астрономічних знань в курс інших шкільних дисциплін як ілюстративний матеріал. Наприклад, розвиток уявлень про будову Сонячної системи - в історії; визначення географічних координат астрономічними методами, основи вимірювання часу - в географію; закони Кеплера, джерела енергії Сонця, визначення радіальної становлячої швидкості зірок на основі ефекту Доплера - в фізику; визначення просторової швидкості зірок - в фізику і геометрію; визначення відстаней до зірок і до тіл Сонячної системи - в геометрію; хімічний склад планет і зірок - в хімію і т. п.

Хоч ці елементи будуть просто ілюструвати закони, що вивчаються в даних дисциплінах, в курсі астрономії вчитель вже зможе спиратися на них. Час, необхідний для активізації знань, значно менше ніж для вивчення.

Наприклад, в 8-м класі в розділі «Геометрична оптика» вивчаються закони відображення і заломлення світла. Як приклад вживаних законів в техніці розглядається усього один пристрій - фотоапарат, приводяться його оптична схема і принцип роботи. Інші оптичні прилади, такі, як телескоп і мікроскоп, представлені тільки фотографіями. Однак ці прилади в школі застосовуються при вивченні астрономії і біології, і учні повинні знати їх пристрій. Оптичні схеми мікроскопа і телескопа цілком доступні розумінню дітей цієї вікової групи, а оптичні схеми телескопів - рефлекторів Ньютона і Кассегрена можуть стати хорошою ілюстрацією того, як працюють закони відображення світла. Це вдало використовується в інтегрованому курсі фізики і астрономії.

У 11-м класі замість пояснення оптичних схем телескопів досить показати їх креслення, тим самим активізувати знання і скоротивши час на вивчення цього матеріалу приблизно на третину уроку. Час, що Звільнився більш корисно витратити на розповідь про найбільші обсерваторії світу, звертаючи увагу на оптичні схеми самих великих телескопів цих обсерваторій.

Таким чином, включення астрономічного матеріалу у вигляді ілюстрацій в інші шкільні дисципліни дозволяють звільнити до однієї третини всього часу без збитку для самого курсу астрономії і тих учбових дисциплін, в яких буде застосуються ілюстративний астрономічний матеріал.

3.2 Плани-конспекти уроків

План-конспект уроку по астрономії (11 клас).

Тема: Оптичні телескопи.

Мета: Дати початкові відомості про телескопи.

Тип: Пояснення нового матеріалу.

Елементи засвоєння: Типи телескопів.

Прилади і обладнання: Схеми малюнки.

Методи: фронтальний опит, розповідь, бесіда.

Вимоги до знань і умінь учнів:

а) знати: 1) Попередній матеріал.

б) уміти: 1) Відповідати на поставлені питання.

2) Уважно слухати новий матеріал.

Задачі вчителя: повчальні- проконтролювати виконання учнями домашнього завдання. Забезпечити засвоєння нового матеріалу.

Що Розвивають- розвинути мислення, пам'ять, увагу і т. д

Виховуючі- виховати уміння слухати інших, уміння настроюватися на учбову роботу

Хід уроку:

Час

Діяльність вчителя

Діяльність учня

2 хвилини

Привітання. Організаційний момент

Привітання

8-10 хвилин

Опит по минулій темі

Відповідають на питання

25 хвилин

Пояснення нового матеріалу

Слухають пояснення вчителя і відповідають на поставлені питання.

3 хвилини

Підведення підсумків

Записують домашнє завдання

Дидактичний матеріал (опит по минулій темі).

Пояснення нового матеріалу:

Спостереження основне джерело інформації про небесні тіла, процеси і явища, що відбуваються у Всесвіті. Для проведення спостережень в багатьох країнах створені спеціальний науково-дослідні установи - астрономічні обсерваторії. У нас, їх декілька десятків: головна астрономічна обсерваторія Російської Академії наук - Пулковська (в Санкт-Петербурге), Спеціальна астрофизическая обсерваторія (на Північному Кавказі), Державний астрономічний інститут ім. П. К. Штернберга (в Москві) і інш.

Сучасні обсерваторії оснащені великими оптичними телескопами, що являють собою дуже великі, складні і значною мірою автоматизовані інструменти.

Телескоп збільшує точку зору, під якою видно небесні тіла, і збирає у багато раз більше світла, що приходить від небесного світила, чим очей спостерігача. Завдяки цьому в телескоп можна розглядати невидимі неозброєним оком деталі поверхні найближчих до Землі небесних тіл і побачити безліч слабих зірок.

У астрономії відстань між об'єктами на небі вимірюються кутом, освіченим променями, що йдуть з точки спостереження до об'єктів. Така відстань називається кутовим, і виражається воно в градусах і частках градуса. Неозброєним оком дві зірки видно роздільно, якщо вони відстоять на небі один від одного на кутовій відстані не менше за 1-2¢. У великі телескопи вдається спостерігати роздільно зірки, кутові відстані між якими складають соті або навіть тисячні частки секунди (під кутом 1¢¢ «видно» сірникова коробка приблизно з відстані 10 км).

Існує декілька типів оптичних телескопів. У телескопах - рефракторах (малюнок), де використовується заломлення світла, промені від небесних світил збирає лінза (або система лінз). У телескопах - рефлекторах (малюнок) - угнуте дзеркало, здатне фокусувати відображені промені. У дзеркально лінзових телескопах (малюнок) - комбінація дзеркала і лінз.

За допомогою телескопів проводяться не толь візуальні і фотографічні спостереження, але переважно високочастотні фотоелектричні і спектральні спостереження. Телескопи, пристосовані для фотографування небесних об'єктів, називаються астрографами. Фотографічні спостереження мають ряд переваг перед візуальними. До основних переваг відносяться: документальность - здатність фіксувати явища, що відбуваються і процеси і довгий час зберігати отриману інформацію; моментальность - здатність реєструвати короткочасні явища, що відбуваються в даний момент; панорамность - здатність відображати на фотопластині одночасно трохи об'єктів і їх взаємне розташування; интегральность - здатність накопичувати світло від слабих джерел; детальность зображення, що отримується.

Зведення про температуру, хімічний склад, магнітні поля небесних тіл, а також про їх рух отримують з спектральних спостережень.

Крім світла, небесні тіла випромінюють електромагнітні хвилі більшої довжини хвилі, ніж світло (інфрачервоне випромінювання, радіохвилі), або меншої (УХ, рентгенівське випромінювання і гамма промені).

План-конспект уроку по фізиці (11 клас).

Тема: Спектральний аналіз.

Мета: Сформувати уявлення про спектральний аналіз.

Тип: Пояснення нового матеріалу.

Елементи засвоєння: Спектр.

Прилади і обладнання: таблиці, малюнки.

Методи: фронтальний опит, розповідь, бесіда.

Вимоги до знань і умінь учнів:

а) знати: 1) Попередній матеріал.

б) уміти: 1) Відповідати на поставлені питання.

2) Уважно слухати новий матеріал.

Задачі вчителя: повчальні- проконтролювати виконання учнями домашнього завдання. Забезпечити засвоєння нового матеріалу.

Що Розвивають- розвинути мислення, пам'ять, увагу і т. д.

Виховуючі- виховати уміння слухати інших, уміння настроюватися на учбову роботу

Хід уроку:

Час

Діяльність вчителя

Діяльність учня

2 хвилини

Привітання. Організаційний момент

Привітання

8-10 хвилин

Опит по минулій темі

Відповідають на питання

25 хвилин

Пояснення нового матеріалу

Слухають пояснення вчителя і відповідають на поставлені питання.

3 хвилини

Підведення підсумків

Записують домашнє завдання

Дидактичний матеріал (опит по минулій темі).

Пояснення нового матеріалу:

Ви вже знаєте, що існує декілька видів спектрів: безперервний, лінійчатий, смугастий. Головна властивість лінійчатих спектрів складається в тому, що довжини хвиль (або частоти) лінійчатого спектра якої-небудь речовини залежить тільки від властивостей атомів цієї речовини, але абсолютно не залежать від способу збудження свічення атомів. Атоми будь-якого хімічного елемента дають спектр, не схожий на спектри всіх інших елементів: вони здатні випромінювати суворо певний набір довжин хвиль.

На цьому заснований спектральний аналіз - метод визначення складу речовини по його спектру. Подібно відбиткам пальців у людей лінійчаті спектри мають неповторну індивідуальність. Неповторність узорів на шкірі пальця допомагає часто знайти злочинця. Точно так само завдяки індивідуальності спектрів є можливість визначити хімічний склад тіла. За допомогою спектрального аналізу можна виявити даний елемент в складі складної речовини, якщо його маса не перевищує 10-10г. це дуже чутливий метод.

Кількісний аналіз складу речовин по його спектру утруднений, оскільки яскравість спектральних ліній залежить не тільки від маси речовини, але і від способу збудження свічення. Так, при низьких температурах багато які спектральні лінії взагалі не з'являються. Однак при дотриманні стандартних умов збудження свічення можна провести і кількісний спектральний аналіз.

У цей час визначені спектри всіх атомів і складені таблиці спектрів. За допомогою спектрального аналізу були відкриті багато які нові елементи: рубідій, цезій і інш. Елементам часто давали назви відповідно до кольору ліній спектра. Рубідій дає темно-червоні, рубінові лінії. Слово цезій означає «небесно-голубої». Це колір основних ліній спектра цезія.

Саме за допомогою спектрального аналізу взнали хімічний склад Сонця і зірок. Інші методи аналізу тут взагалі неможливі. Виявилося, що зірки складаються з тих же самих хімічних елементів, які є і на Землі. Цікаво, що гелій спочатку відкрили на Сонці і лише, потім знайшли в атмосфері Землі. Назва цього елемента нагадує історію його відкриття: слово гелій означає в перекладі «сонячний».

Завдяки порівняльній простоті і універсальності спектральний аналіз є основним методом контролю складу речовини в металургії, машинобудуванні, атомній індустрії. За допомогою спектрального аналізу визначають хімічний склад руд і мінералів.

Склад складних, головним чином органічних сумішей аналізується по їх молекулярних спектрах.

Спектральний аналіз можна проводити не тільки по спектрах випущення, але і по спектрах поглинання. Саме лінії поглинання в спектрі Сонця і зірок дозволяють дослідити хімічний склад цих небесних тіл. Яскраво світлова поверхня Сонця - фотосфера - дає безперервний спектр. Сонячна атмосфера поглинає виборче світло від фотосфери, що приводить до появи ліній поглинання на фоні безперервного спектра фотосфери.

Але і сама атмосфера Сонця випромінює світло. Під час сонячних затьмарень, коли сонячний диск закритий місяцем, відбувається «звертання» ліній спектра. На місці ліній поглинання в сонячному спектрі спалахують лінії випромінювання.

У астрофізиці під спектральним аналізом розуміють не тільки визначення хімічного складу зірок, газових хмар і т. д., але і знаходження по спектрах багатьох інших фізичних характеристик цих об'єктів: температури, тиску, швидкості руху, магнітної індукції.

Висновок

Розповідь про будову навколишнього нас зіркового і галактичного світу, про керуючі ним закони, про шляхи його еволюції ми загалом сприймаємо сьогодні як щось само собою що розуміється. У цьому, безумовно, вияв вже глибоко укоріненої в кожному з нас віри в науку, в її, як представляється, майже необмежені можливості. При цьому ми згадуємо слова видатного французького вченого Ріпі Декарта (1596-1650): «Немає нічого так віддаленого від нас, чого б ми не змогли відкрити». А також слова його не менш видного співвітчизника Блеза Паськаля (1623-1662): «Дивне не те, що Всесвіт нескінченний, а те, що людина здатна розкрити її таємниці. ..».

Але якщо ми порівнюємо роботу астронома з особливостями проведення досліджень представниками інших природних наук, то не можемо не відмітити її кардинальну відмінність. Фізик, хімік, біолог або геолог вивчає той або інший зразок, маючи його безпосередньо перед собою. Об'єкт свого дослідження він може «помацати руками» в будь-який момент і в буквальному значенні цих слів. Астроном же, як прийнято говорити, сидить на дні протяжного повітряного океану і усього лише вловлює слабі світлові потоки, що приходять до нього від того або іншого небесного об'єкта. І, проте, здійснюється щось чудове. Не виходячи з стін своєї установи, астроном визначає відстань до цього об'єкта, неначе виміряв його своїми кроками, говорить про температуру на його поверхні, неначе побував на ньому, про масу об'єкта, неначе своїми руками укладав його на якусь величезну вагу, про хімічний склад, неначе йому вдалося якось «зачерпнути» крупинку речовини з його атмосфери. Більш того астроном розказує про будову зіркових надр, неначе йому вдалося просвердлити хоч би одну зірку до її центра, він будує схеми розвитку зірок, галактик і Всесвіту загалом протягом мільярдів років, хоч не в змозі прослідити за цим розвитком навіть яку-небудь одну сотню років. ..

І хоч в своєму просуванні до світла, до розуміння законів світобудови люди довго блукали у темряві невідомості, помилялися, горизонт їх пізнання поступово і неухильно розширявся. А будівля науки про небесні світила - астрономія - ставало все чудовіше. ..

Література

1. Журнал «Земля і Вселена» №1, 2, - 2000 р., №5 - 2000 р.

2. П. І. Бакулін «Курс загальної астрономії» М., «Наука» 1977 р.

3. В. Л. Гинзбург «Сучасна астрофізика» М., «Наука» 1970 р.

4. Ф. Ю. Зігель «Астрономи спостерігають» М., «Наука» 1985 р.

5. Е. П. Левітан «Астрономія» підручник для 11 класу М., «Освіта» 1994 р.

6. Б. А. Воронцов-Вельяминов «нариси Вселеної» М., «Наука» 1969 р.

7. П. Ходж «Революція в астрономії» М., «Мир» 1972 р.

8. К. Л. Баєв «Творці нової астрономії. Коперник, Бруно, Кеплер, Галілей» М., Учпедгиз 1948 р.

9. І. А. Клімішин «Елементарна астрономія» М., «Наука» 1991 р.

10. Журнал «Астрономічний вісник».

11. А. Томілін «Цікаве про космологію». Ленинград «Молода гвардія» 1971 р.

12. Додаток до «1 Вересня» «Фізика в школі».

13. Журнал «Космонавтика і астрономія», №11 1986 м. А. А. Токовінін «Орбітальні і оптичні телескопи».

14. Журнал «Космонавтика і астрономія», №7 1987 м. Ф. С. Ортенберг «Методи інфрачервоного зондування Землі з космосу».