Астрономические инструменты и приборы

АСТРОНОМИЧЕСКИЕ ИНСТРУМЕНТЫ И ПРИБОРЫ, аппаратура для выполнения астрономических наблюдений и их обработки. Основной инструмент для астрономических наблюдений - телескоп. Он выделяет направление на исследуемый объект и строит его изображение. В зависимости от используемого объектива, телескопы делятся на линзовые (рефракторы), зеркальные (рефлекторы) и зеркально-линзовые телескопы.

Основные характеристики телескопа - это разрешающая способность, собирающая площадь и поле зрения. Теоретическая разрешающая способность телескопа (способность разрешать мелкие детали изображения) обусловлена волновой природой света и определяется отношением длины волны электромагнитного излучения к диаметру объектива. Для крупнейших оптических телескопов, например для 6-метрового телескопа РАН на Северном Кавказе, теоретическая разрешающая способность составляет сотые доли угловой секунды. Однако из-за искажающего влияния атмосферной турбулентности такая разрешающая способность, как правило, не достигается, и изображение звезды в крупный телескоп, полученное обычным методом с большой экспозицией, имеет ложный диск диаметром порядка угловой секунды и более.

Современные крупные телескопы - это рефлекторы с главным зеркалом диаметром 8—10 метров. Главное зеркало сравнительно тонкое (толщиной всего около 20 см) и изготавливается из кристаллического стекла (ситалла) с очень малым коэффициент теплового расширения. Зеркало помещается в оправу, содержащую несколько сотен разгрузочных активных опор. Специальные компьютерные системы, используя одну из звёзд поля зрения как стандартную, в реальном времени изменяют фигуру главного зеркала, что позволяет частично компенсировать атмосферные искажения принимаемого волнового фронта и добиваться разрешающей способности в десятые доли угловой секунды. Это так называемая активная оптика телескопа. В последние годы всё большее распространение получают адаптивные системы построения изображения в телескопе, которые позволяют почти полностью компенсировать атмосферные помехи и достигать (по крайней мере, в ближнем инфракрасном диапазоне) теоретической разрешающей способности крупного телескопа. Особенно важно и даже необходимо применение адаптивных систем в планируемых гигантских наземных оптических телескопах с эффективным диаметром главного зеркала в 30 м и даже 100 метров. Такие зеркала будут уже не сплошными, а составными, состоящими из сотен сравнительно небольших зеркал, свет от которых собирается в общем фокусе с помощью лазерных систем контроля и компьютерных систем слежения. Составные главного зеркала используются в уже работающих 10-метровых телескопах обсерватории имени У. М. Кека (США). Если снимать изображение объекта с очень короткой экспозицией на крупном телескопе и затем применять специальные методы обработки изображения, то можно для ярких объектов также достичь теоретической разрешающей способности порядка сотой доли угловой секунды (метод спекл-интерферометрии).

Собирающая площадь современных крупных телескопов в миллионы раз больше площади зрачка человеческого глаза, а современные приборы зарядовой связи (ПЗС- приёмники) регистрируют до 90% падающего излучения. Поэтому крупным телескопам доступны для исследования звёзды до 26-28-й звёздной величины, что в сотни миллионов и миллиарды раз слабее звёзд, доступных наблюдению невооружённым глазом.

Поле зрения крупного телескопа обычно составляет десятки угловых минут. Применение специальных линзовых корректоров, устанавливаемых вблизи фокальной плоскости объектива, позволяет увеличить поле зрения до 1-2°. Ограничивается поле зрения телескопа различными внеосевыми аберрациями — комой, астигматизмом, кривизной поля. Современные крупные телескопы чаще всего устанавливаются на азимутальной вилочной монтировке, а компенсация суточного движения небесной сферы и вращения поля зрения телескопа осуществляются специальными автоматизированными компьютерными системами.

Для солнечных исследований применяются горизонтальные или вертикальные солнечные телескопы, которые располагаются неподвижно, а компенсация суточного движения Солнца осуществляется с помощью специальной подвижной системы зеркал - целостата. Для устранения искажающего действия турбулентных потоков воздуха в трубе телескопа используются вакуумные солнечные телескопы, у которых в трубе создаётся значительное разрежение воздуха.

В радиоастрономических исследованиях применяются радиотелескопы с антеннами диаметром в десятки и сотни метров, а также интерферометры, состоящие из десятков и сотен 10-20-метровых антенн, синхронно наводящихся на исследуемый объект (смотри Апертурный синтез). У некоторых радиотелескопов, например у 300-метрового радиотелескопа в Аресибо (Пуэрто-Рико) и у 600-метрового радиотелескопа РАТАН-600 (Северный Кавказ), для наведения на объекты используется суточное вращение Земли. Широко применяется и радиоастрономический метод межконтинентальной радио-интерферометрии, когда изображение одного и того же объекта записывается на разных радиотелескопах, разнесённых на расстояния порядка диаметра земного шара (около 12 тысяч км). Затем эти изображения анализируются в одном центре (корреляторе) с использованием систем синхронизации на базе атомных стандартов частоты. Таким методом достигается угловое разрешение вплоть до 10^-4 угловой секунды.

С поверхности Земли удаётся наблюдать также инфракрасное излучение небесных тел (в так называемых окнах прозрачности земной атмосферы) и жёсткое гамма-излучение с использованием явления широких атмосферных ливней, при которых приход гамма-кванта высокой энергии в земную атмосферу порождает каскадное рождение и распространение элементарных частиц.

Поскольку земная атмосфера прозрачна лишь в видимом и ближнем инфракрасном диапазоне длин волн, для астрономических исследований в ультрафиолетовом, рентгеновском и гамма-диапазоне используют внеатмосферные телескопы, установленные на космических аппаратах. Космические телескопы работают также в видимом и инфракрасном диапазонах, поскольку устраняется искажающее действие земной атмосферы. С 1990 года на орбите вокруг Земли работает космический телескоп имени Э. Хаббла с диаметром зеркала 2,4 м. С помощью этого телескопа получены многочисленные высококачественные снимки галактик, звёзд, областей звездообразования и тому подобное. С помощью телескопа, установленного на астрометрическом спутнике «Гиппаркос», измерены координаты, параллаксы и собственные движения сотни тысяч звёзд с погрешностью 0,002 угловой секунды.

Рентгеновские и гамма-наблюдения небесных тел позволяют изучать процессы в космическом пространстве, связанные с гигантским выделением энергии, - аккрецию вещества в двойных системах на нейтронные звёзды и чёрные дыры, взаимодействие космических лучей с газом Галактики, космические гамма-всплески и тому подобное. Для рентгеновских и гамма-наблюдений применяют специальные телескопы, в которых изображение объекта строится либо с помощью системы «кодированная маска плюс координатно-чувствительный детектор» (в жёстком гамма-диапазоне), либо зеркал косого падения (в мягком рентгеновском диапазоне). Кроме того, для измерения потока в рентгеновских лучах пользуются газовыми пропорциональными счётчиками. Применение столь специфичной аппаратуры связано с тем, что рентгеновские и гамма-лучи не преломляются и не отражаются в обычных условиях. Для получения спектров рентгеновского и гамма-излучения используется явление дифракции излучения на атомах в узлах кристаллических решёток некоторых кристаллов.

Нейтринные телескопы и детекторы расположены глубоко под землёй для устранения влияния фонового излучения космических частиц. В качестве рабочих тел используются вещества с относительно большой вероятностью захвата нейтрино (хлор, галлий и др.). В результате взаимодействия этих веществ с нейтрино образуются радиоактивные изотопы атомов, которые в дальнейшем можно зарегистрировать физико-химическими методами. Применяются также нейтринные телескопы, работа которых основана на регистрации черенковского излучения, возникающего при рассеянии нейтрино на электронах. Поскольку вероятность взаимодействия нейтрино с веществом чрезвычайно мала (нейтрино свободно выходят даже из центра Солнца), для регистрации космической нейтрино используют большие массы (десятки и сотни тонн) рабочего вещества и длительные времена накопления (несколько месяцев).

В начале 21 века введён в строй гравитационно-волновой телескоп LIGO (США). Из-за чрезвычайной слабости гравитационного взаимодействия создание телескопа для приёма гравитационных волн представляет собой сложную и дорогостоящую задачу.

Помимо телескопов, в астрономии широко применяются различные приёмники излучения, устанавливаемые в фокусе телескопа. В видимом и ультрафиолетовом диапазонах - это фотоумножители и ПЗС-матрицы. В инфракрасном диапазоне - охлаждаемые ПЗС-матрицы на базе антимонида индия, а также болометры, глубоко охлаждаемые жидким гелием.

В радиодиапазоне в качестве высокочувствительных приёмных устройств применяют различные радиометры, для радиоспектроскопии - специальные многоканальные приёмники излучения в различных радиолиниях и непрерывном спектре. Для исследования линейной и круговой поляризации радиоволн используют радиополяриметры.

Для спектроскопии небесных тел в ультрафиолетовом, видимом и инфракрасном диапазонах спектра широко применяются различные астроспектрографы. Измерения блеска небесных светил проводятся с помощью электрофотометров (смотри Астрофотометр), одноканальных и многоканальных, на базе нескольких фотоумножителей или с использованием ПЗС-матрицы. Поляризация излучения небесных тел изучается с помощью специальных приборов - поляриметров, в том числе спектрополяриметров, позволяющих исследовать распределение степени поляризации излучения по спектру объекта.

Для измерения магнитных полей небесных тел служат солнечные и звёздные магнитографы, с помощью которых изучается распределение степени поляризации по профилю линии с большим фактором Ланде, уширенному за счёт действия эффекта Зеемана.

Лит.: Современные телескопы / Под редакцией Дж. Бербиджа, А. Хьюит. М., 1984; Эклз М., Сим Э., Триттон К. Детекторы слабого излучения в астрономии. М., 1986; Попов Г. М. Современная астрономическая оптика. М., 1988; Уокер Г. Астрономические наблюдения. М., 1990.