<< Титульный лист | Оглавление | 2. Ультрафиолетовая и оптическая ... >>
1. Необходимость внеатмосферных наблюдений
Астрономы, начиная с XVIII века, понимали желательность выноса телескопов за пределы воздушного океана - земной атмосферы. "Хорошие астрономы после смерти попадают на Луну", - говорил известный американский астроном Саймон Ньюком (1835-1909), имея в виду отсутствие у Луны атмосферы. Килограмм воздуха над каждым квадратным сантиметром земной поверхности существенно ограничивает возможности наземной телескопической астрономии. Это связано с двумя обстоятельствами - с непрозрачностью нашей атмосферы во многих спектральных диапазонах и с ее турбулентностью, которая снижает качество изображений даже в тех диапазонах, где атмосфера прозрачна.
Земная атмосфера полностью поглощает все коротковолновое излучение с длиной волны меньше 300 нм (3000 в старой системе единиц). Сюда относится ультрафиолетовое (УФ), рентгеновское и гамма-излучение. До поверхности Земли не доходят и заряженные частицы (электроны и протоны) солнечных и галактических космических лучей.
Ультрафиолетовое излучение с длинами волн от 200 до 300 нм поглощается слоем
озона (О3) на высотах 25-60 км. Более коротковолновое
излучение(
< 100 нм), вплоть до
мягкого рентгеновского, поглощается молекулами О, N2 и атомами О,
N на больших высотах (100-200 км). Рентгеновское излучение в мягком
диапазоне (3-30 нм) поглощается на высотах около 100-150 км, а жесткое
рентгеновское излучение и гамма-лучи достигают высот порядка 40 км, что
делает возможным их наблюдение с баллонное на высотах 35-45 км. Поглощенное
излучение идет на диссоциацию молекул, на ионизацию молекул и атомов.
Солнечное УФ излучение нагревает верхнюю атмосферу Земли до температуры
около 1000 К на высотах больших 100-150 км.
В инфракрасном (ИК) и субмиллиметровом диапазонах (2 мкм - 1мм) атмосфера частично, в отдельных сравнительно узких окнах, прозрачна вплоть до земной поверхности. Основные "окна прозрачности" атмосферы следующие: 2,2; 3,8; 5,0; 8,6; 11 и 20 мкм. Поглощение в этом интервале длин волн определяется молекулами водяного пара (Н2О), углекислого газа (СО2) и озона (О3). Давление насыщенного водяного пара быстро падает с понижением температуры, поэтому в верхних слоях атмосферы вода вымерзает (температура воздуха уменьшается с градиентом 8o/км), и уже на высотах 8-12 км содержание пара становится исчезающе малым. Это позволяет эффективно наблюдать астрономические объекты с таких "самолетных" высот. С этой целью строят самолеты-обсерватории (США, Франция) с большими (до 3-х метров диаметром) телескопами на борту, оснащенные высокоточной системой наведения и стабилизации вплоть до долей угловой секунды. В основном эти обсерватории наблюдают в ИК и субмиллиметровом диапазонах, хотя могут достаточно эффективно работать и в видимой области спектра.
Однако и в этом случае остается поглощение молекулами углекислого газа и озона, простирающимися на большие высоты, а также мешающее влияние собственного теплового излучения слоев атмосферы, лежащих выше 10 км. Этот тепловой фон весьма значителен. Именно он затрудняет исследования слабых протяженных объектов: туманностей, газо-пылевых облаков, галактик, реликтового космологического излучения.
Вынос телескопов за пределы атмосферы помогает и в борьбе с турбулентностью, вызванной потоками теплого воздуха вверх от нагретой поверхности Земли. Постоянное движение неоднородных по температуре (а значит, и по оптической плотности) кусочков атмосферы приводит к дрожанию изображений звезд, хорошо заметному даже невооруженным глазом - звезды мерцают. В небольшой любительский телескоп это прекрасно видно, особенно летним жарким вечером, когда поверхность Земли еще не остыла. Даже в горах, где воздух более разрежен и где никогда не бывает сильной жары, кружок рассеяния (видимый диаметр звезды) редко бывает меньше 1".
А ведь теоретическая разрешающая способность больших телескопов в сотни раз лучше. У идеально изготовленного объектива или зеркала она ограничивается лишь дифракцией света и равна
где D - диаметр объектива, - длина
волны излучения, 
-
минимальный угол, под которым ещ можно различить по отдельности два
точечных источника примерно равной яркости. В визуальном диапазоне
(=550 нм) для телескопа диаметром 1
метр это дает
,
а для 10-метрового гиганта - даже 0,01". Поэтому вынос крупного телескопа за
пределы атмосферы в десятки раз повышает четкость его изображения и в сотни
раз - его чувствительность при регистрации слабых звезд.
На Земле имеется всего несколько мест с прекрасным астроклиматом, где сегодня и строятся все современные оптические и инфракрасные телескопы с диаметром зеркал 4-10 метров. Это тихоокеанское побережье Чили и вершины гор на Гавайских островах, где диаметр изображений звезд бывает 0.5". У нас, в бывшем Советском Союзе, также есть отличные места в Средней Азии - горы Майданак в Узбекистане и Санглок в Таджикистане. Дожди там идут один раз в 5-7 лет, а ясных ночей в году около 350. При этом в половине ночей размер звезд меньше 0.7" . Но, конечно, до космических условий еще очень далеко.
Вынос телескопа в космос позволяет измерять и угловые координаты звезд с точностью в сотые и тысячные доли угловой секунды. Такие измерения чрезвычайно важны для астрометрии и геодезии. Впрочем, не следует забывать, что космические телескопы обходятся раз в 100 дороже аналогичных наземных. Например, космический оптический телескоп с диаметром зеркала 3 м стоит несколько миллиардов долларов. Не всем странам это "по карману". Впрочем, рентгеновское и гамма излучение можно наблюдать только из космоса. Для этого можно использовать сравнительно недорогие приборы, доступные даже не самым богатым странам.
Появление внеатмосферных обсерваторий привело к тому, что астрономия стала всеволновой. Появились такие ее разделы как УФ-, ИК-, субмиллиметровая-, рентгеновская- и гамма-астрономия. Впрочем, и радиоастрономия также может ожидать существенных результатов при выведении больших антенн в космос. Главное преимущество таких наблюдений - почти ничем не ограниченное расстояние между антеннами, что позволяет увеличивать угловое разрешение радиотелескопа. При удалении между наземной антенной и второй антенной, вынесенной за пределы Земли на расстояние 100 000 км, на длине волны 1см угловое разрешение такого радиоинтерферометра составит 0,00002" ! Подробнее об этом смотри ниже.
Внеатмосферная астрономия не ограничивается изучением "далекого космоса": телескопы на околоземной орбите сделали возможным ежедневный детальный мониторинг Солнца и позволили исследовать атмосферы планет. Сегодня астрономия тел Солнечной системы уже немыслима без космических зондов, осуществляющих пролеты, орбитальные исследования, и даже посадку на планеты, их спутники, астероиды и кометы. Кроме Плутона-Харона уже все планеты интенсивно исследовались или исследуются космическими аппаратами. А на Луне в 1969-71 гг. работало 6 экспедиций астронавтов по программе "Аполлон" (США). Детальнее об этом см. в разделе "Солнечная система".
<< Титульный лист | Оглавление | 2. Ультрафиолетовая и оптическая ... >>
|
Публикации с ключевыми словами:
внеатмосферная астрономия - рентгеновская астрономия - инфракрасная астрономия - космические обсерватории
Публикации со словами: внеатмосферная астрономия - рентгеновская астрономия - инфракрасная астрономия - космические обсерватории | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
