Что такое всеволновая астрономия достижения

Презентация по астрономии на тему «Всеволновая астрономия» (10 класс)

Описание презентации по отдельным слайдам:

Телескопы Галилея (Музей истории науки, Флоренция). Два телескопа укреплены на музейной подставке. В центре разбитый объектив виньетки от первого телескопа Галилея.

Телескопы – рефракторы: Часть трубы телескопа, направленная на объект – это ОБЪЕКТИВ; Та часть, куда мы смотрим (прикладываем око) называется ОКУЛЯР.

Один из крупнейших современных телескопов – рефлектор БТА на Северном Кавказе.

Строительство телескопа завершился в 2018 году. Телескоп будет установлен на вершине горы Мауна-Кеа.

Космический телескоп «Хаббл»

HERSCHEL (ESA): Зеркало 3.5 м. На аппарате «Гершель» установлен крупнейший и самый мощный инфракрасный телескоп, который когда-либо отправляли в космос, что позволит ему измерить длинноволновую радиацию, исходящую от самых холодных и далеких объектов Вселенной. Космический ИК и оптический телескоп (2009)

Электромагнитный спектр Оптика  1 октава Радио  15 октав

Наземные и космические радиотелескопы РАТАН 600 Радиотелескоп в Аресибо

Солнечные протуберанцы в рентгене

. Часть вещества при аккреции может выбрасываться в виде струй (джетов) вдоль оси вращающегося диска.

Рентгеновская обсерватория «Чандра»

если бы можно было видеть гамма-лучи, энергия которых более чем в миллион раз больше энергии квантов видимого света, то Луна казалась бы ярче Солнца! Этот поразительный факт демонстрирует изображение Луны, полученное гамма-телескопом. Луна ярче, чем Солнце!

Кассиопея А. Гамма-излучение отмечено розовым, рентгеновское — голубым и зеленым, видимое — желтым, инфракрасное — красным, радиоизлучение — оранжевым. (Иллюстрация НАСА / DOE / Fermi)

Основным инструментом астронома, чтобы он ни изучал на небе, является телескоп. И хотя принцип действия всех телескопов общий, для каждой области астрономии разработаны свои модификации Инструментов. Они позволяют изучать небесные тела в любом диапазоне волн шкалы электромагнитного спектра. Информация фиксируется при помощи ПЗС-матриц.

Ищем педагогов в команду «Инфоурок»

Номер материала: ДБ-754704

Не нашли то что искали?

Вам будут интересны эти курсы:

Оставьте свой комментарий

Авторизуйтесь, чтобы задавать вопросы.

В МГУ заработала университетская квантовая сеть

Время чтения: 1 минута

ЕГЭ в 2022 году пройдет в доковидном формате

Время чтения: 1 минута

Онлайн-конференция о профориентации и перспективах рынка труда

Время чтения: 3 минуты

Учителям предлагают 1,5 миллиона рублей за переезд в Златоуст

Время чтения: 1 минута

В России утвердили новый порядок формирования федерального перечня учебников

Время чтения: 1 минута

Путин поручил не считать выплаты за классное руководство в средней зарплате

Время чтения: 1 минута

Подарочные сертификаты

Ответственность за разрешение любых спорных моментов, касающихся самих материалов и их содержания, берут на себя пользователи, разместившие материал на сайте. Однако администрация сайта готова оказать всяческую поддержку в решении любых вопросов, связанных с работой и содержанием сайта. Если Вы заметили, что на данном сайте незаконно используются материалы, сообщите об этом администрации сайта через форму обратной связи.

Все материалы, размещенные на сайте, созданы авторами сайта либо размещены пользователями сайта и представлены на сайте исключительно для ознакомления. Авторские права на материалы принадлежат их законным авторам. Частичное или полное копирование материалов сайта без письменного разрешения администрации сайта запрещено! Мнение администрации может не совпадать с точкой зрения авторов.

Источник

Что такое всеволновая астрономия достижения

Государственный технический университет, Санкт-Петербург

Современная астрономия всеволновая, она основывается на регистрации излучения во всех диапазонах спектра. Появились новые направления: радио-, рентгеновская и гамма-астрономия, астрономия фотонов сверхвысокой энергии, нейтринная и гравитационная астрономия. Астрономия открыла новые небесные объекты, свойства которых необычны с точки зрения традиционной лабораторной физики: это компактные звезды, нейтронные звезды, черные дыры, квазары.

Введение

Под астрономией понимают науку о небесных объектах. Однако часто используют и термин астрофизика.

Самый существенный вопрос для астрофизики, каким образом возможно получить информацию о небесных объектах. В настоящее время известны четыре канала получения информации.

Электромагнитное излучение: гамма-лучи, рентгеновские лучи, ультрафиолетовое, видимое, инфракрасное и радио-излучения.

Космические лучи, которые достигают окрестности Земли и могут взаимодействовать с ее атмосферой. Первичный состав космических лучей включает высокоэнергичные электроны, протоны и тяжелые ядра, а также нестабильные нейтроны и мезоны. В первичный состав космических лучей входят также антипротоны и позитроны, то есть антиматерия. Но значительная часть из них образуется в результате взаимодействия протонов и ядер с межзвездным и межпланетным веществом, а также с атмосферами звезд и планет.

Гравитационные волны, которые возникают при взрывах массивных звезд и могут дать информацию о движениях массивных небесных тел. Хотя гравитационные волны и не были детектированы напрямую, существует много наблюдательных данных, которые подтверждают их существование.

Следует обратить внимание на разницу между скоплениями звезд, образующими галактики, и скоплениями галактик. Расстояние между членами звездного скопления огромны по сравнению с размерами звезд. Расстояния между членами скопления галактик всего лишь в несколько раз больше, чем размеры галактик.

Скопления галактик обнаруживают одну замечательную особенность: для многих из них масса, определенная по скоростям собственного движения галактик в скоплении, оказывается заметно больше массы, определенной по общей светимости галактик. Первый способ нахождения массы основан на предположении, что скопления представляют собой стационарные гравитационно-связанные системы. Полная механическая энергия каждой такой системы должна быть отрицательной, причем кинетическая энергия должна составлять (в среднем по времени) половину модуля гравитационной потенциальной энергии, то есть

Это соотношение представляет собой так называемую вириальную теорему классической механики. Она получается как прямое следствие уравнений движения при общей стационарности системы. Например, для частицы массы m, обращающейся по стационарной круговой орбите вокруг центральной массы , скорость движения определяется из условия равенства (по модулю) центробежной и гравитационной сил (см. рис. 1):

где — радиус орбиты.

Легко провести доказательство и для любой системы произвольного числа частиц.

Если размер скопления и дисперсия скоростей галактик известны, то из (2) следует оценка массы скопления:

Определенную таким способом массу называют вириальной.

Другой способ определения массы состоит в том, что полную наблюдаемую светимость скопления умножают на принимаемое за стандартное отношение масса/светимость, найденное независимо для отдельных галактик. Это последнее отношение различно для галактик различных типов, но если известно, что в данном скоплении преобладают галактики какого-то определенного типа, то суммарную массу этих галактик можно таким способом действительно оценить. И вот оказывается, что суммарная масса галактик почти всегда меньше вириальной массы скопления:

Это обстоятельство (его называют вириальным парадоксом) было установлено Цвикки еще в 30-е годы. Результаты новых детальных исследований, выполненных в последние годы, подтверждают этот парадокс.

С учетом скрытых масс эта величина возрастает примерно втрое.

Другим ее фундаментальным свойством является нестационарность. Наблюдения показывают, что галактики и скопления галактик, разделенные расстояниями, превосходящими размер ячейки неоднородности, удаляются друг от друга. Этот факт был установлен благодаря измерению лучевых скоростей галактик.

Первое успешное определение лучевой скорости галактики по наблюдению доплеровского смещения ее спектральных линий было выполнено в 1912 году Слайфером в обсерватории Ловелла. Он нашел, что одна из галактик в созвездии Андромеды приближается к Земле со скоростью порядка 200 км/с. Это удивительный результат, если вспомнить, что большинство звезд движется со скоростями не более 50 км/с. Изучая спектры других галактик, Слайфер нашел, что для большинства из них характерно красное смещение линий, то есть в отличие от галактики в Андромеде эти галактики удаляются, а не приближаются. Смещение спектральных линий снова давало большие скорости. К 1914 году Слайфер измерил спектры 13 галактик; все они, за исключением двух, удалялись со скоростями около 300 км/с.

Такие скорости намного превосходили самые большие скорости, когда-либо измеренные в астрономии. Однако самое удивительное было впереди. К 1917 году были зарегистрированы скорости в 600 км/с, но даже этот результат был вскоре превзойден.

Значение результатов Слайфера прояснилось в дальнейшем благодаря важному открытию Хаббла, который показал, что скорости удаления галактик отнюдь не случайны. Исходя из измеренных им расстояний до спиральных галактик, Хаббл в 1929 году установил, что вплоть до расстояний в 6 млн. световых лет скорости галактик пропорциональны расстояниям до них:

В настоящее время наиболее вероятным считается значение

Величина, обратная постоянной Хаббла, может рассматриваться как возраст нашей Метагалактики:

Величина не зависит от направления, а это означает, что Метагалактика не только однородна, но и изотропна.

Данные о распределении и движении галактик были до недавнего времени единственным источником сведений о Метагалактике. В 1965 году было открыто существование электромагнитного излучения, однородно заполняющего Метагалактику и приходящего равномерно со всех сторон. Измерения его интенсивности в диапазоне длин волн от 20 до 0,3 см показали, что это излучение равновесно, то есть имеет планковский спектр с температурой = 2,7 K. В этой области длин волн изотропия этого излучения установлена с точностью до десятой доли процента, что значительно превышает точность, с которой установлена изотропия постоянной Хаббла (

Подставляя в (10) выражение для массы

а вместо скорости , находим

Итак, критическое значение средней плотности в Метагалактике зависит от постоянной Хаббла . При значении постоянной = 75 (км/с)/Мпк получаем:

Природа невидимой (скрытой) массы (материи)

Аксион

В обычных звездах типа Солнца нейтрино рождаются в ядерных реакциях, обеспечивающих наблюдаемую светимость звезд. При взрывах сверхновых звезд и звездных гравитационных коллапсах температура в центре звезды поднимается настолько, что рождаются позитроны и даже -мезоны (пионы) и мюоны, которые образуют нейтрино в реакциях

Нейтронные звезды

Черная дыра

Гравитационный радиус чрезвычайно мал даже для больших масс (например, для Солнца, имеющего массу 2 г, = 3 км).

Поле тяготения черной дыры описывается теорией тяготения Эйнштейна. Согласно этой теории, вблизи черной дыры геометрические свойства пространства описываются неэвклидовой (римановой) геометрией, а время течет медленнее, чем вдали, вне сильного поля тяготения.

По современным представлениям, массивные звезды (с массой в несколько масс Солнца и больше), заканчивая свою эволюцию, могут в конце концов сжаться (сколлапсировать) и превратиться в черную дыру.

Основные методы поиска «скрытой массы»

Если «скрытая масса» состоит из компактных звездных объектов (MACHOS, см. табл. 1), то они могут быть обнаружены по эффекту гравитационной фокусировки, то есть будут действовать как гравитационные линзы, отклоняя и усиливая свет далеких звезд или галактик.

Таблица 1. Возможные обладатели «скрытой» массы

Гравитационная линза

Солнце, двигаясь относительно разреженного межзвездного газа, фокусирует своим тяготением поток газа, собирая его вдоль луча, направленного в сторону, противоположную движению Солнца (рис. 1). Уплотнение потока газа вдоль луча фокусировки непосредственно наблюдается по его излучению в линии гелия ( = 584 нм) с помощью приборов, установленных на космических аппаратах.

При прохождении света вблизи гравитирующего тела его траектория искривляется, свет притягивается к телу (рис. 2).

Рис. 2. Фокусировка массивным космическим телом C (Солнцем или звездой) набегающего потока частиц.

Для обычных тел угол отклонения мал () и выражается формулой

где — прицельный параметр, — масса тяготеющего тела. Как видно из рис. 3, лучи, вышедшие из светящейся точки И, огибают тело С и достигают наблюдателя Н. Если источник света протяженный, то наблюдатель увидит два сильно астигматичных изображения объекта. Тело С, которое своим тяготением искривляет поток лучей, получило название гравитационной линзы. Если гравитирующая масса линзы С не сосредоточена в центре объекта, а распределена по некоторому объему и лучи света могут свободно проходить через эту массу (такой случай реализуется для большей части объема галактик или скопления галактик), то траектории лучей будут более сложными. Как правило, наблюдатель сможет увидеть три изображения светящегося объекта (третий луч может проходить через центральную часть гравитационной линзы, почти не отклоняясь от своего пути).

Рис. 3. Схематическое изображение гравитационной линзы. Массивное тело C, расположенное между источником излучения И и наблюдателем Н, искривляет лучи, и наблюдатель видит два изображения А и В источника.

Гравитационная фокусировка света своеобразно проявляется при его распространении в пространстве, заполненном прозрачной тяготеющей материей.

Тяготение материи, находящейся в конусе лучей, искривляет их, как схематически показано на рис. 4.

Рис. 4. Эффект увеличения видимых угловых размеров a источника излучения И И с ростом космологического расстояния до наблюдателя Н.

Чем дальше объект, тем большая масса содержится в конусе лучей, тем сильнее отклонение. Это приводит к тому, что, начиная с некоторого расстояния во Вселенной, более далекий объект имеет уже не меньшие угловые размеры, а большие, чем такой же объект, расположенный ближе.

Программа EROS

Известно, что кривые вращения, наблюдаемые у спиральных галактик, показывают, что у таких галактик должно быть гало из темного вещества. Считается, что масса гало должна быть в десять раз больше, чем масса видимых частей галактик. Природа темного вещества доподлинно не известна. Это могут быть взаимодействующие элементарные частицы или темные астрономические объекты типа коричневых карликов и черных дыр. Идентификация природы гало оказала бы сильное влияние на космологию и на теорию образования галактик.

Пачинский предполагал, что темные астрономические объекты в нашем Гало могут быть обнаружены при наблюдениях блеска отдельных звезд в Большом Магеллановом облаке (БМО). Все дело в гравитационном отклонении света: если массивный объект гало пройдет рядом с лучом зрения, направленным на звезду БМО, количество света, получаемого наблюдателем от этой звезды, увеличится. Увеличение является функцией от параметра удара, то есть минимального расстояния между лучом зрения и массивным дефлектором, при котором отклонение еще не происходит. Выражая увеличение через нормальный параметр удара

Поскольку наблюдатель, звезда и дефлектор находятся в относительном движении, то длительность увеличения порядка , где — относительная поперечная скорость дефлектора. При линзировании звезд в БМО объектами нашего гало эта относительная скорость приблизительно равна 200 км/с и наиболее вероятное время линзирования примерно составляет

(когда говорится «время линзирования», имеется в виду то время, в течение которого увеличение составляет более чем 0,3 звездной величины). Так как пропорционально , то количество случаев микролинзирования, фиксируемых за время наблюдения, обратно пропорционально . И чтобы наблюдать один случай с характерным временем , произведение количества наблюдаемых звезд и времени наблюдения должно быть порядка 10 6 .

Источник

Как изучают Вселенную

Всеволновая астрономия

Большинство астрономических объектов невозможно «пощупать», так как небесные тела удалены от нас на гигантские расстояния. Некоторые эксперименты возможны лишь над нашими ближайшими соседями по космосу: кометами, астероидами, планетами и их спутниками, да и то лишь с середины ХХ в. — начала космической эры. Поэтому основная часть астрономических объектов изучается по излучению, которое от них приходит, — это основной источник информации об удаленных небесных телах.

Луч света, пропущенный через призму, разделяется на яркую полоску (спектр), окрашенную в те же цвета, что и радуга. В быту мы привыкли говорить, что их семь, но с точки зрения физики это условность, так как цвет определяется длиной волны — величиной непрерывной, а следовательно, имеющей бесчисленное множество значений, между которыми нельзя провести никаких естественных границ.

Как правило, в излучении звезд и других космических объектов встречаются лучи всех цветов. Но количество энергии, излучаемой звездой, на разных длинах волн неодинаково. Так, в излучении Солнца больше всего энергии приходится на лучи желто-зеленого цвета. График зависимости интенсивности излучения от длины волны называется спектром излучения, а метод определения свойств источника по спектру его излучения — спектральным анализом.

Спектры различных источников не похожи друг на друга. Спектр излучения разреженного газа представляет собой ряд отдельных узких пиков (в зависимости от толщины их называют спектральными линиями или полосами), а спектр излучения твердого нагретого вещества напоминает горб: энергия излучается в широком диапазоне, но на некоторые длины волн ее приходится больше, чем на другие. Положение «горба», т. е. длина волны, соответствующая излучению максимальной интенсивности, зависит от температуры тела. Такой спектр, в котором присутствует излучение всех длин волн, называется непрерывным.

До начала XX в. основным «поставщиком» сведений о звездах, планетах, кометах и т. п. было видимое излучение небесных тел в диапазоне электромагнитных длин волн от 0,00039 до 0,00076 мм (в астрономии принято использовать внесистемные единицы измерения: нанометры (1 нм = 10 –9 м) или ангстремы (1А = 10 –10 м)). Видимое излучение — это лишь узкая полоска электромагнитного спектра, а гораздо более обширные области спектра, недоступные человеческому глазу, можно зарегистрировать только с помощью специального оборудования.

Изобретение фотографии, а затем различных фотоэлектрических приемников излучения, использование радиоприемников с большими антеннами для измерения космического радиоизлучения и, наконец, вынос приборов за пределы земной атмосферы необычайно расширили возможности астрономических наблюдений. Во второй половине XX в. астрономия уже могла извлекать информацию практически из любого диапазона спектра электромагнитного излучения — от длинных радиоволн до коротковолновых гамма-лучей. На сегодняшний день существует инфракрасная, радио-, рентгеновская, гамма-, наземная и внеатмосферная астрономия.

Атмосфера Земли поглощает часть излучения, особенно сильно — коротковолновое, т. е. ультрафиолетовое, рентгеновское и гамма-излучение. Эта область спектра, за исключением близкого ультрафиолета (310–390 нм), доступна для наблюдений только с высотных ракет и космических аппаратов.

В сторону длинных волн от видимой области спектра расположены область инфракрасного (ИК) излучения и радиоволны. Большая часть ИК-излучения, начиная примерно с длины волны 1 мкм, поглощается молекулами воздуха, главным образом водяного пара и углекислого газа. С Земли можно наблюдать излучение только в некоторых, довольно узких «окнах» видимости между полосами молекулярного поглощения. Остальные участки ИК-спектра доступны для наблюдений со сравнительно небольших высот и могут изучаться с аэростатов и шаров-зондов, а также на некоторых высокогорных обсерваториях.

Второе «окно прозрачности» атмосферы — это радиодиапазон. Воздушная оболочка Земли пропускает радиоволны в диапазоне примерно от 1 см до 20 м. Волны короче 1 см, за исключением узких областей около 1, 4, 5 и 8 мм, полностью поглощаются нижними слоями земной атмосферы, а волны длиннее нескольких десятков метров отражаются и поглощаются самыми верхними ее слоями — ионосферой.

Совокупность наземных и внеатмосферных методов наблюдения с использованием различных типов приемников излучения позволяет принимать излучение космических объектов во всех диапазонах спектра электромагнитных волн. Это дает основание считать современную астрономию всеволновой.

Источник информации — видимый свет

Луч света, пропущенный через призму, разделяется на яркую полоску (спектр), окрашенную в те же цвета, что и радуга.

Как правило, в излучении звезд и других космических объектов встречаются лучи всех цветов. Но количество энергии, излучаемой звездой, на разных длинах волн неодинаково. Так, в излучении Солнца больше всего энергии приходится на лучи желто- зеленого цвета. График зависимости интенсивности излучения от длины волны называется спектром излучения, а метод определения свойств источника по спектру его излучения — спектральным анализом.

Спектры различных источников не похожи друг на друга. Спектр излучения разреженного газа представляет собой ряд отдельных узких пиков (в зависимости от толщины их называют спектральными линиями или полосами), а спектр излучения твердого нагретого вещества напоминает горб: энергия излучается в широком диапазоне, но на некоторые длины волн ее приходится больше, чем на другие. Положение «горба», т. е. длина волны, соответствующая излучению максимальной интенсивности, зависит от температуры тела. Такой спектр, в котором присутствует излучение всех длин волн, называется непрерывным.

Три закона спектрального анализа были сформулированы в 1859 г. Густавом Робертом Кирхгофом (1824–1887).

Ученый пришел к выводу, что исследуя спектры различных химических элементов, можно определить положение их спектральных линий. Зная положение линий, можно найти их в спектре Солнца или другой звезды и тем самым выявить ее химический состав. Триумфом спектрального анализа стало обнаружение на Солнце неизвестного тогда химического элемента — гелия. И лишь потом он был найден на Земле.

Законы Кирхгофа позволяют выяснить, из каких элементов состоят наружные слои звезд. Информацию о доле каждого элемента в общей массе звездного вещества, температуре, и давлении, скорости движения газа в атмосфере звезды и ее магнитных полях помогает получить квантовая механика, в которой свет рассматривается не как волна, а как поток частиц — фото нов, энергия которых связана с длиной волны электромагнитного излучения. Согласно квантовой механике, спектральные линии возникают при переходе электрона с одного энергетического уровня атома на другой во время испускания или поглощения квантов света отдельными атомами. Эта наука позволяет объяснить наличие линий в спектрах звезд и туманностей, которые являются основным источником информации об астрономических объектах.

Смещение линий в спектре и величина этого смещения говорят о том, приближается к нам или удаляется звезда от нас и с какой скоростью. Периодическое смещение линий говорит о наличии спутника у звезды. Расщепление спектральных линий рассказывает о имеющемся у светила магнитном поле и о его величине. Форма и ширина спектральных линий несут в себе информацию о параметрах звездной атмосферы, вращении звезды, ее температуре, ускорении силы тяжести, давлении газа в звездной атмосфере, ее химическом составе. Яркие линии в спектре показывают, что звезда окружена расширяющейся оболочкой из горячего газа, а широкие полосы в спектре звезды свидетельствуют о наличии в ее атмосфере молекул: оксида титана, оксида ванадия, оксида циркония и т. д.

Триумфом спектрального анализа стало обнаружение на Солнце неизвестного тогда химического элемента — гелия. И лишь потом он был найден на Земле.

Инфракрасная и ультрафиолетовая Вселенная

Инфракрасное излучение занимает обширный участок спектра электромагнитных волн между радио волнами и красным светом: от 1 мм (1000 мкм) до 0,8 мкм. Для большей части инфракрасных лучей земная атмосфера непрозрачна, она пропускает лишь излучение в диапазоне 0,75–5 мкм. Главными поглотителями инфракрасного излучения служат водяной пар и углекислый газ. Наблюдения в ИК-лучах можно выполнять при помощи наземных телескопов, установленных высоко в горах, со стратостатов, высотных самолетов и телескопов, размещаемых на спутниках.

В качестве собирающих устройств в инфракрасных телескопах используются обычные вогнутые зеркала, как и при оптических наблюдениях. Однако требования к точности обработки отражающей поверхности здесь значительно ниже. Сложность проведения астрономических наблюдений в ИК-диапазоне заключается в том, что в нем помимо небесных тел излучают все предметы вообще, в том числе детали аппаратуры, «забивая» слабый сигнал от астрономического источника. Чтобы ослабить эти помехи, астрономическую аппаратуру охлаждают (жидкими азотом, гелием).

С помощью ИК-наблюдений определили, например, что температура поверхности Меркурия — порядка 500°С, а температуры атмосфер Юпитера и Сатур на — –140 °С и –160°С. Также было установлено, что в атмосферах планет-гигантов и на их спутниках присутствует водяной лед; было открыто собственное излучение Юпитера и Сатурна, связанное не только с нагревом солнечными лучами, но и с внутренними источниками тепла у этих планет.

Если длины волн инфракрасного излучения больше длин волн излучения видимого света, то ультрафиолетовая (УФ) часть спектра охватывает участок с более короткими длинами волн: от 0,3 до 0,01 мкм. Загар вызывается мягкими ультрафиолетовыми лучами, приходящими от Солнца, а коротковолновые (жесткие) УФ-лучи, губительные для всего живого, не проходят через земную атмосферу. УФ-излучение Солнца контролирует состояние ионизованных слоев атмосферы, отвечает за количество в ней озона, влияет на условия радиосвязи на Земле, особенно в полярных районах.

Исследование ультрафиолетового излучения небесных объектов началось с появлением астрофотографии, так как фото эмульсии чувствительны не только к видимому свету, но и к УФ-излучению. Однако для изучения жесткого (коротковолнового) излучения небесных тел понадобилось вынести приборы за пределы атмосферы. Также изучению жесткого ультрафиолетового излучения препятствует тот факт, что оно не может распространяться в межзвездной среде на большие расстояния, потому что его высокая ионизующая способность приводит к быстрой потере энергии и поглощению космических УФ-квантов газом, который для длинноволнового излучения совершенно прозрачен. Но поскольку основной межзвездный поглотитель — водород, который ионизуется УФ-излучением с длинами волн менее 912 А (0,0912 мкм), переизлучает поглощенную энергию в более длинноволновых диапазонах (в оптическом и в радиодиапазоне), то это позволяет узнать, где находятся далекие источники жестких ультрафиолетовых лучей, и измерить их мощность.

Оказалось также, что старые звезды в ядрах галактик (включая нашу Галактику) излучают гораздо больше ультрафиолетовых лучей, чем ожидалось. По-видимому, дело в том, что среди старых звезд также встречаются горячие объекты, излучающие в ультрафиолетовом диапазоне. Это звезды с очень низким содержанием металлов и белые карлики, уже прошедшие в своем развитии стадию красных гигантов. А наиболее высокую светимость в ультрафиолете (причем, как правило, быстропеременную) имеют активные ядра галактик и квазары.

Рентгеновская и гамма- астрономия

Рентгеновские лучи — это электромагнитные колебания с очень малой длиной волны и большой энергией квантов — от 1000 до десятков тысяч электронвольт (1 эВ = 1,6 ∙ 10 −19 Дж). У них очень высокая проникающая способность, однако, к счастью для человека, земная атмосфера поглощает практически все коротковолновое излучение, идущее из космоса.

Для регистрации космических рентгеновских лучей применялась фотопленка, похожая на ту, что используется в рентгеновских кабинетах, потом появились счетчики Гейгера; затем газовые счетчики и, наконец, специальные полупроводниковые устройства, способные не только улавливать рентгеновские кванты, но и определять их энергию. В настоящее время основную роль играют наблюдения со спутников. На их основе составлены каталоги, включающие тысячи космических источников рентгеновского излучения, сотни из которых отождествлены с оптическими объектами.

Среди рентгеновских источников немало галактических объектов: остатки сверхновых звезд, тесные двойные звездные системы, ядро Галактики. Но многие источники лежат за пределами нашей звездной системы: это другие галактики и ядра галактик с признаками высокой активности, квазары, разреженный горячий газ, заполняющий межгалактическое пространство в крупных скоплениях галактик.

Самый близкий к нам источник гамма-лучей — это Солнце. Солнечное гамма-излучение возникает при мощных вспышках.

Природа рентгеновских источников, связанных с тесными двойными системами, особенно интересна. В ней в рентгеновских лучах излучает вещество, перетекающее с одного компонента системы на другой. Это вещество в процессе перетекания приобретает огромную скорость — до нескольких десятков тысяч километров в секунду, сильно уплотняется, разогревается до температуры выше миллиона градусов и начинает излучать в рентгеновском диапазоне.

Электромагнитные волны, более короткие, чем рентгеновские, с длинами волн в стотысячные доли микрометра и даже меньше, называются гамма-лучами. В то время как лучи видимого света порождаются атомами, гамма-лучи в основном испускаются атомными ядрами. В полном соответствии с законами квантовой механики, гамма-лучи из-за очень малой длины волны, а следовательно, высокой энергии квантов, гораздо больше похожи по поведению на поток частиц. Земная атмосфера поглощает гамма-излучение, его наблюдения в основном проводят, располагая детекторы на баллонах, ракетах и космических аппаратах.

Источником гамма-излучения служат частицы сверхвысокой энергии — частицы очень горячего газа с температурой миллиарды градусов, а также заряженные частицы, разогнанные до невероятно больших скоростей в природных ускорителях. Фоновое гамма-излучение рождается в межзвездной среде, которая в основном сосредоточена в плоской составляющей нашей звездной системы — галактическом диске. Оно возникает при столкновении энергичных протонов космических лучей с атомами межзвездного газа. Доля фонового излучения, относящаяся к внегалактическим источникам, невелика. Помимо «размазанного» фона четко просматриваются дискретные источники гамма-лучей. Их обнаружено несколько десятков. Чаще всего они наблюдаются вблизи плоскости галактического экватора, что прямо говорит об их космической близости и принадлежности к нашей Галактике. Часть из них связаны с пульсарами.

Из самых далеких наблюдаемых гамма-источников можно отметить активные ядра галактик и квазары (например, галактика Маркарян 421, квазары ЗС 273 и ЗС 279). Но многие гамма-источники из-за низкой разрешающей способности современных гамма-телескопов пока не удалось отождествить ни с какими объектами.

Радиоастрономия

Радиоволны, как и видимый свет, представляют собой электромагнитные колебания с длиной волны значительно больше, чем у световых волн.

Радиоастрономы обычно работают в диапазоне длин волн от нескольких миллиметров до 15–20 м. Более длинноволновое, как и более коротковолновое, излучение не пропускает земная атмосфера, и для его приема необходимо выносить аппаратуру в космос.

Тепловыми космическими радиоисточниками являются тела Солнечной системы (Луна, планеты и их спутники), а также облака межзвездного газа, нагретого ультрафиолетовым излучением горячих звезд. Любое нагретое тело излучает электромагнитные волны. Чем выше температура тела, тем более коротковолновое излучение преобладает в его спектре. Для того чтобы спектр имел максимум в сантиметровом диапазоне радиоволн, температура источника должна быть всего 3 К (–270°С).

Синхротронное радиоизлучение порождается электронами, движущимися в магнитном поле с релятивистскими (т. е. близкими к скорости света) скоростями. Излучение релятивистской частицы, движущейся по винтовой линии вокруг силовой линии магнитного поля, сосредоточено в узком конусе, направленном вдоль вектора ее мгновенной скорости, и имеет более высокую частоту, чем нерелятивистское излучение. Излучение отдельных частиц, обладающих различными скоростями, складывается и образует наблюдаемое синхротронное излучение. Это излучение нетеплового характера, его интенсивность возрастает с увеличением длины волны. Синхротронную природу имеет и большинство внегалактических радиоисточников. Это самый распространенный механизм космического радиоизлучения. Так излучают остатки вспышек сверхновых и частицы в магнитосфере Юпитера.

И тепловое, и синхротронное радиоизлучение имеют непрерывный спектр. Оба типа излучения вызваны движением свободных электронов. Но входящий в состав атома или молекулы электрон также может излучать при переходе с одной орбиты на другую. В радиодиапазон на волну 21 см попадает излучение нейтрального водорода, который составляет более половины массы галактического межзвездного вещества и в других волнах не наблюдается. Измерения в линии 21 см позволили определить плотность, температуру и скорость движения облаков межзвездного водорода в нашей и соседних галактиках.

Богатую информацию о физических условиях в газовых туманностях и в межзвездной среде дают так называемые рекомбинационные радиолинии, которые обнаружены не только у водорода, но также у атомов гелия и углерода. Длины волн таких линий составляют около 30 м. А на длинах волн, близких к 18 см, излучают молекулы гидроксила (ОН). Так называемое мазерное радиоизлучение генерируется в межзвездных облаках, оно очень интенсивно.

Отблеском Большого взрыва Вселен ной является реликто вое радиоизлучение. Сейчас твердо установлено, что радиоизлучение с темпера турой 2,7 К, приходя щее с любого направления на небе, представляет собой излучение горячей Вселенной, оставшееся от эпохи рекомбинации.

Самый яркий радиоисточник на небе — Солнце, но это лишь потому, что оно намного ближе к Земле, чем другие объекты. В радиодиапазоне Солнце излучает очень небольшую часть своей энергии. В протяженной солнечной атмосфере в минимумах 11-летнего цикла солнечной активности наблюдается спокойное радиоизлучение нашего светила, а при проявлениях солнечной активности — выбросах плазмы — наблюдаются радио всплески — резкое и кратковременное увеличение интенсивности радиоизлучения в миллионы раз.

Узконаправленный поток радиоизлучения генерируют пульсары — вращающиеся нейтронные звезды, образовавшиеся после вспышек сверхновых. Постоянство периода пульсации объясняется стабильностью вращения нейтронных звезд. Некоторые пульсары даже используются для контроля точности часов. Сегодня известно уже более 2 тыс. пульсаров. Ближайшие из них расположены на расстоянии около 100 световых лет от Солнца.

Радиоисточником является практически каждая галактика, но обычно мощность галактического радиоизлучения мала. Исключение составляют радиогалактики, большинство из которых имеет двойную структуру и компактный источник в центре, мощность их радиоизлучения в тысячи и десятки тысяч раз выше, чем у нашей Галактики или сходных с ней систем. Предполагается, что в радиогалактиках энергию генерирует черная дыра.

Оптические телескопы

Считается, что телескоп изобрел в 1609 г. итальянский физик, механик, астроном, философ и математик Галилео Галилей. Это была не первая зрительная труба в истории человечества, но телескоп Галилея отличался от предшественников высоким качеством.

Следующие шаги в деле усовершенствования зрительных труб сделали польский астроном, конструктор телескопов, градоначальник Гданьска и наследственный пивовар Ян Гевелий (1611–1687), нидерландские астрономы отец и сын Константин (1596–1687) и Христиан (1629–1695) Гюйгенсы, немецкий математик, астроном, механик, оптик, первооткрыватель законов движения планет Солнечной системы Иоганн Кеплер (1571–1630), телескоп системы которого применяется и по сей день, и др.

Телескопы с линзовыми объективами, к которым относились трубы Гали лея и их модификации, называются рефракторами (от лат. refractus — преломленный). Первый телескоп, у которого роль объектива выполняет зеркало, — рефлектор (от лат. reflectere — отражать) изобрел английский физик, математик, механик и астроном, один из создателей классической физики сэр Исаак Ньютон (1642–1727). Рефлекторы того времени были лучше рефракторов, в частности, тем, что строили ахроматическое изображение и имели меньшие размеры. Компактные, легкие в обращении высококачественные рефлекторы с металлическими зеркалами к середине XVIII в. вытеснили трубы Гали лея, обогатив астрономию многими открытиями. Оптические схемы некоторых окуляров того времени используются до сих пор.

В XIX в. с появлением научного метода изготовления линзовых объективов, введенного в практику немецким оптиком Йозефом Фраунгофером (1787–1826), произошел ренессанс телескопов-рефракторов. Рефрактор Фраунгофера был прекрасно скорректирован по хроматической и сферической аберрациям, его конструкцию повторяли в течение всего XIX в., а небольшие телескопы делают по его образцу и сейчас. Но заметный, пусть и скорректированный, хроматизм, невозможность изготовить объектив очень большого диаметра и довольно значительная длина трубы привели к тому, что рефракторы остановились на диаметре объектива около 1 м, а рефлекторы позднее дошли до 10 м, и это не предел.

В середине XIX в. зеркала для телескопов стали изготавливать из посеребреного стекла, которое гораздо легче металла и лучше полируется. С усовершенствованием технологий изготовления форма зеркальной поверхности становилась все более выверенной, все больше увеличивался диаметр зеркал, а появившийся ранее часовой механизм, который «вел» теле скоп вслед за суточным вращением неба, становился все более точным, позволяя выставлять многочасовые экспозиции при фотографировании астрономических объектов.

Следующим шагом было появление в конце 1949 г. пятиметрового рефлектора в обсерватории Маунт-Паломар, параболическое зеркало которого не было сплошным (иначе его масса составила бы 40 т) и было изготовлено из пирекса — разновидности жаропрочного стекла, разработанного для производства прозрачных сковород и кастрюль. Применение пирекса, у которого коэффициент теплового расширения в 2,5 раза меньше, чем у стекла, позволило заметно снизить искажение формы зеркала и ухудшение изображений при перемене погоды и даже при смене дня и ночи.

Следующий прорыв в наземном телескопостроении произошел во второй половине XX в. Во-первых, при разработке рефлекторов нового поколения было учтено, что важную роль играет астроклимат того места, в котором устанавливается телескоп, так как трехметровый телескоп с высококачественной оптикой, установленный в пункте со спокойной атмосферой, иногда оказывался эффективнее пятиметрового, работающего в худших условиях. Во-вторых, форму зеркал стали делать гиперболической, а не параболической, что существенно расширило поле хороших изображений. В-третьих, от стекла и пирекса перешли к новым материалам — плавленому кварцу или ситаллам — стеклокерамике с практически нулевым тепловым расширением, разработанной в 1960-х гг. в СССР. В-четвертых, стали применять облегченные и более дешевые конструкции телескопических труб и более удобные для слежения за небесными объектами монтировки телескопов (поворотные опоры приборов для наблюдения за небесными объектами). Зеркала современных телескопов стали исключительно тонкими, а их форма подстраивается с помощью компьютера после автоматического анализа оптической системы по изображению звезды.

Большой южноафриканский телескоп (Southern African Large Telescope; SALT) — самый большой из ныне существующих в Южном полушарии. Его главное зеркало изогнутой формы состоит из массива ситалловых шестиугольников и имеет измерения 11 × 9,8 м. С его помощью получают изображения астрономических объектов, проводят спектральный и поляриметрический анализ их излучения. Особенностью камеры SALTICAM является возможность делать «снимки» с очень высокой частотой, что позволяет изучить стремительно меняющиеся свойства компактных звезд. Гравитационное поле последних притягивает газ из ближайших окрестностей, и в процессе происходит выброс излучения, особенно рентгеновского. С его помощью ученые могут вычислить положение черных дыр. Наблюдения за вспышками сверхновых также помогли получить новые доказательства того, что расширение Вселенной ускоряется. Телескоп принадлежит Южно африканской астрономической обсерватории.

Оптические характеристики телескопа

Способность телескопа показывать или регистрировать с помощью приборов тусклые звезды называется проницающей силой, а способность различать мелкие детали — разрешающей силой. Очень важной характеристикой телескопа является его поле зрения. Одна фотография на телескопе с большим полем зрения показывает много небесных тел. Для того, чтобы и в центре поля зрения, и на его краю изображения звезд были резкими, строят специальные телескопы, объектив которых состоит из линзы и зеркала, применяющиеся для фотографирования неба. Размер поля зрения у этих инструментов — 5–6° при хорошем качестве изображений. У больших телескопов-рефлекторов поле не превышает, как правило, 1° (диаметр Луны на небе около 0,5°). Расстояние от объектива до плоскости, в которой собирается свет от объекта, называется фокусным расстоянием объектива.

Далее свет попадает в окуляр и затем в глаз наблюдателя. Угловой размер изображения, видимого в телескоп, больше углового размера объекта на небе. Отношение этих углов называется увеличением телескопа. Вместо окуляра можно поставить в фокусе приемник света, например, ПЗС. И в этом случае, чем больше фокусное расстояние объектива, тем крупнее будет изображение. Если мы хотим, увеличивая размер изображения, сохранить его освещенность, придется одновременно с увеличением фокусного расстояния объектива увеличивать и его диаметр. Отношение диаметра объектива к его фокусному расстоянию называют относительным отверстием или светосилой объектива.

Приемники излучения и изображения

Какую бы сложную систему из телескопа, светофильтров, интерферометров и спектрографов ни соорудили астрономы, на ее выходе неизбежно находится приемник излучения или изображения.

Приемник изображения регистрирует изображение источника. Приемник излучения регистрирует только интенсивность излучения, ничего не сообщая о том, каковы форма и размер объекта, который его освещает. Первым приемником изображения в астрономии был невооруженный человеческий глаз. Вторым стала фотопластинка. Для нужд астрономов были разработаны фотопластинки, чувствительные в самых разных областях спектра вплоть до инфракрасной, и хорошо работающие при наблюдении слабых объектов. Астрономическая фотопластинка — исключительно емкий, дешевый и долговечный носитель информации; многие снимки хранятся в стеклянных библиотеках обсерваторий более 100 лет. Самая большая фотопластинка применяется на одном из телескопов третьего поколения: ее размер — 53 х 53 см!

В начале 1930-х гг. ленинградский физик Леонид Кубецкий изобрел устройство, названное впоследствии фотоэлектронным умножителем (ФЭУ). Свет от слабого источника падает на нанесенный внутри вакуумной колбы светочувствительный слой и выбивает из него электроны, которые ускоряются электрическим полем и попадают на пластинки, умножающие их число. Один электрон выбивает три-пять электронов, которые, в свою очередь, размножаются на следующей пластинке, и т. д. Пластинок таких около десяти, так что усиление получается огромное. Фотоумножители производятся промышленным способом и широко применяются в ядерной физике, химии, биологии и астрономии. Работа по исследованию источников звездной энергии была выполнена в значительной степени с помощью ФЭУ — этого простого, точного и стабильного прибора.

Почти одновременно с фотоумножителем в разных странах изобретатели независимо друг от друга создали электронно-оптический преобразователь (ЭОП). Он применяется в приборах ночного видения, а специально разработанные высококачественные приборы этого типа эффективно используются в астрономии. ЭОП также состоит из вакуумной колбы, на одном конце которой имеется светочувствительный слой (фотокатод), а на другом — светящийся экран, подобный телевизионному. Выбитый светом электрон ускоряется и фокусируется на светящемся под его действием экране. В современные ЭОП вставляют усиливающую электронное изображение пластинку, составленную из множества микроскопических фотоумножителей.

Значительное распространение в астрономии в последние годы получили так называемые приборы с зарядовой связью (ПЗС), уже завоевавшие себе место в передающих телекамерах и переносных видеокамерах. Кванты света здесь освобождают заряды, которые, не покидая специально обработанной пластинки из кристаллического кремния, скапливаются под действием приложенных напряжений в определенных ее местах — элементах изображения. Манипулируя этими напряжениями, можно двигать накопленные заряды таким образом, чтобы направить их последовательно по одному в обрабатывающий комплекс. Изображения воспроизводятся и обрабатываются при помощи компьютера.

Системы ПЗС очень чувствительны и позволяют измерять свет с высокой точностью. Приборы такого рода эффективно используются в современной астрономии. Их чувствительность близка к абсолютному пределу, поставленному природой; хорошие ПЗС могут регистрировать «поштучно» большую часть падающих на них квантов света.

Радиотелескопы и радиоинтерферометры

Радиотелескопы обычно представляют собой конструкции очень большого размера. Наиболее распространены сооружения, основным элементом которых служит сплошное металлическое зеркало параболической формы. Зеркало отражает падающие на него радиоволны так, что они собираются вблизи фокуса и улавливаются специальным устройством — облучателем. Затем сигнал усиливается и преобразуется в форму, удобную для регистрации и анализа. Хранение и обработка данных осуществляются с помощью компьютера. Чувствительность радиотелескопа тем выше, чем больше отражающая поверхность. Крупнейшим и самым чувствительным в мире в настоящее время является введенный в строй в 2016 г. радиотелескоп FAST в китайской провинции Гуйчжоу. Увеличение размера радиотелескопов повысило их чувствительность, а также привело к улучшению углового разрешения (оно характеризует угловые размеры самых мелких наблюдаемых деталей). Разрешение тем выше, чем меньше отношение длины волны к диаметру телескопа. Таким образом, благодаря большому диаметру радиоантенны можно получить более «резкое» изображение радиоисточника на данной длине волны. Уже в 1950-х гг. для достижения более высокого углового разрешения астрономы стали использовать радиоинтерферометры — системы из нескольких радиотелескопов, соединенных электрическими связями.

Местоположение и движение небесных тел

Изучением геометрических и кинематических свойств небесных тел занимается астрометрия. Чтобы изучить движение небесного тела, надо указать его положение в какой-нибудь определенный момент и установить, с какой скоростью и в каком направлении оно движется.

Положение небесного тела в пространстве астрономы характеризуют тремя числами. Это две координаты на небесной сфере и расстояние до светила. Очень часто вместо расстояния указывают параллакс — угол, под которым виден с небесного тела средний радиус орбиты Земли. Поскольку радиус земной орбиты известен с высокой точностью, то, зная параллакс, всегда можно вычислить расстояние. Все три величины, определяющие положение светила, являются углами.

Скорость изменения небесных координат называется собственным движением, а скорость изменения расстояния — лучевой скоростью. Для измерения лучевой скорости можно воспользоваться спектрами небесных тел, применяя эффект Доплера.

Так как любое движение относительно, то необходимо задать главные небесные тела, относительно которых измеряются положения и скорости объектов, т. е. задать систему координат. В XX в. и ранее такими главными были специально отобранные звезды. В настоящее время небесная система отсчета фундаментальных каталогов звезд привязана к положению 212 квазаров. Фундаментальный каталог содержит не только координаты, но и собственные движения звезд. С помощью космического астрометрического телескопа «Гайя» (также «Гея» — от англ. Global Astrometric Interferometer for Astrophysics; GAIA), запущенного в 2013 г., к настоящему времени удалось измерить координаты и параллаксы более 1,5 млрд звезд с максимальной точностью 0,000025″ и составить трехмерную карту ближайших окрестностей Галактики.

Точка небесной сферы, в направлении которой движется наше светило относительно ближайших звезд (она называется апексом Солнца), находится в созвездии Геркулеса. Скорость этого движения — около 20 км/с. Интересно, что скорости и направления движения Солнца относительно звезд разных спектральных классов несколько различаются.

Наблюдения с Земли происходят сквозь атмосферу, которая никогда не бывает спокойной, что вносит погрешность в результаты наблюдений. Для устранения погрешностей, обусловленных различными атмосферными явлениями, проводят наблюдения со спутника. Другое преимущество спутника в том, что он находится в состоянии невесомости, так что объектив телескопа и другие его детали не изменяют своей формы под действием силы тяжести. Спутник движется вокруг Земли и может наблюдать звезды как северного, так и южного полушарий неба. Наконец, наблюдения на спутнике не прерываются днем или в облачную погоду, как на Земле.

Космические обсерватории

Земная атмосфера вносит существенные помехи даже при наблюдениях в видимом диапазоне электромагнитного спектра — размывает изображения космических объектов и затрудняет наблюдения слабых источников, которые сливаются со свечением ночного неба.

Еще хуже обстоит дело с наблюдениями за пределами видимого диапазона: достичь земной поверхности не могут значительная часть субмиллиметрового, инфракрасного и ультрафиолетового излучения, а также рентгеновские и гамма-лучи. Чтобы изучать Вселенную в этих диапазонах, необходимо выносить наблюдательные приборы в космос.

Современная космическая обсерватория — это уникальный комплекс приборов, для разработки и эксплуатации которого требуются многолетние усилия, чаще всего нескольких стран. Космические инженеры готовят телескоп к запуску, выводят его на орбиту, следят за обеспечением энергией и нормальным функционированием всех приборов. При этом приходится решать задачи, которые не возникают при работе на поверхности Земли, начиная со стабилизации инструмента, который лишен какой-либо опоры, и заканчивая проблемой передачи на Землю гигантского объема информации.

Первый инфракрасный телескоп был запущен в космос в январе 1983 г. в рамках совместного американо-европейского проекта IRAS (InfraRed Astronomical Satellite). Главными задачами телескопа IRAS были поиск источников длинноволнового ИК-излучения и составление карты небосвода в ИК-диапазоне. При помощи этого телескопа было обнаружено около 250 тыс. источников. Эстафету IRAS приняла космическая обсерватория ISO (Infrared Space Observatory), в работе над которой принимали участие специалисты из стран Европы, Японии и США. Запуск обсерватории состоялся в ноябре 1995 г. За время работы на ISO было сделано около 30 тыс. наблюдений.

В начале XXI в. в космосе работало сразу несколько крупных ИК-обсерваторий. Главная из них — космический телескоп «Спитцер» (НАСА, 2003), оснащенный 85-сантиметровым зеркалом. В 2009 г. Европейское космическое агентство (ЕКА) запустило телескоп «Гершель» инфракрасного и субмиллиметрового диапазонов. «Гершель» оборудован гигантским зеркалом диаметром 3,5 м — на момент запуска это было самое крупное из когда-либо существовавших космических зеркал. Впервые ультрафиолетовый телескоп-рефлектор с диаметром зеркала 80 см и специальным спектрометром был выведен в космос на совместном американо-европейском спутнике «Коперник» в августе 1972 г. Но более знаменит другой ультрафиолетовый спутник — IUE (International Ultraviolet Explorer), который вышел на орбиту в январе 1978 г. и проработал почти 20 лет. На нем были установлены зеркальный телескоп и два спектрографа.

На спутнике IUE проводились наблюдения самых разнообразных объектов: от комет и планет до удаленных галактик. Из современных аппаратов наиболее впечатляет работа полуметрового телескопа GALEX (Galaxy Evolution Explorer), запущенного в 2003 г. Его цель — исследование процесса звездообразования в галактиках и изменений, которые произошли в них за последние 10 млрд лет. Отечественный рекорд длительности работы космической обсерватории на орбите также принадлежит ультрафиолетовому телескопу. Спутник «Астрон» покинул Землю в марте 1983 г., а прекратил наблюдения лишь в июне 1989 г., намного превысив ожидаемое время работы.

Венцом в созвездии космических обсерваторий является космический телескоп «Хаббл» (совместный проект НАСА и ЕКА), выведенный на орбиту в 1990 г. с борта американского корабля многоразового использования «Дискавери». Телескоп (диаметр объектива 2,4 м) рассчитан на работу в видимой области спектра и в прилегающих к ней областях ультрафиолетового и инфракрасного излучения. Отличительная особенность «Хаббла» — размещение на относительно низкой околоземной орбите, которое позволяло время от времени отправлять к нему обслуживающие экспедиции и поддерживать высокую эффективность его работы. «Хаббл» — очень успешный астрономический инструмент, с помощью которого было собрано большое количество бесценного научного материала. На смену телескопу «Хаббл» готовится (2021) гигантский телескоп «Джеймс Уэбб» с объективом диаметром 6,5 м, состоящим из отдельных шестиугольных сегментов.

На УФ-обсерватории «Астрон» с помощью телескопа диаметром 80 см проводились исследования звезд, в том числе с необычным химическим составом, новых и сверхновых звезд, других галактик, газовых туманностей и комет. В настоящее время в России ведутся работы по международному проекту «Спектр-УФ» (отложен до 2021 г.), предусматривающему запуск УФ-телескопа с зеркалом диаметром 170 см для широкого круга научных задач.

Рентгеновские лучи доносят до нас информацию о мощных космических процессах, связанных с экстремальными физическими условиями. Высокая энергия рентгеновских и гамма-квантов позволяет регистрировать их «поштучно» с точным указанием времени регистрации. Рентгеновские телескопы устанавливались на многих орбитальных станциях и межпланетных космических кораблях. Всего в околоземном пространстве побывало около сотни таких инструментов. В полноправную отрасль науки о Вселенной рентгеновская астрономия превратилась только в 1970 г., когда на околоземную орбиту вышла космическая обсерватория UHURU («Ухуру»; США). С этого времени точность измерения потоков рентгеновского излучения приблизилась к точности наблюдений в других диапазонах спектра. По мере совершенствования техники в космос поднимались все более сложные и разнообразные приборы.

В 1978 г. ракета-носитель «Атлас» подняла в космическое пространство рентгеновскую обсерваторию «Эйнштейн», чувствительность которой превышала чувствительность телескопа UHURU в 10 тыс. раз. Это был первый телескоп, позволявший с помощью специальных зеркал косого падения получать рентгеновские изображения источников. В 1980–1990-х гг. на японских, советских, европейских и американских спутниках стартовали все более совершенные рентгеновские телескопы. В частности, в 1989 г. был выведен в космос спутник «Гранат» с телескопом «Сигма» жесткого рентгеновского диапазона. Всего на спутнике «Гранат» работало шесть научных приборов, с помощью которых были построены рентгеновские карты центра Галактики, а также открыто несколько кандидатов в черные дыры. Рентгеновский телескоп с наилучшим угловым разрешением был запущен в 1999 г. — это обсерватория «Чандра» (НАСА). Изображения, получаемые им в рентгеновских лучах, не уступают по резкости изображениям, создаваемым оптическими телескопами, а чувствительность такова, что позволяет наблюдать многочисленные рентгеновские источники в других галактиках.

Первые наблюдения космических гамма-источников были засекречены. В конце 1960-х — начале 1970-х гг. США запустили четыре спутника серии «Вела». Аппаратура этих спутников разрабатывалась для обнаружения всплесков жесткого рентгеновского и гамма- излучения, возникающих во время ядерных взрывов. Однако оказалось, что большинство из зарегистрированных всплесков не связаны с военными испытаниями, а их источники расположены не на Земле, а в космосе. Так было открыто одно из самых загадочных явлений во Вселенной — гамма-всплески, представляющие собой однократные мощные вспышки жесткого излучения.

Успешные наблюдения 85 гамма-всплесков были проведены на советских станциях «Венера-11» и «Венера-12». Оборудование для регистрации жесткого излучения использовалось на советских зондах «Фобос-1» и «Фобос-2» и американском аппарате «Улисс», предназначенном для изучения полярных областей Солнца. При помощи этой аппаратуры изучалось гамма-излучение, возникающее во время солнечных вспышек. Крупнейшая гамма-обсерватория «Комптон» весом 17 т работала в околоземном пространстве с 1991 по 2000 г. В 2008 г. был запущен уникальный гамма-телескоп «Ферми» с очень большим полем зрения (20% всего неба). Успешно работает и запущенная с космодрома «Байконур» в 2002 г. международная гамма-обсерватория «Интеграл». В проекте — запуск обсерватории «Спектр-Рентген-Гамма» (ориентировочно — весна 2019 г.), объединяющей несколько рентгеновских теле скопов и детектор гамма-всплесков.

Из крупных солнечных обсерваторий отметим SOHO (ЕКА, НАСА, 1995), «Хиноде» (Япония, 2006 г.), Обсерваторию солнечной динамики (НАСА, 2010) и обсерваторию «Тетис» (Россия, 2009), которая, к сожалению, проработала недолго. Особое место в научных исследованиях занимают специализированные ИК-телескопы для исследований реликтового излучения, сохранившегося со времени Большого взрыва и имеющего температуру 2,7 К. Наиболее важную роль сыграли американские космические обсерватории СОВЕ (Cosmic Background Explorer, 1989 г.) и WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, 2001). С помощью WMAP впервые удалось с приемлемой точностью определить спектр угловых неоднородностей температуры реликтового излучения, доказав, что в целом этот спектр согласуется с моделью Большого взрыва. В 2009 г. в космос отправился еще один телескоп для наблюдений «реликта» — «Планк» (ЕКА).

Космические экспедиции по Солнечной системе

Луна стала первым объектом, к которому направились космические аппараты. К ней в 1959 г. полетели советские автоматические межпланетные станции первого поколения «Луна-1» и «Луна-2». В дальнейшем полеты на Луну стали регулярными.

Первая мягкая посадка на лунную поверхность была осуществлена в феврале 1966 г. советской автоматической станцией «Луна-9». Американские астронавты Нил Армстронг и Эдвин Олдрин первыми ступили на Луну 20 июля 1969 г. Активные запуски американских и советских аппаратов к Луне продолжались до августа 1976 г. Лишь в 1990-х гг. полеты к нашему спутнику возобновились. Лунные программы были у Японии, США, Европейского космического агентства, Китая. В недалеком будущем планируется освоение Луны.

О поверхности Меркурия ничего не было известно до полета космического аппарата «Маринер-10» (НАСА), запущенного 3 ноября 1973 г. В августе 2004 г. к нему был запущен американский аппарат «Мессенджер».

Космической программой по изучению Венеры активно занимались в СССР. Первый спускаемый аппарат в виде сферы диаметром 0,9 м с теплозащитным покрытием был доставлен космическим аппаратом «Венера-3» в марте 1966 г. Далее полеты к этой планете стали регулярными, в 1978 г. к Венере полетела американская станция «Пионер-Венера-1», и впоследствии эта программа была продолжена. Наиболее подробные снимки всей поверхности Венеры были получены с помощью американского аппарата «Магеллан», запущенного астронавтами космического челнока «Атлантис» в мае 1989 г.

Первый запуск в сторону Марса был осуществлен в начале ноября 1962 г.: советский «Марс-1» прошел на расстоянии 197 тыс. км от Красной планеты. Первые фотографии ее поверхности получил американский «Маринер-4», запущенный два года спустя. Самыми результативными в те годы стали полеты двух американских «Викингов», запущенных в 1975 г. Советский аппарат «Фобос-2» вышел на орбиту искусственного спутника Марса в январе 1989 г., но отработать намеченную программу полностью не смог. Одним из самых успешных проектов НАСА является станция «Марс Глобал Сервейер», стартовавшая 7 ноября 1996 г. для детального картографирования поверхности Марса. Аппарат «Марсианский разведывательный спутник» (НАСА) начал свою работу на орбите в марте 2006 г. Начиная с 1997 г. на Марсе работали четыре американских марсохода, два из которых продолжают свои миссии и по сегодняшний день.

«Вояджер-1» совершил пролет около Юпитера в марте 1979 г., а «Вояджер-2» прошел мимо гиганта на четыре месяца позже. Эти аппараты полетели дальше и до сих пор продолжают передавать данные на Землю, хотя и покинули пределы Солнечной системы. Космический зонд «Галилео» (НАСА) после отработки ряда программ, связанных с Венерой, Землей, Луной, поясом астероидов и др. в 1995 г. достиг конечной цели — системы Юпитера.

Первым космическим аппаратом, посетившим окрестности Сатурна, был «Пионер-11», который 1 сентября 1979 г. прошел на расстоянии 21 400 км от облачного слоя планеты. В исследования Сатурна и его спутников внесли свою лепту «Вояджеры», аппарат «Кассини–Гюйгенс», созданный при участии 17 государств и запущенный в 1997 г., который достиг системы Сатурна 1 июля 2004 г. Его миссия была продлена до 2017 г.

В окрестностях Урана побывал только один космический аппарат — «Вояджер-2» (НАСА), пролетевший в 1986 г. на расстоянии 81 200 км от верхней границы облаков. Под действием тяготения Урана траектория «Вояджера-2» изменилась так, что он направился к Нептуну. К моменту встречи с Нептуном 25 августа 1989 г. «Вояджер-2» преодолел расстояние 4,5 млрд км. Несмотря на долгий путь, занявший 12 лет, и многочисленные коррекции траектории при перелете от Юпитера к Сатурну и Урану, «Вояджер» оказался на минимальном расстоянии от Нептуна (менее 5000 км) в точно рассчитанное на Земле время.

Миссии к Плутону и малым телам Солнечной системы

14 июля 2015 г. аппарат «Новые горизонты» (НАСА) совершил пролет на расстоянии около 12,5 тыс. км от поверхности Плутона. В целом он проводил наблюдения всего 9 дней, а передача собранных данных продолжалась до октября 2016 г. 1 января 2019 г. аппарат пролетел вблизи 30-ти километрового объекта пояса Койпера Ультима Туле, а в 2026 г. ожидается окончание его миссии по условию выработки изотопного источника.

Космические аппараты совершали экспедиции и к малым телам Солнечной системы. «Галилео», NEAR — Shoemaker, Deep Space 1, Stardust, New Horizons, «Розетта», «Кассини–Гюйгенс» по пути следования к своим основным целям выполняли также съемку астероидов с близкого расстояния, a NEAR — Shoemaker даже совершил незапланированную посадку на астероид Эрос в 2000 г. Аппараты «Вега», «Джотто», Deep Space 1 и Stardust сближались с ядрами комет, a Stardust в 2006 г. доставил образцы пыли из головы кометы Вильд-2 на Землю. Японский зонд «Хаябуса» в 2005 г. взял пробу грунта с поверхности астероида Итокава и 13 июня 2010 г. доставил ее на Землю. Отделившийся от «Розетты» спускаемый аппарат «Филы» совершил 12 ноября 2014 г. посадку на поверхность кометы Чурюмова-Герасименко, а 30 сентября 2016 г., спустя 12,5 лет после старта, совершил контролируемый спуск на поверхность кометы и сам космический аппарат «Розетта».

Источник