Тема 2.2. Засоби астрономічних досліджень.

1.Оптичні телескопи. 

  Оптичні телескопи, що використовуються для спостережень у видимому діапазоні світлових хвиль, поділяються на рефрактори та рефлектори, залежно від способу, який використовується для концентрації променів світла від небесних об’єктів.

У рефракторах для отримання зображення використовуються дві лінзи: основна лінза або лінза об’єктива, яка збирає світло від його джерела і формує зображення у фокальній площині, та лінза окуляра, яка працює як збільшувальне скло, призначене для формування остаточного зображення. Ці дві лінзи розташовуються у протилежних кінцях рухомої труби, а відстань між ними коригується з метою отримання якісного остаточного зображення.

  Найбільшим телескопом-рефрактором у світі вважається телескоп Єркської обсерваторії у Вільямс-Бей, штат Вісконсін, США. Цей телескоп споруджено у 1897 році, він має 1,02-метровий (40-дюймовий) об’єктив і фокусну відстань 19,36 м.

У іншому типі телескопів, рефлекторах, для отримання остаточного зображення використовують дзеркала. Якщо лінзу об’єктива замінити на дзеркало, точка фокуса лежатиме на шляху світла, що падає на дзеркало. Якщо спостерігач розташується у точці фокуса, він бачитиме зображення, але також затулятиме частину світла собою. Точка фокуса головного дзеркала називається головним фокусом, що дало назву першій категорії телескопів-рефлекторів. Отже, у телескопах з головним фокусом для збирання світла від небесних об’єктів використовується дзеркало. Відбите зображення об’єкта можна спостерігати у головному фокусі телескопа. До інших типів телескопів-рефлекторів належать телескопи систем Ньютона, Кассегрена і колінчасті телескопи.

  

  У телескопі системи Ньютона використовується додаткове плоске дзеркало, розташоване поблизу головного фокуса на шляху відбитого світла. Це пересуває справжню точку фокусування у іншу точку, за бічною поверхнею труби телескопа, звідки спостерігати за зображенням набагато зручніше. Звичайно ж, дзеркало, розташоване на шляху відбитого світла, також блокує частину світла від об’єктів, але якщо відношення площ поверхонь головного і додаткового дзеркала є достатньо великим, таким блокуванням вхідного світла можна знехтувати.

 

  Телескопи системи Кассегрена подібні до телескопів системи Ньютона, але у них додаткове дзеркало відбиває зображення не на бічну поверхню, а на дно труби телескопа. У центрі головного дзеркала передбачено отвір, через проходить який відбите світло, збираючись за ним у точці фокуса. Допоміжне дзеркало має бути опуклим, оскільки так можна збільшити фокусну відстань оптичної системи. Головне дзеркало телескопа системи Кассегрена має бути параболічним. Якщо замінити це дзеркало на гіперболічне, отримаємо телескоп системи Річі-Кретьєна. Перевагою використання телескопів системи Річі-Кретьєна є те, що у них немає коматичної аберації класичних телескопів-рефлекторів.

Телескоп колінчастої системи складається з декількох дзеркал, які відбивають світло до певної точки, розташованої під телескопом. Колінчасті телескопи мають декілька переваг, зокрема отримання більшої фокусної відстані є корисним у різних областях астрономії та астрофізики, зокрема спектроскопії, та усування потреби у громіздкому обладнанні. Але у цієї системи телескопів є і недоліки. Оскільки у системі використовується багато дзеркал, втрачається потужність світла, що надходить у фокус. Причиною є те, що, наприклад, дзеркала з алюмінієвою плівкою-відбивачем здатні відбити лише 80% світла, що потрапляє на дзеркало.

До типу дзеркально-лінзових телескопів належать телескопи, у яких для концентрації світла використовуються одразу лінзи і дзеркала. Найрозповсюдженішими дзеркально-лінзовими телескопами є телескопи системи Шмідта-Кассегрена. Перевагою цієї системи є більше кутове поле зору. З метою мінімізації коматичної аберації у системі використовується основне сферичне дзеркало з тонкою коригувальною лінзою, що виправляє сферичні аберації. Вторинне дзеркало розташовують у центрі коригувальної лінзи, воно відбиває світло крізь отвір у головному дзеркалі. Не такими розповсюдженими, але достатньо відомими є телескопи системи Максутова, у яких також використовується коригувальна лінза з головним дзеркалом, але у телескопах цієї системи поверхні лінзи і дзеркала є концентричними.

2. Радіо телескопи. 

 Радіовипромінювання від космічних об'єктів приймається спеціальними установками, які називаються радіотелескопами (PT). Сучасні радіотелескопи досліджують космічні радіохвилі в довжинах від одного міліметра а о декількох десятків метрів.

  Основними складовими частинами типового радіотелескопа є антена і дуже чутливий приймач. Антени PT, які приймають міліметрові, сантиметрові, декаметрові та метрові хвилі – це найчастіше параболічні відбивачі, подібні до дзеркал звичайних оптичних рефлекторів. У фокусі параболоїда встановлюється опромінювач – пристрій, який збирає радіовипромінювання, направлене на нього дзеркалом. Опромінювач передає прийняту енергію на вхід приймача, і після підсилення та виділення заданої частоти сигнал реєструється на стрічці самописного електричного приладу. Сучасні підсилювачі дають змогу виявляти (розрізняти) радіосигнали, що виникають при змінах температури всього на 0,001 K.
  Радіоастрономічні дзеркала не вимагають такої точності виготовлення, як оптичні. Щоб дзеркало не спотворювало зображень, його відхилення від заданої параболічної форми не повинно перевищувати 1/8 довжини хвилі, яку він приймає. Наприклад, для довжини хвилі 10 см. досить мати точність дзеркала близько 1 см.. Більше того, дзеркало PT можна робити не суцільним: досить на тягнути металеву сітку на каркас, який надає йому параболічної форми. Нарешті, PT можна зробити нерухомим, якщо замінити поворот дзеркала зміщенням опромінювача. Завдяки таким особливостям PT можуть набагато перевищувати оптичні телескопи у розмірах.
  Найбільша у світі радіоастрономічна антена, встановлена у кратері згаслого вулкана Аресібо на острові Пуерто-Ріко, має діаметр 305 м. Нерухома антена, спрямована в зеніт, не дозволяє приймати радіохвилі з будь-якої точки неба, але завдяки добовому обертанню Землі і можливості зміщувати опромінювач більша частина небесної сфери доступна для спостережень.
Інші найбільші радіотелескопи з параболічною антеною встановлено: в   Радіоастрономічному інституті ім. M. Планка (Еффельсберг, ФРН) – діаметр антени 100 м, в обсерваторії Грін Бенк у штаті Вірджинія (США) – антена 110x100 м, а також 76-метровий PT в обсерваторії Джодрел Бенк (Англія), 64-метровий PT в обсерваторії Парке (Австралія), 22-метровий PT недалеко від Євпаторії в Криму. Усі вони легко спрямовуються в за дану точку неба поворотом навколо двох осей вертикальної (встановлюється азимут об'єкта) і горизонтальної (установка висоти об'єкта). В подальшому ЕОМ безперервно подає сигнали керуючим пристроям, які ведуть PT услід з об'єктом при його зміщенні, зумовленому добовим обертанням небесної сфери.
  Радіотелескопи дуже великих розмірів можуть бути побудовані великої кількості окремих дзеркал, що фокусують випромінювані на один опромінювач. Прикладом є РАТАН-600 («радіотелескоп Академії наук, діаметр 600 м»), встановлений поблизу станиці Зеленчук на Північному Кавказі неподалік від 6-метрового оптично: телескопа. Він являє собою замкнене кільце діаметром 600 м і складається з 900 плоских дзеркал розмірами 2x7,4 м, що утворюють сегмент параболоїда. В такому PT може працювати як усе кільце, та і його частина.
  На довжинах хвиль від кількох метрів і більше параболічна антена не застосовується, замість неї використовують системи з великої кількості плоских дипольних антен, електричний зв'язок між якими забезпечує необхідну для PT спрямованість прийому. Caме за таким принципом побудовано найбільший у світі радіотелеског декаметрового діапазону УТР-2, розташований під Харковом.
Використовуючи відоме у фізиці явище інтерференції, дослідники розробили методи радіоінтерферометричних спостережень з використанням двох різних приймачів. Об'єднуючи декілька PT, будують так звані радіоінтерферометри (PI).
На сьогодні найвідомішим PI є введений у дію 1980 p. PT VLA («Very Large Array» - «Дуже велика гратка»), який встановлено в пустельній місцевості штату Нью-Мексико, США. Цей PT складається з 27 повноповоротних 25-метрових параболічних антен, розміщених у формі літери Y з довжиною двох плечей по 21 км, а третього – 19 км. У цьому і аналогічних випадках антени пов'язані між собою електричними лініями.
  Розроблено також методи наддалекої радіоінтерферометрії, коли використовують попарно великі антени, розташовані на відстанях до 12000 км. З допомогою таких систем в радіоастрономії вдалось отримати кутове розділення дуже тісних об'єктів порядку 0,0001", що набагато краще, ніж дають оптичні телескопи (для порівняння: кутова роздільна здатність людського ока – 2'). З 1979 р. однією з антен інтерферометра є PT, виведений супутником на орбіту Землі. Завдяки радіоінтерферометрам вдається вивчати структуру далеких радіоджерел.

3. Нейтрино.Що таке нейтрино і з чим його їсти.

Нейтрино — стабільна електрично нейтральна елементарна частинка, маса якої близька до нуля. Вона належить до групи лептонів. Швидкість руху нейтрино близька до швидкості світла. Розрізняють нейтрино електронне, мюонне і тау-лептонне нейтрино. Нейтрино і відповідні їм антинейтрино беруть участь тільки у слабких та гравітаційних взаємодіях. Вони відіграють велику роль у перетвореннях елементарних частинок, у глобальних космогонічних процесах.

 Першим детектором елементарних частинок був спинтарископ Крукса. Він був екранчик з сірчистого цинку. Під час проходження через екран частки спостерігається дуже слабка спалах світла, причому світлове цятку настільки небагато, що його припадати розглядати через лупу.

       Саме з допомогою цього приладу проводив свої досліди Резерфорд. Він згадував, що не міг витримати понад три хвилини спостережень, потім очі починали сльозитися від напруги, і доводилося відпочивати. Чемпіоном до лабораторій вважався Ганс Гейгер. Але він зневажив своїм чемпіонським званням і із Мюллером, винайшов газорозрядний лічильник, надовго витіснив з практики метод спалахів, під назвою сцинтилляционным.

       У 1944 року Керран і Бейкер використовували для рахунки сцинтилляций фотоэлектронный умножитель, реєструючий світлові спалахи. Світло від транспортування кожної частки перетворювався в електричний імпульс, і далі їх кількість подсчитывалось. Відтоді метод сцинтилляций розпочав свій переможний хід у ядерній фізики й фізиці елементарних частинок.

      У 1947 року Кальман замінив екран сірчистого цинку прозорим задля власного випромінювання кристалом нафталіну. Тепер світло йшов ні з по- верхности, та якщо з всього обсягу кристала. Стала можливою реєструвати як короткопробежные - частки, а й - і - випромінювання. За короткий час був розроблено безліч видів сцинтиляторів.

       Для реєстрації нейтрино, зазвичай використовують рідкі сцинтилл- тори. Оскільки вирощувати кристали, органічні та неорганічні, - складна й дорога справа. Там їх потрібно дуже багато. Інша річ рідини, хоч і із нею було багато труднощів. У рідких сцинтиляторах сам розчинник ( толуолу, бензол, декалин тощо.) зазвичай має дуже слабкими сцинтилляционными властивостями у неї необхідно провести спеціальні добавки - активатори, які "перехоплюють" енергію від молекул розчинника і ефективно перетворюють їх у світло.