Шпаргалки ао "Астрономии"

"радиотелескоп  Академии наук, диаметр 600 м"), который  установлен вблизи станицы

Зеленчукской (недалеко от 6-м рефлектора) и представляет собой замкнутое кольцо

диаметром около 600 м, состоящее из 900 плоских  зеркал размером 2 ´ 7,4 м,

образующих  сегмент параболоида (рис. 105). При  малых зенитных расстояниях может

работать  все кольцо, а при больших - некоторая  его часть. Антенны такого типа

называются  антеннами с незаполненной апертурой.

На волнах длиной от нескольких метров и более  параболические антенны не

применяются. Здесь используются системы, состоящие  из большого количества

дипольных антенн, электрическая связь между  которыми обеспечивает необходимую

для радиотелескопа направленность приема.

 

Для описания угловой разрешающей силы радиотелескопа применяется специальная

характеристика - диаграмма направленности, Диаграммой направленности называется

зависимость чувствительности радиотелескопа от положения  точечного источника

радиоизлучения  по отношению к антенне. Радиотелескоп  с симметричной

параболической  антенной имеет диаграмму направленности, симметричную

относительно  ее оси. Примерный вид такой диаграммы  показан на рис. 106. Угловое

разрешение  радиотелескопа (т.е. минимальный угол между двумя источниками,

которые регистрируются как отдельные) приблизительно равно ширине диаграммы

направленности "по половине мощности" (угол d   на рис. 106). Физическая

причина, ограничивающая теоретическое угловое  разрешение - это дифракция, так же

как и  в оптических телескопах.

 

Так как  длины волн в радиодиапазоне очень  велики, то радиоастрономические

зеркала, несмотря на огромные размеры, значительно  уступают по угловому

разрешению  оптическим. Так, 300-метровая антенна  Аресибо на своей рабочей длине

волны в 70 см может обеспечить угловое разрешение

 

т.е. в  несколько сотен раз хуже среднего практического предела оптического

телескопа (1-2"). Тем не менее имеется способ, который позволяет сравнять

разрешающую силу тех и других телескопов. Это  можно сделать с помощью

радиоинтерферометра.

Простейший  радиоинтерферометр (рис. 107) представляет собой систему из двух

антенн, разнесенных на некоторое расстояние а, которое называется базой

интерферометра. Облучатели обеих антенн передают сигналы  по проводам (“фидерам”)

на вход одного и того же приемника.

 

На антенну  А1 электромагнитная волна приходит с некоторым запаздыванием по

отношению к А2 . Если запаздывание ("разность хода") равно целому числу длин

волн,

b = a sin a  = nl ,

то сигналы  на входе приемника складываются, так как они приходят в одной  фазе.

Если  же

то сигналы  вычитаются, так как приходят в  противофазе. В результате диаграмма

направленности  интерферометра состоит из узких  лепестков, угловое расстояние

между максимумами (и минимумами) которых равно

      (8.7)

 

вдоль направления, параллельного базе. Эти лепестки налагаются на диаграмму

направленности  одиночной антенны, и полная диаграмма  направленности (вернее, ее

сечение плоскостью, проходящей через линию  базы) имеет вид, показанный на рис.

107.

Расстояние  а может быть сделано очень  большим:

a >> D ;

поэтому интерферометрами можно разрешить  очень близко расположенные точечные

источники.

 

Радиоизлучение  точечного источника при наблюдениях  с одиночной антенной

записывается  так, как показано на рис. 108, а, а при  наблюдениях интерферометром

так, как  на рис. 108,6. Если угловые размеры  источника много больше, чем Dq , то

источник  не регистрируется интерферометром. Изменяя  длину базы, можно определить

размеры и распределение яркости источника  вдоль одной координаты. Проделав такой

же ряд  измерений при другой ориентации базы, можно узнать распределение  яркости

и по другой координате.

В последние  годы разработана методика радиоинтерферометрических  наблюдений с

использованием  двух раздельных приемников. В этом случае антенны интерферометра

могут быть разнесены на тысячи километров. С  помощью таких систем в

радиоастрономии удалось получить угловое разрешение порядка 10-4 секунды дуги -

намного лучше, чем дают оптические телескопы.

Благодаря мощному развитию радиоастрономической техники к настоящему времени

исследовано радиоизлучение Солнца и Луны, планет Солнечной системы от Меркурия

до Урана  включительно, многих объектов, принадлежащих  нашей Галактике (остатков

сверхновых  звезд, пульсаров, диффузных и планетарных  туманностей, облаков

межзвездного  газа), радиоизлучение внегалактических объектов. В результате

радиоастрономических  наблюдений были обнаружены внегалактические объекты нового

типа - квазары (см. § 174). Радиоастрономические исследования позволили получить

очень важные результаты во многих разделах астрофизики.

С точки  зрения наблюдательной радиодиапазон  имеет некоторые особые преимущества

перед оптическим. Так как радиоволны облаками не задерживаются, наблюдения на

радиотелескопах ведутся и в облачную погоду. Кроме  того, даже самые слабые

космические источники радиоизлучения могут  наблюдаться днем так же хорошо, как и

ночью, поскольку Солнце радиодиапазоне “не подсвечивает” земную атмосферу.

В инфракрасном диапазоне (на волнах длиной от 1 микрона  до 1 миллиметра)

используются  обычные оптические телескопы. Главная  трудность в этом диапазоне -

помехи  со стороны теплового излучения  телескопа и атмосферы. Кроме  того,

атмосфера сильно поглощает излучение в  большей части инфракрасного  диапазона.

Однако  имеется ряд участков спектра (“окна прозрачности”), в которых пропускание

достаточно  велико.

Особые  трудности возникают при наблюдениях  рентгеновского излучения (длины волн

от 0,1 до 10 ангстрем). Современные методы шлифовки и полировки материалов не

позволяют изготовить зеркало с такой высокой  точностью. Однако оказывается, что

при падении  и отражении луча под углом  к нормали близким к 90° (“косое

падение”), требования к точности изготовления зеркальной поверхности значительно

ослабляются. Телескопы, использующие этот принцип, называются телескопами косого

падения, и, будучи установленными на искусственных  спутниках, позволяют измерять

рентгеновское излучение космических источников.

В рентгеновском  и гамма-диапазоне для выделения  более или менее узких углов

используются  также трубчатые коллиматоры - пакеты из параллельных трубок с

достаточно  толстыми стенками, установленные перед  счетчиком энергичных фотонов.

На длинах волн короче 10-4 Å (энергия кванта больше 100 Мэв) угловое разрешение

получается  благодаря самому методу регистрации (см. § 113): такие кванты при

взаимодействии  с веществом дают пары электронов и позитронов, направление

движения  которых почти такое же, как  у самого кванта.

 

§ 111. Глаз как приемник излучения

 

В современной  астрономии глаз наблюдателя используется в качестве приемника

излучения не очень широко, главным образом  при гидировании или в

астрометрических  наблюдениях. Почти все виды астрофизических  исследований

выполняются с помощью приемников других типов.

Чувствительность  глаза зависит от длины волны. В среднем глаз наблюдателя

наиболее  чувствителен к излучению с длиной волны l m = 5550 Å (зеленый цвет). По

мере  удаления от l m в обе стороны чувствительность глаза уменьшается и падает

до нуля около 3900 и 7600 Å. Это - фиолетовая и  красная границы видимой, или

визуальной, области спектра. Зависимость чувствительности приемника излучения от

длины волны  называется спектральной характеристикой. Спектральную характеристику

глаза часто  называют кривой видности. У разных наблюдателей кривые видности

несколько различаются. Средняя кривая видности дневного зрения, принятая

международным соглашением, приведена на рис. 109, а. Максимум кривой видности

ночного зрения сдвинут в сторону коротких волн примерно на 450 Å.

 

Минимальный поток излучения, который может  быть обнаружен приемником, называется

его порогом  чувствительности. Порог чувствительности глаза очень мал - около

10-9 эрг× сек -1. Это соответствует примерно 103 квант/сек. Для того чтобы  глаз

достиг  такой чувствительности, наблюдатель  должен некоторое время побыть в

темноте, адаптироваться. Явление адаптации  к темноте состоит в том, что

увеличивается диаметр зрачка, восстанавливается  чувствительность ночного зрения

и на сетчатой оболочке появляется особое светочувствительное  вещество

(зрительный  пурпур). В результате глаз становится  чувствительным к слабому

освещению. Способность к адаптации позволяет  глазу работать в очень широком

диапазоне освещенностей (от дня к ночи освещенность изменяется, например, в 108

раз).