Почему астрономы в большом количестве проводят наблюдения в чили. Где и как в россии изучают небо Лучшие современные зарубежные обсерватории

Людям, интересующимся астрономией, хорошо известно, что сегодня главными поставщиками космических фотографий являются телескопы NASA и наземные наблюдательные пункты ESO (Европейской Южной Обсерватории), расположенные в северной части Чили.

Однако мало кто знает, что и в российских обсерваториях ученые ежедневно получают не менее качественные снимки космоса. К сожалению, эти снимки редко публикуют в мировых научных изданиях, а если их там и размещают, то обыватель практически никогда не обращает внимания на авторство и считает, что полученные изображения — результат работы американских наблюдательных инструментов.

Предлагаем познакомиться с известными российскими обсерваториями (наземными и космической), узнать, как и на чем там работают и посмотреть на фотографии космоса, сделанные в крупнейших наблюдательных астрономических пунктах России.

Обсерватория в Карачаево-Черкесии

Начнем с самого крупного в СНГ астрономического центра наземных наблюдений за космосом, расположенного в Карачаево-Черкесии — Специальной астрофизической обсерватории РАН. Еще в советское время на ее территории были возведены радиотелескоп РАТАН-600 и телескоп-рефлектор БТА, долгое время не имевшие аналогов в мире.

Оптический телескоп БТА был построен в 1975 году и оставался самым большим наземным наблюдательным инструментом с монолитным зеркалом (диаметр 6 м) вплоть до 1998 года, когда на горе Серро-Тололо в Чили в эксплуатацию был введен телескоп VLT (диаметр 8,2 м).

Сегодня существует лишь пять инструментов, превосходящих БТА по размеру – американский LBT, европейский VLT, японский Subaru, MMT, Gemini.

Телескоп БТА установлен на горе Семиродники на высоте 2733 метра над уровнем моря, а его шестиметровое зеркало позволяет ученым получать высококачественные фотографии галактик и других космических объектов.

РАТАН-600 был построен годом ранее БТА и до сих пор остается одним из крупнейших радиотелескопов с рефлекторным зеркалом диаметром почти 600 метров.

Инструмент установлен на высоте 970 метров над уровнем моря и позволяет проводить исследование близких к Земле планет и их спутников, Солнца, солнечного ветра, а также удаленных объектов: квазаров, радиогалактик.

Основные преимущества этого телескопа — высокочастотность и высокая чувствительность яркостной температуры.

Помимо БТА и РАТАН-600, на территории САО РАН также установлено несколько других, менее крупных, телескопов европейского и российского производства, позволяющих вести наблюдения за светилами в нашей Галактике.

Российская космическая обсерватория «Радиоастрон»

В 2011 году российские ученые вместе со своими европейскими коллегами запустили проект «Радиоастрон» — это уникальная орбитальная обсерватория на солнечных батареях, состоящая из космического радиотелескопа «Спектр-Р» и электронного комплекса (синтезатора частот, малошумящих усилителей, блоков управления).

Космический радиотелескоп может работать с сетью наземных инструментов, образуя один гигантский наземно-космический телескоп (интерферометр). Это позволяет получать снимки далеких объектов в тысячу раз более детальные, чем это делает аппарат NASA «Хаббл».

Максимальное увеличение «Спектр-Р» зависит от двух самых удаленных точек его линзы. Одна из таких точек — наземные телескопы, вторая — сама обсерватория, вращающаяся по вытянутой орбите вокруг Земли. За счет того, что в апогее обсерватория удаляется от планеты на расстояние 350 000 километров, ее угловое разрешение может достигать миллионных долей угловой секунды, что более чем в 30 раз лучше любых наземных систем!

«Спектр-Р» предназначен для исследования структуры галактических и внегалактических радиоисточников, далеких галактик, их ядер, солнечного ветра, нейтронных звезд и черных дыр.

Данные, поступающие с космической обсерватории, принимают в Национальной радиоастрономической обсерватории в США и Пущинской радиоастрономической обсерватории в России.

Инструмент имеет 10-метровую антенну, благодаря которой он попал в Книгу рекордов Гиннесса как самый большой космический радиотелескоп.

Пулковская обсерватория — главный астрономический центр РАН

В 19 километрах от Санкт-Петербурга на Пулковских высотах (75 метров над уровнем моря) располагается одна из старейших обсерваторий России — Пулковская, деятельность которой охватывает практически все направления современной астрономии: ученые изучают не только небесные тела в Солнечной системе (положение и их движение), но и объекты, находящиеся на задворках нашей Галактики.

Главный инструмент обсерватории — 26-дюймовый оптический телескоп-рефрактор с фокусным расстоянием более 10 метров. Это единственный в России телескоп такого класса. Аппарат изготовлен в 1956 году на немецком заводе «Карл Цейсс» и предназначен для определения особо точных координат звезд и тел Солнечной системы.

Пулковский рефрактор — один из самых продуктивных в мире по наблюдению за двойными звездами: к 2016 году работниками обсерватории проведено более 30 000 исследований!

Кроме рефрактора сейчас в Пулково работают еще три телескопа: зеркальный астрограф ЗА-320 — «ловец» опасных астероидов; нормальный астрограф — инструмент для фотографирования небесных тел, работает с 1893 года и до сих пор в строю, автоматизирован и оснащен цифровой камерой; зеркальный метровый телескоп САТУРН (с 2015 г.) — адаптирован для наземных наблюдений за планетами.

К большому сожалению, сегодня Пулковская обсерватория находится не в самом лучшем положении. В защитной зоне начались несогласованные строительные работы, которые могут вызвать проблемы с качеством наблюдений за небесными объектами.

Нашли ошибку? Пожалуйста, выделите фрагмент текста и нажмите Ctrl+Enter .

Телескоп Галилея произвел революцию в астрономии. В те времена еще ничего не было известно о существовании галактик, а ученые вели споры о том, является ли Земля центром мироздания. И большинство считало, что является, а Солнце, планеты и даже звезды – все космические объекты обращаются вокруг нашей планеты.

Телескоп Галилео Галилея

Используя телескоп, Галилей сделал ряд открытий, расширивших горизонты познания. Во-первых, он убедился, что Млечный Путь является бесчисленным скоплением невероятно далеких звезд. И тогда астрономы поняли, что Вселенная устроена гораздо сложнее, чем им представлялось.

Во-вторых, Галилей открыл на поверхности Луны сложный рельеф: горы, котловины, цирки и другие неровности. Это говорило о великом сходстве Земли и других небесных тел. Земля не центр Вселенной, она по своему облику подобна прочим космическим объектам: на небесных телах тоже есть скалы, равнины и овраги.

В-третьих, Галилей обнаружил четыре гигантских спутника Юпитера, позже получивших названия Ио, Ганимед, Европа и Каллисто (см. главу 3). Ученый наблюдал за их орбитальным движением и пришел к выводу, что именно так выглядит со стороны Солнечная система. Семейство Юпитера служило уменьшенной моделью мироздания: "царь планет" играл роль Солнца, а его спутники – планет, включая и Землю.

После этого исторического открытия астрономия постепенно отказалась от учения о Земле как центре Вселенной. А спустя около полувека французский физик Блез Паскаль (1623–1662) заявил о бесконечности Вселенной и отсутствии у нее центра.

Люди, не занимающиеся астрономией, считают, будто телескоп "приближает" к наблюдателям далекие объекты. Что же он делает в действительности? Оказывается, оптический телескоп ничего не приближает и даже не увеличивает. Его главное назначение сводится к сбору как можно большего количества лучистой энергии – как и у человеческого глаза.

Возможности глаза ограничены его скромными размерами. Например, диаметр нашего зрачка составляет максимум 7 мм. Ясно, что при таких размерах глаз не способен вместить в себя много света. Далекие и тусклые светила становятся для нас невидимыми. Но что если увеличить глаз до метра в поперечнике и сделать его зрачок диаметром около 20 см? А ведь именно такие размеры имеют небольшие телескопы. Даже сравнительно примитивный телескоп Галилея собирал света в 144 раза больше, чем человеческий глаз.

Телескоп собирает гораздо больше света и поэтому повышает яркость (блеск) тусклых объектов. Правильно измеренная яркость помогает точно установить светимость и цвет небесных тел. Кроме того, сильный телескоп позволяет получить подробные спектры светил и провести другие важные замеры, по которым ученые судят о природе звезд, планет и малых объектов.

Другим преимуществом телескопа перед глазом является то, что он обладает высокой разрешающей способностью , которую неправильно называют "увеличением". На самом деле разрешающая способность состоит в умении различить два дальних объекта, расположенных близко друг к другу. Открытие двойных звезд – типичный пример превосходства телескопических наблюдений. В двойных системах компоненты неразличимы невооруженным глазом. Телескоп не "приближает" двойную звезду, зато позволяет четко рассмотреть каждый из ее компонентов по отдельности.

Современный оптический телескоп – это сложнейшее техническое сооружение огромных размеров и колоссальной массы. Скажем, вес Зеленчукского телескопа составляет 850 тонн. Огромная конструкция приводится в движение часовым механизмом, моторчики которого поворачивают зрительную трубу. Естественно, держать подобное сооружение под открытым небом на каких-нибудь подпорках нельзя. Вот почему для размещения телескопов строят специальные здания – астрономические обсерватории .

Слово обсерватория означает в переводе с латинского языка "место для наблюдений". Кроме астрономических, существуют и другие обсерватории, например геофизические, где ведется многолетнее слежение за "пульсом" планеты: ее силой тяжести, магнитным полем, подземными толчками и т. д.

Пулковская астрономическая обсерватория

В нашей стране насчитывается более 20 крупных астрономических обсерваторий. Главная из них – Пулковская, расположенная под Санкт-Петербургом.

Поскольку для наблюдений необходимо чистое, не запыленное небо, то довольно часто обсерватории стараются строить в гористых местностях, находящихся на высотах от 500 м над уровнем моря и выше. В нашей стране в горах возведены восемь обсерваторий. Большинство высокогорных наблюдательных пунктов сосредоточены на Кавказе, здесь же находятся две обсерватории, лежащие выше всех остальных в России. Во-первых, это Специальная Астрофизическая (или Зеленчукская) обсерватория, стоящая на горе Семиродники в Карачаево-Черкесии. Во-вторых, это Кавказская горная обсерватория на плато Шатджатмаз в той же Карачаево-Черкесии. Обе находятся на отметке 2100 м над уровнем моря.

Кроме Кавказа, высокогорные обсерватории имеются в горах Южной Сибири, причем выше всего из этих наблюдательных пунктов расположена Саянская обсерватория Академии наук в поселке Монды (отметка 2000 м).

Ранее речь велась о наземных обсерваториях, однако с началом космической эры человек не оставлял попыток вывести научное оборудование в космос, чтобы проводить исследования без помех земной атмосферы. За последние 40 лет за пределами Земли работали и работают немало орбитальных обсерваторий , снабженных космическими телескопами особой конструкции. Самая знаменитая орбитальная обсерватория – космический телескоп "Хаббл".

Орбитальный телескоп "Хаббл"

Несмотря на разнообразие наземных и космических телескопов, все они по своему устройству разделяются на два основных класса: рефракторы и рефлекторы – в зависимости от того, линзы или зеркала применяются для сбора света. Первый оптический телескоп Галилея представлял собой типичный рефрактор. Впоследствии Галилеево изобретение было усовершенствовано немецким астрономом Иоганном Кеплером, отчего все современные рефракторы (а заодно подзорные трубы и бинокли) представляют собой варианты "трубы Кеплера".

Рефрактором называется телескоп, в котором сбор излучения от космических источников осуществляется с помощью нескольких линз. Название телескопа означает "преломляющий", поскольку действие линз состоит в преломлении световых лучей. Сегодня рефракторы изготавливаются с использованием не двух, а гораздо большего числа стекол. И тем не менее у такого телескопа неизменно присутствуют две составные части – объектив и окуляр.

Объектив – это группа линз, предназначенная для приема света. То есть это часть телескопа, нацеленная на объект (отсюда и ее название).

Окуляр (от латинского oculus – "глаз") представляет собой систему линз, которые переносят изображение в глаз наблюдателя. Астроном во время работы смотрит в окуляр, а объектив наводит на заранее намеченный участок неба.

Объективы различаются на визуальные и фотографические. Визуальные состоят из линз, которые собирают в основном желтые и зеленые лучи. Эти лучи лучше всех остальных воспринимаются человеческим глазом, поэтому задача визуального телескопа состоит в том, чтобы создать хорошо видимое изображение. Линзы фотографического объектива рассчитаны на сбор преимущественно синих и фиолетовых лучей, к которым чувствительна фотопластинка. Такой объектив позволяет получать качественные фотографии космических тел.

Принцип работы рефрактора

Визуальные объективы в настоящее время почти не используются, они устанавливаются главным образом на школьные и любительские телескопы. Рефракторы для профессиональной научной работы снабжены фотографическими объективами, чтобы ученые могли осуществлять фотосъемку звездного неба.

Важнейшим параметром объектива является его диаметр . Чем больше поперечник крупнейшей линзы объектива, тем больше света сможет уловить инструмент. Самый большой в мире рефрактор, построенный в 1897 году в Йеркской обсерватории (США), обладает объективом с диаметром 102 см.

По степени блеска небесные тела характеризуются так называемой видимой звездной величиной . Видимая звездная величина (или просто звездная величина) – это различимая глазом разница в яркости точечных светил на небе. Первым начал измерять блеск звезд древнегреческий астроном Гиппарх, живший во II веке до н. э.

Рефрактор Йеркской обсерватории

Гиппарх выделил для своего каталога шесть звездных величин. При этом блеск звезды первой величины (самой яркой) примерно в 2,5 раза ярче блеска звезды второй величины. А блеск звезды второй величины в 2,5 раза ярче блеска звезды третьей величины и т. д. Сегодня астрономы улучшили способ измерения видимых звездных величин, причем за точку отсчета принимается нулевая звездная величина, которая соответствует блеску таких ярких звезд, как Вега и Арктур.

Таблица 5

Блеск некоторых звезд, обладающих экзопланетами

Изучив этот параграф, мы:

узнаем, как астрономы исследуют природу космических тел;
познакомимся с устройством современных телескопов, при помощи которых
можно путешествовать не только в пространстве, но и во времени;
увидим, как можно зарегистрировать невидимые для глаза лучи.

Что изучает астрофизика?

Между физикой и астрофизикой есть много общего - эти науки изучают законы мира, в котором мы живем. Но между ними есть и одна существенная разница - физики могут проверить свои теоретические расчеты при помощи соответствующих экспериментов, в то время как астрономы в большинстве случаев такой возможности не имеют, так как изучают природу далеких космических объектов по их излучениям.

В этом параграфе мы рассмотрим основные методы, при помощи которых астрономы собирают информацию о событиях в дальнем космосе. Оказывается, что основным источником такой информации являются электромагнитные волны и элементарные частицы, которые излучают космические тела, а также гравитационные и электромагнитные поля, при помощи которых эти тела между собой взаимодействуют.

Наблюдение за объектами Вселенной осуществляется в специальных астрономических обсерваториях. При этом астрономы имеют определенное преимущество перед физиками - они могут наблюдать за процессами, которые происходили миллионы или миллиарды лет назад.

Для любознательных

Астрофизические эксперименты в космосе все же Происходят - их осуществляет сама природа, а астрономы наблюдают за теми процессами, которые происходят в далеких мирах, и анализируют полученные результаты. Мы наблюдаем определенные явления во времени и видим такое далекое прошлое Вселенной, когда еще не только не существовала наша цивилизация, но даже не было Солнечной системы. То есть астрофизические методы изучения дальнего космоса фактически не отличаются от экспериментов, которые проводят физики на поверхности Земли. К тому же при помощи АМС астрономы проводят настоящие физические эксперименты как на поверхности других космических тел, так и в межпланетном пространстве.

Черное тело

Как известно из курса физики, атомы могут излучать или поглощать энергию электромагнитных волн различной частоты - от этого зависит яркость и цвет того или иного тела. Для расчетов интенсивности излучения вводится понятие черного тела, которое может идеально поглощать и излучать электромагнитные колебания в диапазоне всех длин волн (непрерывный спектр).

Рис. 6.1. Спектр излучения звезды с температурой T = 5800 К. Впадины на графике соответствуют темным линиям поглощения, которые образуют отдельные химические элементы

Звезды излучают электромагнитные волны разной длины, в зависимости от температуры поверхности больше энергии приходится на определенную часть спектра (рис. 6.1). Этим объясняются разнообразные цвета звезд от красного до голубого (см. § 13). Используя законы излучения черного тела, которые открыли физики на Земле, астрономы измеряют температуру далеких космических светил (рис. 6.2). При температуре T = 300 К черное тело излучает энергию преимущественно в инфракрасной части спектра, которая не воспринимается невооруженным глазом. При низких температурах такое тело в состоянии термодина мического равновесия имеет действительно черный цвет.

Рис. 6.2. Распределение энергии в спектре излучения звезд. Цвет звезд определяет температуру поверхности T: у голубых звезд температура 12000 К, у красных - 3000 К. При увеличении температуры на поверхности звезды уменьшается длина волны,соответствующая максимуму энергии излучения

Для любознательных

В природе абсолютно черных тел не существует, даже черная сажа поглощает не более 99% электромагнитных волн. С другой стороны, если бы абсолютно черное тело только поглощало электромагнитные волны, то со временем температура такого тела стала бы бесконечно большой. Поэтому черное тело излучает энергию, причем поглощение и излучение могут происходить в разных частотах. Однако при некоторой температуре устанавливается равновесие между излучаемой и поглощенной энергией. В зависимости от равновесной температуры цвет абсолютно черного тела не обязательно будет черным - например, сажа в печи при высокой температуре имеет красный или даже белый цвет.

Астрономические наблюдения невооруженным глазом

Глаз человека является уникальным органом чувств, при помощи которого мы получаем более 90% информации об окружающем мире. Оптические характеристики глаза определяются разрешением и чувствительностью.

Разрешающая способность глаза, или острота зрения,- это способность различать объекты определенных угловых размеров. Установлено, что разрешающая способность глаза человека не превышает 1" (одна минута дуги; рис. 6.3). Это означает, что мы можем видеть отдельно две звезды (или две буквы в тексте книги), если угол между ними α>1", а если α<1", то эти звезды сливаются в одно светило, поэтому различить их невозможно.

Рис. 6.3. Мы различаем диск Луны, потому что его угловой диаметр 30", в то время как кратеры невооруженным глазом не видны, потому что их угловой диаметр меньше 1". Острота зрения определяется углом α>1"

Мы различаем диски Луны и Солнца, потому что угол, под которым виден диаметр этих светил (угловой диаметр), около 30", в то время как угловые диаметры планет и звезд меньше 1", поэтому эти светила невооруженным глазом видны, как яркие точки. С планеты Нептун диск Солнца будет выглядеть для космонавтов яркой звездой.

Чувствительность глаза определяется порогом восприятия отдельных квантов света. Самую большую чувствительность глаз имеет в желто-зеленой части спектра, и мы можем реагировать на 7-10 квантов, которые попадают на сетчатку за 0,2-0,3 с. В астрономии чувствительность глаза можно определить при помощи видимых звездных величин, характеризующих яркость небесных светил (см. § 13).

Для любознательных

Чувствительность глаза зависит и от диаметра зрачка - в темноте зрачки расширяются, а днем сужаются. Перед астрономическими наблюдениями надо 5 мин посидеть в темноте, тогда чувствительность глаза увеличится.

Телескопы

К сожалению, большинство космических объектов мы не можем наблюдать невооруженным глазом, потому что его возможности ограничены. Телескопы (греч. tele - далеко, skopos - видеть) позволяют нам увидеть далекие небесные светила или зарегистрировать их с помощью других приемников электромагнитного излучения - фотоаппарата, видеокамеры. По конструкции телескопы можно разделить на три группы: рефракторы, или линзовые телескопы (рис. 6.4) (лат. refractus - преломление), рефлекторы, или зеркальные телескопы (рис. 6.5) (лат. reflectio - отбиваю), и зеркально-линзовые телескопы.

Рис. 6.4. Схема линзового телескопа (рефрактора)

Рис. 6.5. Схема зеркального телескопа (рефлектора)

Предположим, что на бесконечности находится небесное светило, которое невооруженным глазом видно под углом. Собирающая линза, которую называют объективом, строит изображение светила в фокальной плоскости на расстоянии от объектива (рис. 6.4). В фокальной плоскости устанавливают фотопластинку, видеокамеру или другой приемник изображения. Для визуальных наблюдений используют короткофокусную линзу - лупу, которую называют окуляром.

Увеличение телескопа определяется так:

(6.1)

где - α 2 угол зрения на выходе окуляра; α 1 - угол зрения, под которым светило видно невооруженным глазом; F,f - фокусные расстояния соответственно объектива и окуляра.

Разрешающая способность телескопа зависит от диаметра объектива, поэтому при одинаковом увеличении более четкое изображение дает телескоп с большим диаметром объектива.

Кроме того телескоп увеличивает видимую яркость светил, которая будет во столько раз больше той, что воспринимается невооруженным глазом, во сколько площадь объектива больше площади зрачка глаза. Запомните! В телескоп нельзя смотреть на Солнце, поскольку его яркость будет такой большой, что вы можете потерять зрение.

Для любознательных

Для определения различных физических характеристик космических тел (движения, температуры, химического состава и т. д.) необходимо проводить спектральные наблюдения, то есть надо измерять, как распределяется излучение энергии в различных участках спектра. Для этого создан ряд дополнительных устройств и приборов (спектрографы, телевизионные камеры и пр.), которые совокупно с телескопом дают возможность отдельно выделять и исследовать излучение участков спектра.

Школьные телескопы имеют объективы с фокусным расстоянием 80-100 см, и набор окуляров с фокусными расстояниями 1-6 см. То есть увеличение школьных телескопов по формуле (6.1) может быть разным (от 15 до 100 раз) в зависимости от фокусного расстояния окуляра, применяемого во время наблюдений. В современных астрономических обсерваториях установлены телескопы, имеющие объективы с фокусным расстоянием более 10 м, поэтому увеличение этих оптических приборов может превышать 1000. Но во время наблюдений такие большие увеличения не применяют, так как неоднородности земной атмосферы (ветры, загрязненность пылью) значительно ухудшают качество изображения.

Электронные приборы

Электронные приборы, использующиеся для регистрации излучения космических светил, существенно увеличивают разрешение и чувствительность телескопов. К таким приборам относятся фотоумножитель и электронно-оптические преобразователи, действие которых основано на явлении внешнего фотоэффекта. В конце XX в. для получения изображения начали применять приборы зарядовой связи (ПЗС), в которых используется явление внутреннего фотоэффекта. Они состоят из очень маленьких кремниевых элементов (пикселей), расположенных на небольшой площади. Матрицы ПЗС используют не только в астрономии, но и в домашних телекамерах и фотоаппаратах - так называемые цифровые системы для получения изображения (рис. 6.6).

Рис. 6.6. Матрица ПЗС

К тому же, ПЗС более эффективны, чем фотопленки, потому что регистрируют 75% фотонов, в то время как пленка - лишь 5%. Таким образом, ПЗС значительно увеличивают чувствительность приемников электромагнитного излучения и позволяют регистрировать космические объекты в десятки раз более слабые, чем при фотографировании.

Радиотелескопы

Для регистрации электромагнитного излучения в радиодиапазоне (длина волны от 1 мм и более - рис. 6.7) созданы радиотелескопы, которые принимают радиоволны с помощью специальных антенн и передают их в приемник. В радиоприемнике космические сигналы обрабатываются и регистрируются специальными приборами.

Рис 6.7. Шкала электромагнитных волн

Существуют два типа радиотелескопов - рефлекторные и радиорешетки. Принцип действия рефлекторного радиотелескопа такой же, как телескопа-рефлектора (рис. 6.5), только зеркало для сбора электромагнитных волн изготавливается из металла. Часто это зеркало имеет форму параболоида обращения. Чем больше диаметр такой параболической «тарелки», тем выше разрешение и чувствительность радиотелескопа. Самый большой в Украине радиотелескоп РТ-70 имеет диаметр 70 м (рис. 6.8).

Рис. 6.8. Радиотелескоп РТ-70 находится в Крыму возле Евпатории

Радио-решетки состоят из большого количества отдельных антенн, расположенных на поверхности Земли в определенном порядке. Если смотреть сверху, то большое количество таких антенн напоминает букву «Т». Крупнейший в мире радиотелескоп такого типа УТР-2 находится в Харьковской области (рис. 6.9).

Рис. 6.9. Крупнейший в мире радиотелескоп УТР-2 (украинский Т-образный радиотелескоп; размеры 1800 м х 900 м)

Для любознательных

Принцип интерференции электромагнитных волн позволяет объединить радиотелескопы, расположенные на расстоянии десятков тысяч километров, что увеличивает их разрешение до 0,0001" - это в сотни раз превосходит возможности оптических телескопов.

Изучение Вселенной с помощью космических аппаратов

С началом космической эры наступает новый этап изучения Вселенной с помощью ИСЗ и АМС. Космические методы имеют существенное преимущество перед наземными наблюдениями, так как значительная часть электромагнитного излучения звезд и планет задерживается в земной атмосфере. С одной стороны, это поглощение спасает живые организмы от смертельного излучения в ультрафиолетовой и рентгеновской областях спектра, но с другой - ограничивает поток информации от светил. В 1990 г. в США был создан уникальный космический телескоп Хаббла с диаметром зеркала 2,4 м (рис. 6.10). В наше время в космосе функционирует много обсерваторий, которые регистрируют и анализируют излучения всех диапазонов - от радиоволн до гамма-лучей (рис. 6.7).

Рис. 6.10. Космический телескоп Хаббла находится за пределами атмосферы, поэтому его разрешение в 10 раз, а чувствительность в 50 раз превосходят возможности наземных телескопов

Большой вклад в изучение Вселенной сделали советские ученые. При их участии были созданы первые КА, которые начали исследовать не только околоземное пространство, но и другие планеты. Автоматические межпланетные станции серии «Луна», «Марс», «Венера» передали на Землю изображения других планет с таким разрешением, которое в тысячи раз превосходит возможности наземных телескопов. Впервые человечество увидело панорамы чужих миров. На этих АМС была установлена аппаратура для проведения непосредственных физических, химических и биологических экспериментов.

Для любознательных

Во времена Киевской Руси астрономические наблюдения проводили монахи. В летописях они рассказывали о необычных небесных явлениях - затмениях Солнца и Луны, появлении комет или новых звезд. С изобретением телескопа для наблюдений за небесными светилами начали строить специальные астрономические обсерватории (рис. 6.11). Первыми астрономическими обсерваториями Европы считают Парижскую во Франции (1667 г.), и Гринвичскую в Англии (1675 г.). Сейчас астрономические обсерватории работают на всех материках, и их общее количество превосходит 400.

Рис. 6.11. Астрономическая обсерватория

Рис. 6.12. Первый украинский спутник «Січ-1»

Выводы

Астрономия с оптической науки превратилась во всеволновую, потому что основным источником информации о Вселенной являются электромагнитные волны и элементарные частицы, которые излучают космические тела, а также гравитационные и электромагнитные поля, при помощи которых эти тела между собой взаимодействуют. Современные телескопы позволяют получать информацию о далеких мирах, и мы можем наблюдать события, которые происходили миллиарды лет назад. То есть с помощью современных астрономических приборов мы можем путешествовать не только в пространстве, но и во времени.

Тесты

Телескоп - это такой оптический прибор, который:
Почему крупные астрономические обсерватории строят в горах?
Может ли черное тело быть белого цвета?
В какой из этих телескопов можно увидеть наибольшее количество звезд?
Какие из этих светил с такой температурой на поверхности не существуют во Вселенной?
Чем объясняются разнообразные цвета звезд?
Почему в телескоп мы видим больше звезд, чем невооруженным глазом?
Почему наблюдения в космосе дают больше информации, чем наземные телескопы?
Почему звезды в телескоп видны как яркие точки, а планеты в тот же телескоп - как диск?
На какое наименьшее расстояние надо улететь в космос для того, чтобы космонавты невооруженным глазом видели Солнце как яркую звезду в виде точки?
Говорят, что некоторые люди имеют такое острое зрение, что даже невооруженным глазом различают крупные кратеры на Луне. Вычислите достоверность этих фактов, если крупнейшие кратеры на Луне имеют диаметр 200 км, а среднее расстояние до Луны 380000 км.

Диспуты на предложенные темы

Сейчас в космосе строится международная космическая станция, на которой Украина будет иметь космический блок. Какие астрономические приборы вы могли бы предложить для проведения исследований Вселенной?

Задания для наблюдений

Телескоп-рефрактор можно изготовить при помощи линзы для очков. Для объектива можно использовать линзу из очков +1 диоптрии, а в качестве окуляра - объектив фотоаппарата или другую линзу для очков +10 диоптрий. Какие объекты вы сможете наблюдать в такой телескоп?

Ключевые понятия и термины:

Непрерывный спектр, радиотелескоп, рефлектор, рефрактор, разрешающая способность глаза, спектр, спектральные наблюдения, телескоп, черное тело.

Представляю вашему вниманию обзор самых лучших обсерваторий мира. Это могут быть самые большие, самые современные и высокотехнологичные, расположенные в удивительных местах обсерватории, что позволило им попасть в десятку лучших. О многих из них, как например Мауна Кеа на Гавайях, уже упоминали в других статьях, а многие станут для читателя неожиданным открытием. Итак, переходим к списку…

Обсерватория Мауна Кеа, Гавайи

Расположенная на Большом Острове Гавайев, на вершине горы Мауна-Кеа, MKO — обсерватория с самым большим в мире набором оптического, инфракрасного, и высокоточного астрономического оборудования. В здании обсерватории Мауна-Кеа больше телескопов, чем в какой-либо другой в мире.

Очень Большой Телескоп (VLT), Чили

Очень Большой Телескоп — комплекс под управлением Южной европейской обсерватории. Он располагается на Черро Паранал в Пустыне Атакама, на севере Чили. VLT фактически состоит из четырех отдельных телескопов, которые обычно используются отдельно, но могут использоваться вместе, чтобы достигнуть очень высокого углового разрешения.

Южный Полярный Телескоп (SPT), Антарктика

Телескоп диаметром в 10 метров расположен на Станции Амундсена-Скотта, что на Южном полюсе в Антарктике. SPT начал свои астрономические наблюдения в начале 2007 года.

Йеркская обсерватория, США

Основанная в далеком 1897 году, Йеркская обсерватория нет имеет высоких технологий, как предыдущие обсерватории в этом списке. Однако, она по праву считается “местом рождения современной астрофизики”. Она располагается в Заливе Уильямса, Висконсин, на высоте в 334 метра.

Обсерватория ORM, Канары

Обсерватория ORM (Роке де Лос Мучачос) располагается на высоте в 2,396 метров, что делает ее одним из лучших расположений для оптической и инфракрасной астрономии в северном полушарии. Обсерватория также обладает оптическим телескопом с самой большой апертурой в мире.

Аресибо в Пуэрто Рико

Открытая в 1963 обсерватория Аресибо — гигантский радио-телескоп в Пуэрто-Рико. Вплоть до 2011 обсерваторией управлял Корнелльский университет. Гордостью Аресибо является радио-телескоп на 305 метра, имеющий одну из самых больших апертур в мире. Телескоп используется для радио-астрономии, аэрономии и радарной астрономии. Телескоп также известен своим участием в проекте SETI (Поиск Внеземного Разума).

Австралийская Астрономическая обсерватория

Расположенная на высоте в 1164 метров, AAO (Австралийская Астрономическая обсерватория) имеет два телескопа: 3.9-метровый англо-австралийский Телескоп и 1.2-метровый британский Телескоп Schmidt.

Обсерватория университета Токио в Атакаме

Как VLT и другие телескопы, обсерватория Университета Токио также расположена в чилийской Пустыне Атакама. Обсерватория располагается у вершины Серро Чайнантор, на высоте 5,640 метров, что делает её самой высокой астрономической обсерваторией в мире.

ALMA в путыне Атакама

Обсерватория ALMA (Атакамская Большая Миллиметровая/субмиллиметровая Решётка) также находится в пустыне Атакама, рядом с Очень Большим Телескопом и обсерваторией университета Токио. ALMA имеет множество 66, 12 и 7-метровых радио-телескопов. Это результат сотрудничества между Европой, США, Канадой, Восточной Азией и Чили. На создание обсерватории было потрачено более миллиарда долларов. Особо стоит выделить самый дорогой из ныне существующих телескопов, который имеется на вооружении в ALMA.

Астрономическая обсерватория Индии (IAO)

Располагаясь на высоте в 4,500 метров, Астрономическая обсерватория Индии — одна из самых высоких в мире. Она управляется индийским Институтом Астрофизики в Бангалоре.

НАУКИ О ЗЕМЛЕ ПОЧЕМУ АСТРОНОМИЧЕСКИЕ ОБСЕРВАТОРИИ РАСПОЛОЖЕНЫ В ГОРАХ В. Г. КОРНИЛОВ Московский государственный университет им. М.В. Ломоносова ВВЕДЕНИЕ WHY ASTRONOMICAL OBSERVATORIES Все, что мы знаем о звездах, Солнце, планетах, других ARE LOCATED ON MOUNTAINS астрономических объектах, нашей Вселенной, порож- дено наблюдениями. Долгие века астрономы могли на- V. G. KORNILOV блюдать небесные объекты только глазом, сначала не- вооруженным, затем с помощью телескопов. Начиная Astronomy has always been an observational с середины нынешнего столетия, возможности наблю- дателей стали стремительно расширяться за счет освое- science and will forever remain being one. ния новых диапазонов электромагнитных волн. Astronomical observatories form the basis of В 1932 году было открыто радиоизлучение от астро- astronomy. Why astronomers tend to build номических объектов, через 10–15 лет начались радио- their observatories on high mountains? World астрономические исследования, а в 50-х годах XX века – experience and the case of the Tien Shan obser- активные наблюдения в инфракрасном диапазоне. Эти vatory elucidate the current situation in optical диапазоны были освоены первыми не случайно: для их излучения атмосфера Земли практически прозрачна. И astronomy. наконец, с появлением космических обсерваторий ас- трономический арсенал пополнился ультрафиолето- Астрономия всегда была наблюдательной вым, рентгеновским и гамма-излучениями. наукой и всегда останется таковой. Базой Но и теперь, в начале XXI века, наблюдения в оп- астрономической науки являются астро- тическом диапазоне занимают особое положение. Пе- номические обсерватории. Чем вызвано риод споров, нужны ли наземные наблюдения в опти- ческом диапазоне, почти закончился. Несмотря на стремление астрономов располагать свои успешно продолжающуюся миссию космического те- обсерватории высоко в горах? Изложение лескопа Хаббла, строятся новые большие оптические мирового опыта и пример Тянь-Шаньской телескопы. Всего в мире насчитывается около сотни обсерватории проясняют современную си- астрономических обсерваторий, число их неуклонно туацию в оптической астрономии. растет. Примерно 20 обсерваторий обладает телескопа- ми с диаметром главного зеркала больше 3 м. В начале XXI века число больших телескопов должно удвоиться. Казалось бы, что астрономические обсерватории, об- ладающие телескопами с зеркалами 1–3 м, обречены. Однако Вселенная многообразна, и часто для решения © Корнилов В.Г., 2001 определенных задач астрономии нужны не столько крупные инструменты, сколько определенные условия для проведения наблюдений. В горах Северного Тянь-Шаня на высоте около 3000 м расположена Тянь-Шаньская астрономичес- www.issep.rssi.ru кая обсерватория. Каковы специфика этой обсервато- рии и ее перспективы? Для их понимания необходимо К О Р Н И Л О В В. Г. П О Ч Е М У А С Т Р О Н О М И Ч Е С К И Е О Б С Е Р В А Т О Р И И РА С П О Л О Ж Е Н Ы В ГО РА Х 69 НАУКИ О ЗЕМЛЕ выяснить общие особенности наземных оптических альным. Причем различие многократно превышает до- наблюдений звезд и других астрономических объектов. стигнутую в то время точность угловых измерений. Теоретические исследования Лапласа связали вели- ГЛАВНАЯ ОСОБЕННОСТЬ НАЗЕМНЫХ чину рефракции с величиной экстинкции – ослабле- ОПТИЧЕСКИХ НАБЛЮДЕНИЙ нием света при прохождении им через атмосферу. Тео- рия экстинкции Лапласа была математической, не Как и другие науки, астрономия разделяется на более рассматривала физических источников этого явления. узкие направления, определяемые, с одной стороны, Позже лорд Рэлей дал убедительное обоснование того, объектами исследований, с другой – методами иссле- что основная причина ослабления света в атмосфере – дований. Оптическая астрономия как исследование это так называемое молекулярное рассеяние. Рассея- небесных тел и явлений на основе данных наблюдений ние – это отклонение некой доли света в сторону от в оптическом диапазоне спектра (примерно от 300 до первоначального, основного направления распростра- 900 нм) в своем арсенале имеет разнообразную прием- нения. Но поскольку единственным прибором для из- ную и измерительную аппаратуру. Тем не менее назна- мерения блеска звезд тогда был глаз наблюдателя, а чение этой аппаратуры одинаково – измерение тех или ошибки таких измерений сравнимы с величиной ос- иных характеристик падающего на зеркало телескопа лабления, то большого внимания явление ослабления света. света не вызывало. Диапазон световых потоков от астрономических В земной атмосфере кроме молекулярного имеется объектов чрезвычайно велик. От самого яркого источ- рассеяние света на аэрозолях – мельчайших частицах ника – Солнца до самых слабых наблюдаемых объек- пыли, сажи, воды, взвешенных в воздухе. Светящиеся тов он составляет около 60 звездных величин, или 1024. ореолы вокруг ярких объектов возникают вследствие При этом есть существенная особенность, важная и именно этого рассеяния, оно также вызывает ослабле- при наблюдениях Солнца, и при наблюдениях слабей- ние света. Содержание аэрозолей в атмосфере меняется, ших объектов: наземные наблюдения осуществляются поэтому и вызываемые ими эффекты также переменны. сквозь атмосферу Земли. Хотя нам крайне повезло, что земная атмосфера практически прозрачна для оптиче- Кроме того, земная атмосфера не является одно- ского диапазона электромагнитных волн, однако ее родной средой с плавно меняющимися характеристи- влиянием на проходящий сквозь нее свет пренебрегать ками. Турбулентное перемешивание слоев воздуха, нельзя. имеющих различную температуру, приводит к хаотич- ному появлению областей более холодного или более Интуитивно понятно, что, чем тоньше земная ат- теплого воздуха размерами от миллиметров до сотен мосфера на луче зрения телескопа, тем меньше ее влия- метров. Эти температурные неоднородности вызывают ние на исследуемое излучение. Следовательно, распо- соответствующие изменения коэффициента преломле- ложив телескоп высоко в горах, можно уменьшить ния воздуха. Проходя через эти неоднородности перво- влияние атмосферы Земли. Но действительно ли раз- начально плоский фронт световой волны искажается. мещение астрономических обсерваторий высоко в го- Нерегулярные искажения волнового фронта приводят рах принесет ощутимый выигрыш для наблюдений? к случайным смещениям изображения звезды (изобра- Этот вопрос в практическом значении не подни- жение как бы дрожит), нерегулярным расплываниям мался до середины XIX века. Выбор места для обсерва- изображения (эффект характерен для средних и круп- торий определялся тогда только близостью к научно- ных телескопов), хаотическому изменению яркости изо- культурным центрам. И действительно, почти все об- бражения (мерцание звезд). серватории, основанные до середины XIX столетия, находятся в университетских городах. ПЕРВЫЕ ВЫСОКОГОРНЫЕ ОБСЕРВАТОРИИ ВЛИЯНИЕ ЗЕМНОЙ АТМОСФЕРЫ НА СВЕТ Описанные выше эффекты были хорошо известны астрономам-наблюдателям, однако специально они не ОТ АСТРОНОМИЧЕСКИХ ОБЪЕКТОВ исследовались, поскольку несильно меняли качество Первые исследования влияния атмосферы на проходя- наблюдений. Связано это с тем, что наблюдения про- щее через нее световое излучение были проведены еще водились визуальными методами на малых телескопах в XVII–XVIII веках. Практический интерес тогда вы- (диаметром менее 0,5 м, если не считать телескопов зывало явление астрономической рефракции, связан- Гершеля). Уникальные особенности механизма зрения ное с изменением коэффициента преломления воздуха позволяют различать малоконтрастные детали изобра- с высотой. Вследствие рефракции измеренное направ- жения в громадном диапазоне яркостей, игнорировать ление на астрономический объект не совпадает с ре- дрожание изображения в широкой полосе частот, 70 С О Р О С О В С К И Й О Б РА З О В АТ Е Л Ь Н Ы Й Ж У Р Н А Л, Т О М 7 , № 4 , 2 0 0 1 НАУКИ О ЗЕМЛЕ усреднять мгновенные значения блеска, то есть не- НАЧАЛО ЭРЫ ФОТОЭЛЕКТРИЧЕСКИХ сколько корректировать искажающее действие земной ПРИЕМНИКОВ СВЕТА атмосферы. Хотя первые применения приемников излучения с Во второй половине XIX века положение с оценкой внешним и внутренним фотоэффектом приходятся на влияния атмосферы на астрономические наблюдения 20–30-е годы XX века, широкое применение их для ас- стало меняться. Появились факторы, изменившие от- трономических наблюдений в оптическом и ближнем ношение астрономов к выбору места для установки те- инфракрасном диапазонах началось в конце 40-х годов лескопов. Это начало широкого применения фотогра- после появления первых промышленных фотоумножи- фии как объективного регистратора света и появление телей. Высокая чувствительность, линейность и низкий более крупных и, следовательно, более дорогих теле- шум этих приборов сделали возможным в принципе скопов. проводить измерения потока света от звезд с любой на- перед заданной точностью. Применение фотографии широко раздвинуло воз- Однако выяснилось, что даже при совершенно чис- можности наблюдений, однако быстро выяснилось, том небе ослабление света в атмосфере испытывает не- что влияние атмосферы их ограничивает. Рассеяние регулярные вариации величиной до нескольких процен- света небесных и земных источников повышает яр- тов на временах от минут и более. В первую очередь это кость ночного неба. Это фоновое излучение мешает ис- вызывается изменением количества аэрозолей на луче следовать слабейшие астрономические источники, та- зрения телескопа. Нетрудно было предположить и затем кие, как туманности и слабые галактики. Кроме того, доказать, что величина этих вариаций соотносится с об- рассеяние на аэрозолях снижает контраст изображе- щим ослаблением света, вызванным рассеянием на аэ- ния, и его слабые детали пропадают в рассеянном свете розолях. Теперь и у астрономов, исследующих звезды ярких частей наблюдаемого объекта. И наконец, эф- методами фотометрии, появилась насущная потреб- фекты искажения волнового фронта заметно снижают ность устанавливать свои телескопы как можно выше. разрешающую и проницающую возможность телеско- Так, например, обсерватория Китт-Пик, США (2100 м), пов (изображение на фотографии оказывается сущест- создавалась в 1952 году именно для фотоэлектрических венно большим и влияние фона неба усиливается). измерений блеска звезд. Как правило, высокоточная фотометрия развивалась в тех обсерваториях, в которых Проведенные в то время исследования (хотя они проводились также и солнечные исследования. были скорее качественными, чем количественными) показали, что мешающее влияние атмосферы можно Еще более жесткие требования к характеристикам земной атмосферы существуют при наблюдениях в ин- ослабить, располагая телескопы в горах. К тому же раз- фракрасном диапазоне длин волн. Дело в том, что мало- витие транспорта и связи уже позволяло астрономиче- заметное в видимом диапазоне поглощение излучения ским обсерваториям находиться вдали от городов. Ус- парами воды становится в инфракрасном диапазоне пехи астрономии и телескопостроения стимулировали преобладающим, а в некоторых его областях делает ат- постановку новых наблюдательных задач и организа- мосферу практически непрозрачной. Величина погло- цию новых обсерваторий. В результате практически все щения и ее вариации сильно зависят от количества па- обсерватории, основанные в конце XIX и первой поло- ров воды на луче зрения. Количество водяных паров вине XX века, находятся в горах на высоте от 1 до 2 км. сильно различается от времени года и места на Земле. Первые действительно высокогорные обсервато- Естественно, высокогорные районы обладают в этом рии были созданы для солнечных исследований в по- смысле наилучшими характеристиками. пытке значительно уменьшить рассеяние света в зем- Самая высокогорная обсерватория в мире сейчас ной атмосфере. Именно рассеяние солнечного света, находится на Гавайях, на атолле Мауна-Кеа. Там на вы- мешающее изучать такие феномены, как солнечная ко- соте свыше 4000 м расположены крупнейшие телеско- рона и протуберанцы, заставляет астрономов ехать ку- пы многих стран мира, в том числе и специальные те- да угодно, лишь бы наблюдать их в момент солнечного лескопы для инфракрасных исследований. затмения. Подъем на высоту от 2 до 3 км (пик дю Миди Мы практически не коснулись другого существен- во Франции, Сакраменто пик в США, Кадайканал в ного фактора, а именно качества изображений, то есть Индии) действительно позволил исследователям Солн- величины размытия атмосферой изображения астро- ца получить новые значительные результаты, особенно номических объектов. Для многих задач оптической после того, как французский астроном Лио нашел эф- астрономии главной является именно эта характеристи- фективный способ борьбы с рассеянием света в самих ка места наблюдения: исследование предельно слабых солнечных телескопах. объектов, достижение высокого углового разрешения, К О Р Н И Л О В В. Г. П О Ч Е М У А С Т Р О Н О М И Ч Е С К И Е О Б С Е Р В А Т О Р И И РА С П О Л О Ж Е Н Ы В ГО РА Х 71 НАУКИ О ЗЕМЛЕ спектроскопия высокого разрешения, – но и качество Результаты исследований прозрачности атмосфе- изображения, как правило, лучше на высокогорных ры показали, что ослабление света, вызванное аэрозо- обсерваториях. лями, в большинство ясных дней и ночей составляет всего 0,02–0,03. Вследствие этого изменения прозрач- ТЯНЬ-ШАНЬСКАЯ ВЫСОКОГОРНАЯ ности на временах от минут до часов составляют только ЭКСПЕДИЦИЯ ГАИШ доли процента. Наилучшая прозрачность и максималь- С 1 июля 1957 года началась масштабная международ- ное количество ясной погоды приходится на осенне- ная программа ЮНЕСКО – Международный геофизи- зимний период. Обычно превосходные условия изред- ческий год (МГГ). Значительная часть программы МГГ ка могут сильно ухудшаться из-за некоторых глобаль- была выполнена на астрономических обсерваториях. ных явлений. Например, в течение года после изверже- Проводились солнечные исследования и другие астро- ния вулкана Пинатубо (Филиппины, 1991 год) не было номические наблюдения, связанные с геофизически- ни одного безореольного дня и величина ослабления ми явлениями. В июле астрономы Государственного света аэрозолями не опускалась ниже 0,10. Подобное астрономического института им. П.К. Штернберга ухудшение прозрачности атмосферы было отмечено на МГУ (ГАИШ) выехали в экспедицию для проведения многих обсерваториях мира. наблюдений по этой программе. В задачу экспедиции В 1972 году был установлен кудэ-рефрактор фирмы входили исследования теллурических линий (спект- “ОПТОН” для наблюдений активных областей на ральных линий, образующихся в спектре Солнца при Солнце с уникальным фильтром на водородную линию поглощении солнечного излучения молекулами земной Нα . В течение 20 лет он использовался в сети оповеще- атмосферы), непрерывного спектра Солнца и природы ния и прогноза протонных вспышек для космических противосияния. Для наблюдений была выбрана срав- полетов. нительно ровная площадка высокогорного пастбища В 1966 году в экспедиции был установлен неболь- на высоте около 2900 м над уровнем моря, располо- шой телескоп-рефлектор с диаметром зеркала 0,5 м для женная в горах Северного Тянь-Шаня в 40 км от горо- фотоэлектрических измерений блеска звезд. Первые да Алма-Ата. От астрономов казахстанского Астрофи- же наблюдения подтвердили наличие прекрасных ус- зического института им. В.Г. Фесенкова было известно ловий для фотоэлектрической фотометрии и спектро- о хороших условиях для наблюдений в этих местах не- фотометрии. В 1983 году был смонтирован второй та- смотря на близость крупного города. кой же телескоп АЗТ-14. Место оказалось удачным. Действительно, здесь На установленных телескопах с помощью фото- были нередки безореольные дни, то есть такие дни, электрических многоцветных фотометров (обычно ис- когда небо вблизи диска Солнца обладало практически такой же яркостью, что и на значительном удалении. Потери света Это свидетельствовало о почти полном отсутствии аэ- 1,0 розолей в атмосфере на высотах выше наблюдательной площадки. Конечно, молекулярное рассеяние уменьша- 0,8 ется на высоте 3000 м только на 25%, но оно рассеивает H2O свет практически во все стороны и поэтому в отличие от рассеяния на аэрозолях не дает ореола. Для наблюдений 0,6 были установлены небольшой бесщелевой спектро- O2 граф, горизонтальный солнечный телескоп, внезатмен- 0,4 ный коронограф, 8-дюймовый рефрактор и другие не- H2O H2O большие астрономические приборы. 0,2 Через 5 лет высокогорная экспедиция ГАИШ пре- вратилась в постоянную высокогорную наблюдательную станцию, однако еще в течение 30 лет она называлась 0 300 400 500 600 700 800 900 1000 Тянь-Шаньской высокогорной экспедицией (ТШВЭ). В Длина волны, нм первые годы существования экспедиции там выполня- лись исследования в области физики Солнца, теллури- Рис. 1. Типичные зависимости доли потерь света в ческих линий, оптических свойств земной атмосферы, земной атмосфере от длины волны для Тянь-Шань- спектральные наблюдения зодиакального света, проти- ской обсерватории (синяя кривая) и равнинных об- восияния и свечения ночного неба, исследования рас- серваторий (красная кривая). Отмечены полосы по- глощения кислородом и парами воды. Резкий подъ- пределения энергии в спектрах звезд в ультрафиолето- ем потерь вблизи 300 нм обусловлен поглощением вой области, наблюдения затменных переменных звезд. света озоном 72 С О Р О С О В С К И Й О Б РА З О В АТ Е Л Ь Н Ы Й Ж У Р Н А Л, Т О М 7 , № 4 , 2 0 0 1 НАУКИ О ЗЕМЛЕ Световой поток ских лучей) и являются мощным инструментом для 1,2 определения физической природы астрономических объектов. В конце 70-х годов в Тянь-Шаньской высокогор- ной экспедиции были проведены успешные опыты по 1,0 использованию компьютеров в фотометрических на- блюдениях для проведения высокоскоростной фото- метрии. Например, для того чтобы получить детальную 0,8 картину явления покрытия звезды Луной, требуется временное разрешение порядка 1 мс. Детальная кривая блеска этого явления, определяемая дифракцией света на лунном крае, содержит в себе информацию об угло- 0,6 вом размере затмеваемой звезды. Наблюдения покры- −80 −40 0 40 80 тий звезд Луной с целью получения физических харак- Время, мс теристик звезд были выполнены в экспедиции впервые Рис. 2. Кривая покрытия звезды 61 Тельца темным в нашей стране. краем Луны, полученная 2 марта 1982 года на 0,5-м телескопе в Тянь-Шаньской высокогорной экспеди- Показатель цвета W–B ции. Время отсчитывается от момента геометричес- кого покрытия. Точки – результаты измерений про- должительностью 2 мс. Сплошная линия – теорети- −1,0 ческая кривая изменения блеска при угловом диаметре звезды 0″003. Световой поток в относи- тельных единицах. Уровень сигнала после покрытия определяется рассеянным светом Луны −0,5 пользуются четыре общепринятые спектральные поло- сы: W или U, B, V и R, расположенные соответственно в ультрафиолетовом, синем, зеленом и красном райо- 0 нах оптического спектра) проводили измерения клас- сических переменных звезд и содержащих релятивист- ские объекты двойных звездных систем. Возможность 0,5 проводить многоцветные измерения с точностью лучше 0,5% позволили получить ценные научные результаты. Какую же информацию могут получить астрономы 1,0 при высокоточных измерениях блеска звезд в разных спектральных областях? Во-первых, это определение светимости, основной энергетической характеристики звезд и других астрономических объектов (конечно, 1,5 при известном расстоянии). Измерение блеска в не- скольких спектральных полосах дает возможность до- статочно точно оценить температуру поверхности звез- 2,0 ды, ее спектральный класс – характеристику, тесно связанную с массой звезды, выделить среди обычных звезд звезды с особенностями – объекты, очень инте- 0 0,5 1,0 1,5 2,0 ресные для дальнейших исследований. Показатель цвета B–V Во-вторых, измерение блеска проводится для об- Рис. 3. Основной инструмент звездной фотометрии – наружения или изучения переменности блеска звезд. двуцветная диаграмма, построенная по данным ка- талога WBVR-величин ярких звезд северного неба. Характер переменности тесно связан с внутренним Показатели цвета, отложенные по осям, – это разно- строением звезд или показывает, что мы имеем дело с сти звездных величин в соответствующих спект- двойными или более сложными системами звезд. Ис- ральных полосах. Голубые горячие звезды располо- жены в верхнем левом углу диаграммы, красные хо- следования переменности блеска в оптическом диапа- лодные – в правом нижнем. Точки вне основного зоне часто дополняются измерениями в других областях скопления обозначают звезды, излучение которых электромагнитного спектра (от радио и до рентгенов- “покраснено” межзведным поглощением света К О Р Н И Л О В В. Г. П О Ч Е М У А С Т Р О Н О М И Ч Е С К И Е О Б С Е Р В А Т О Р И И РА С П О Л О Ж Е Н Ы В ГО РА Х 73 НАУКИ О ЗЕМЛЕ Большое внимание уделялось измерениям другого рода – с целью создания фотометрических каталогов. В 1985–1988 годах был проведен фотоэлектрический об- зор ярких звезд северного неба, в результате которого получены высокоточные звездные величины в четырех полосах спектра для 13,5 тыс. звезд. Успешным наблю- дениям способствовали уникальные условия ТШВЭ и новая приемная аппаратура с использованием компью- тера. Каталог, созданный на основе этих наблюдений, уникален по точности, полноте и однородности и ши- роко используется в мире при проведении фотометри- ческих исследований. ТЯНЬ-ШАНЬСКАЯ Рис. 4. Общий вид Тянь-Шаньской астрономичес- АСТРОНОМИЧЕСКАЯ ОБСЕРВАТОРИЯ кой обсерватории Напомним основные особенности Тянь-Шаньской вы- сокогорной экспедиции с точки зрения условий для ас- Для новых телескопов разработана и приемная ап- трономических наблюдений: 1) является одной из самых паратура. Это четырехканальные электрофотометры, высоко расположенных над уровнем моря обсерваторий позволяющие одновременно измерять блеск звезд в че- в мире: в мире только три обсерватории расположены тырех спектральных полосах оптического диапазона. выше и еще около пяти располагаются на такой же вы- Применение таких фотометров экономит время изме- соте; 2) удачно расположена по долготе, является од- рения отдельного объекта и позволяет проводить мно- ной из самых восточных обсерваторий на территории гоцветную фотометрию объектов с быстрыми измене- бывшего СССР. Этот фактор важен при проведении ниями блеска. Для исследования слабых объектов синхронных и координированных с другими обсерва- более пригоден панорамный фотометр на основе ПЗС- ториями наблюдений Солнца и звезд; 3) имеет превос- матрицы. ПЗС-матрица – это приемник излучения на ходные дневные астроклиматические характеристики: основе внутреннего фотоэффекта, позволяющий полу- большое количество безореольного ясного дневного чать цифровое изображение (обычно порядка 1000 Ч 1000 наблюдательного времени при хорошем качестве изоб- элементов изображения) исследуемой области неба. ражений; 4) отличается большим количеством ясной Конечно, по современным меркам телескопы с ночной погоды, причем в отличие от других обсервато- зеркалом 1 м – это небольшие телескопы. Проводить рий максимум приходится на осенне-зимний период. на них исследования очень слабых астрономических Очень хорошая и стабильная прозрачность атмосферы объектов невозможно. Однако для высокоточных из- с малым содержанием пыли и воды при качестве изоб- мерений блеска звезд ярче 15-й звездной величины те- ражений лучше среднего делают это место идеальным лескопы диаметром 1–1,5 м являются оптимальными в для высокоточной фотометрии в оптическом и инфра- смысле отношения результатов к стоимости. Как пра- красном диапазонах. вило, на таких телескопах решаются астрономические задачи, требующие большого количества наблюдатель- Исходя из этих особенностей и учитывая реально ного времени (десятков и сотен ночей). Две из них мы сложившиеся в экспедиции направления наблюдатель- отметим особо. ных исследований Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга МГУ решил значитель- Прежде всего это исследования двойных систем – но расширить свою наблюдательную базу. Вскоре нача- источников рентгеновского излучения, изучение кото- лись работы по созданию на основе ТШВЭ современ- рых в оптическом диапазоне спектра дает существенную ной обсерватории, ориентированной в первую очередь информацию о свойствах вещества в экстремальных на звездные фотометрические наблюдения и солнеч- физических состояниях. Особенно ценны измерения, ные исследования. В конце 80-х годов XX века были выполненные одновременно с наблюдениями в других построены новые здания Тянь-Шаньской астрономи- диапазонах электромагнитного спектра, например с на- ческой обсерватории, установлены два современных блюдениями орбитальных рентгеновских обсерваторий. телескопа с диаметром зеркал 1 м. Совместно с Чеш- Другая задача – высокоточная фотометрия всех ской академией наук установлен новый горизонталь- звезд ярче 10-й звездной величины. Общее число таких ный солнечный телескоп (диаметр зеркал 0,6 м) с уни- звезд примерно 200 тыс. Подавляющее количество из кальным спектрографом с фокусным расстоянием 35 м. них не имеет точных многоцветных измерений блеска 74 С О Р О С О В С К И Й О Б РА З О В АТ Е Л Ь Н Ы Й Ж У Р Н А Л, Т О М 7 , № 4 , 2 0 0 1 НАУКИ О ЗЕМЛЕ объектов. Самый известный пример – это новые и сверхновые звезды, а также загадочные гамма-всплес- ки, у которых, согласно новейшим данным, наблюда- ются оптические проявления. К тому же, как показывает вековой опыт, астро- ном, поставивший наблюдательную задачу, должен присутствовать при наблюдениях, хотя бы даже вирту- ально. Реальное присутствие не всегда возможно, да и обходится недешево. В мире уже существуют несколь- ко фотометрических телескопов, наблюдать на кото- рых можно не выходя из дома. Если добавить к этому открывающиеся возможности включения действую- щей астрономической обсерватории в образователь- ный процесс, то подсоединение компьютеров телеско- пов обсерватории в глобальную сеть ИНТЕРНЕТ не только оправданно, но и крайне необходимо. Именно по такому пути развиваются другие астрономические обсерватории, так должна развиваться и Тянь-Шань- ская астрономическая обсерватория. ЛИТЕРАТУРА 1. Мартынов Д.Я. Курс практической астрофизики. М.: Нау- ка, 1977. 544 с. 2. Щеглов П.В. Проблемы оптической астрономии. М.: Наука, Рис. 5. Один из 1-м телескопов-рефлекторов фир- 1980. 272 с. мы “Цейсс” (“Zeiss”), установленных в Тянь-Шань- ской астрономической обсерватории 3. Струве О., Зебергс В. Астрономия ХХ века: Пер. с англ. М.: Мир, 1968. 548 с. в оптическом диапазоне. После завершения космичес- 4. Вольтье Л., Мейнел А., Кинг И. и др. Оптические телескопы будущего: Пер. с англ. М.: Мир, 1981. 432 с. кого астрометрического эксперимента “Гиппаркос”, измерившего расстояния от Земли для большей части 5. Джиллет Ф., Лабейри А., Нельсон Дж. и др. Оптические и таких звезд, точные фотометрические данные для них инфракрасные телескопы 90-х годов: Пер. с англ. М.: Мир, 1983. 292 с. просто необходимы. Важным обстоятельством для эффективных фо- Рецензент статьи А.М. Черепащук тометрических наблюдений является использование современных компьютерных технологий, в том числе *** сетевых. Большое значение имеет возможность опе- ративного обмена данными наблюдений с другими об- Виктор Геральдович Корнилов, кандидат физико-ма- серваториями мира и отдельными исследователями. тематических наук, зав. лабораторией новых фотоме- трических методов Государственного астрономичес- Дело в том, что поведение некоторых астрономических кого института им. П.К. Штернберга МГУ. Область объектов часто непредсказуемо, а наиболее интерес- научных интересов – фотоэлектрическая фотометрия ным с точки зрения астрофизики являются моменты звезд, астрономическая приемная аппаратура. Автор резкого изменения их оптических характеристик, со- более 30 научных работ, в том числе каталога WBVR- провождающие глобальные изменения строения этих величин ярких звезд северного неба. К О Р Н И Л О В В. Г. П О Ч Е М У А С Т Р О Н О М И Ч Е С К И Е О Б С Е Р В А Т О Р И И РА С П О Л О Ж Е Н Ы В ГО РА Х 75