Астрофизика

разработке этого проекта, с которого и ведет свое начало программа

Космического телескопа им. Хаббла.

В 1973 году рабочая группа специалистов под руководством Ч. О(Делла

приступила к предварительной проработке основных вариантов конструкции

«Большого космического телескопа», завершившейся в 1977 году создание

рабочей группы Космического телескопа им. Хаббла. К этому времени телескоп

утратил наименование «большого», диаметр его главного зеркала был уменьшен

с 3 до 2,4 м. Дело в том, что разработчикам стали известны параметры МТКК –

транспортной системы для вывода телескопа на орбиту. В грузовом отсеке МТКК

можно разместить телескоп с диаметром зеркала до 3.2 м, но тогда массивные

блоки служебных систем спутника (т.е. систем ориентации, энергопитания,

связи) пришлось бы расположить за главным зеркалом, и для такого спутника с

большим моментом инерции потребовалось разработать мощную и дорогую систему

ориентации.

В варианте с 2,4-метровым зеркалом служебные системы скомпонованы в

виде тора, окружающего главное зеркало, благодаря чему момент инерции

спутника сильно уменьшится. Теперь спутник официально называется

Космический телескоп им. Хаббла, в честь Э. Хаббла, открывшего расширение

Вселенной.

Ограничение на длину инструмента и потребность иметь большое поле

зрения привели к выбору оптической системы Ричи-Кретьена, в которая широко

применяется и в современных наземных рефракторах. Главное и вторичное

зеркала соответственно имеют форму вогнутого и выпуклого гиперболоидов и

находятся на расстоянии 4,9 м друг от друга (эквивалентное фокусное

расстояние 58 м). К качеству изготовления оптики предъявлялись

исключительно высокие требования: например, поверхность главного зеркала не

должна отклонятся от расчетной более чем на 10 нм.

Оптические детали телескопа крепятся к ферме из графито-эпоксидного

композиционного материала, способной сохранять их взаимное расположение с

точностью до 1 мкм, несмотря на перепады температуры. Требования к

механической прочности конструкции связаны с 3-4 кратными перегрузками,

возможными при взлете и посадке МТКК, а отнюдь не с условиями работы

телескопа на орбите. Общая масса спутника 10.4 т.

В отличии от наземных телескопов Космический телескоп им. Хаббла будет

работать и при ярком солнечном свете. Поэтому передний конец трубы

телескопа существенно удлинен за счет светозащитной бленды, внутри трубы

имеется система диафрагм, покрытых «особо» черной краской, способной

отражать менее 1% падающего света и не давать бликов. Несмотря на эти

меры, по-настоящему «темное» небо телескоп сможет регистрировать только

тогда, когда объект наблюдения находится на угловых расстояниях более 50(

от Солнца, 70( от освещенной части Земли и 15( от Луны.

Система ориентации Космического телескопа им. Хаббла построена на

основе силовых гироскопов. Грубое наведение с точностью 1( будет

осуществляется с помощью звездных датчиков и гироскопов – датчиков скорости

(положение их осей время от времени должно уточнятся по звездам). Однако

расчетное качество изображения, получаемое с помощью 2,4-метрового

телескопа на длине волны 0,5 мкм, равно 0,05((, и чтобы использовать это

преимущество перед наземными инструментами, требуется обеспечивать

стабилизацию телескопа с еще более высокой точностью.

Направление оптической оси телескопа определяется тремя датчиками

точного гидирования по изображениям звезд более ярких, чем 1,4m, в

периферийной части поля зрения телескопа, разбитой соответственно на 3

сектора. По команде датчики начинают поиск гидировочных звезд, перемещаясь

по спирали с центром в расчетном положении. Критериями правильности захвата

нужных звезд служат значения их яркости и взаимное расположение. В случае

неудачи поиск повторяется, затем переходят к поиску запасных звезд (если

таковые имеются). Очевидно, выбор звезд должен производиться заранее, и это

очень трудоемкая работа. Более того, точность координат существующих

звездных каталогов, как правило, недостаточна, поэтому запуску Космического

телескопа им. Хаббла должно было предшествовать фотографирование всего неба

на наземных телескопах с большим полем зрения и составление специального

каталога гидировочных звезд с точно известными положениями.

Датчики точного гидирования относятся к числу наиболее сложных систем

телескопа и включают в себя прецизионные механические узлы, диссекторные

телекамеры и даже интерфомометры. Небольшие смешения звезды в поле зрения

соответствуют изменению разности фаз световых волн, приходящих на

противоположные края зеркала телескопа: изменяются интенсивности

интерферирующих пучков, и на выходе датчика возникает сигнал ошибки. При

точности гидирования 0,007(( время реакции датчиков точного гидирования

должно быть меньше 1 с, и не только потому, что возможны быстрые колебания

самого спутника, но и поскольку все звезды смещаются в поле зрения из-за

аберрации света вследствие движения спутника по орбите.

К тому же с помощью Космического телескопа им. Хаббла будут

наблюдаться и планеты, достаточно быстро перемещаться на фоне звезд.

Однако с данной системой наведения этот телескоп не сможет наблюдать земную

поверхность. Следует отметить, что неполадки при работе датчиков точного

гидирования до последнего момента заставляли сомневаться в их

работоспособности.

Как бы не был совершенен орбитальный телескоп, без светоприемной

аппаратуры он «слеп». Выбор типа светоприемника для Космического телескопа

им. Хаббла оказался не прост. Всерьез обсуждались возможность применения

фотопленок, столь долго и успешно служивших астрономам на Земле. К

сожалению, в условиях космоса высокочувствительные пленки постепенно

темнеют из-за воздействия проникающей радиации, и поэтому их пришлось бы

доставлять на Землю не реже одного раза в месяц. Однако частые посещения

орбитального телескопа нежелательны как с экономической, так и с

технической точки зрения. Отражающее покрытие зеркала (пленка алюминия и

фтористого магния) очень чувствительно к газовой атмосфере, окружающей

всякий крупный (а тем более маневрирующий) космический объект, поэтому

плотная крышка будет открываться лишь после удаления МТКК и вновь

закрываться с его приближением.

В 1973 году было решено использовать электронные приемники

изображения, лучшим из которых считалась разрабатываемая в Принстонском

университете Р. Даниельсоном и его сотрудниками передающая телевизионная

трубка секон. Каково же было разочарование его создателей, когда в 1977 г.

стало известно о резкой переориентации руководителей программы на

твердотельные приемники. Это было смелое решение, ибо технология создания

таких приемников насчитывала тогда всего несколько лет, и в астрономии они

еще не использовались.

В настоящее время эти ПЗС-приборы – приборы с зарядовой связью – можно

увидеть чуть ли не на каждом американском телескопе, и их преимущества

хорошо известны: высокий квантовый выход, доходящий до 60%, большое

количество чувствительных элементов, малый шум, большой рабочий диапазон

изменения яркости объекта и высокая геометрическая стабильность.

Использование приведенного материала в учебном процессе.

1 Включение материала в темы занятий по физике, естествознанию

(рекомендации для учителя).

На весь курс астрономии в программе средней школы отводится мало

времени. За это время ученики должны освоить астрономию, сферическую

астрономию, астрофизику, космологию и космогонию. Целостный курс астрономии

практически распадается на ряд ознакомительных разделов, теряя филосовско-

мировозренческое значение.

Одним из выходов видится экономия времени за счет введения различных

элементов астрономических знаний в курс других школьных дисциплин в

качестве иллюстративного материала. Например, развитие представлений о

строении Солнечной системы – в истории; определение географических

координат астрономическими методами, основы измерения времени – в

географию; законы Кеплера, источники энергии Солнца, определение радиальной

составляющей скорости звезд на основе эффекта Доплера – в физику;

определение пространственной скорости звезд – в физику и геометрию;

определение расстояний до звезд и до тел Солнечной системы – в геометрию;

химический состав планет и звезд – в химию и т.п.

Хотя эти элементы будут просто иллюстрировать законы, изучаемые в

данных дисциплинах, в курсе астрономии учитель уже сможет опираться на них.

Время, требуемое для активизации знаний, значительно меньше чем для

изучения.

Например, в 8-м классе в разделе «Геометрическая оптика» изучаются

законы отражения и преломления света. В качестве примера применяемых

законов в технике рассматривается всего одно устройство – фотоаппарат,

приводятся его оптическая схема и принцип работы. Другие оптические

приборы, такие, как телескоп и микроскоп, представлены только фотографиями.

Однако эти приборы в школе применяются при изучении астрономии и биологии,

и учащиеся должны знать их устройство. Оптические схемы микроскопа и

телескопа вполне доступны пониманию детей этой возрастной группы, а

оптические схемы телескопов – рефлекторов Ньютона и Кассегрена могут стать

хорошей иллюстрацией того, как работают законы отражения света. Это удачно

используется в интегрированном курсе физики и астрономии.

В 11-м классе вместо объяснения оптических схем телескопов достаточно

показать их чертеж, тем самым активизировать знания и сократив время на

изучение этого материала примерно на треть урока. Освободившееся время

более полезно потратить на рассказ о крупнейших обсерваториях мира, обращая

внимание на оптические схемы самых крупных телескопов этих обсерваторий.

Таким образом, включение астрономического материала в виде иллюстраций

в другие школьные дисциплины позволяют освободить до одной трети всего

времени без ущерба для самого курса астрономии и тех учебных дисциплин, в

которых будет применятся иллюстративный астрономический материал.

2 Планы-конспекты уроков

План-конспект урока по астрономии (11 класс).

Тема: Оптические телескопы.

Цель: Дать начальные сведения о телескопах.

Тип: Объяснение нового материала.

Элементы усвоения: Типы телескопов.

Приборы и принадлежности: Схемы рисунки.

Методы: фронтальный опрос, рассказ, беседа.

Требования к знаниям и умениям учащихся:

а) знать: 1) Предыдущий материал.

б) уметь: 1) Отвечать на поставленные вопросы.

2) Внимательно слушать новый материал.

Задачи учителя: обучающие – проконтролировать выполнение учащимися

домашнего задания. Обеспечить усвоение нового материала.

Развивающие – развить мышление, память, внимание и т.д

Воспитывающие – воспитать умение слушать других, умение

настраиваться на учебную работу

Ход урока:

|Время |Деятельность учителя |Деятельность ученика |

|2 минуты |Приветствие. Организационный|Приветствие |

| |момент | |

|8-10 минут |Опрос по прошлой теме |Отвечают на вопросы |

|25 минут |Объяснение нового материала |Слушают объяснения учителя и |

| | |отвечают на поставленные |

| | |вопросы. |

|3 минуты |Подведение итогов |Записывают домашнее задание |

Дидактический материал (опрос по прошлой теме).

Объяснение нового материала:

Наблюдения основной источник информации о небесных телах, процессах и

явлениях, происходящих во Вселенной. Для проведения наблюдений во многих

странах созданы специальный научно-исследовательские учреждения –

астрономические обсерватории. У нас, их несколько десятков: главная

астрономическая обсерватория Российской Академии наук – Пулковская (в Санкт-

Петербурге), Специальная астрофизическая обсерватория (на Северном

Кавказе), Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга (в

Москве) и др.

Современные обсерватории оснащены крупными оптическими телескопами,

представляющими собой очень большие, сложные и в значительной степени

автоматизированные инструменты.

Телескоп увеличивает угол зрения, под которым видны небесные тела, и

собирает во много раз больше света, приходящего от небесного светила, чем

глаз наблюдателя. Благодаря этому в телескоп можно рассматривать невидимые

невооруженным глазом детали поверхности ближайших к Земле небесных тел и

увидеть множество слабых звезд.

В астрономии расстояние между объектами на небе измеряются углом,

образованным лучами, идущими из точки наблюдения к объектам. Такое

расстояние называется угловым, и выражается оно в градусах и долях градуса.

Невооруженным глазом две звезды видны раздельно, если они отстоят на небе

друг от друга на угловом расстоянии не менее 1-2(. В крупные телескопы

удается наблюдать раздельно звезды, угловые расстояния между которыми

составляют сотые или даже тысячные доли секунды (под углом 1(( «видна»

спичечная коробка примерно с расстояния 10 км).

Существует несколько типов оптических телескопов. В телескопах –

рефракторах (рисунок ), где используется преломление света, лучи от

небесных светил собирает линза (или система линз). В телескопах –

рефлекторах (рисунок ) – вогнутое зеркало, способное фокусировать

отраженные лучи. В зеркально линзовых телескопах (рисунок ) – комбинация

зеркала и линз.

С помощью телескопов производятся не толь визуальные и

фотографические наблюдения, но преимущественно высокочастотные

фотоэлектрические и спектральные наблюдения. Телескопы, приспособленные для

фотографирования небесных объектов, называются астрографами.

Фотографические наблюдения имеют ряд преимуществ перед визуальными. К

основным преимуществам относятся: документальность – способность

фиксировать происходящие явления и процессы и долгое время сохранять

полученную информацию; моментальность – способность регистрировать

кратковременные явления, происходящие в данный момент; панорамность –

способность запечатлевать на фотопластинке одновременно несколько объектов

и их взаимное расположение; интегральность – способность накапливать свет

от слабых источников; детальность получаемого изображения.

Сведения о температуре, химическом составе, магнитных полях небесных

тел, а также об их движении получают из спектральных наблюдений.

Кроме света, небесные тела излучают электромагнитные волны большей

длины волны, чем свет (инфракрасное излучение, радиоволны), или меньшей

(УФ, рентгеновское излучение и гамма лучи).

План-конспект урока по физике (11 класс).

Тема: Спектральный анализ.

Цель: Сформировать представление о спектральном анализе.

Тип: Объяснение нового материала.

Элементы усвоения: Спектр.

Приборы и принадлежности: таблицы, рисунки.

Методы: фронтальный опрос, рассказ, беседа.

Требования к знаниям и умениям учащихся:

а) знать: 1) Предыдущий материал.

б) уметь: 1) Отвечать на поставленные вопросы.

2) Внимательно слушать новый материал.

Задачи учителя: обучающие – проконтролировать выполнение учащимися

домашнего задания. Обеспечить усвоение нового материала.

Развивающие – развить мышление, память, внимание и т.д.

Воспитывающие – воспитать умение слушать других, умение

настраиваться на учебную работу

Ход урока:

|Время |Деятельность учителя |Деятельность ученика |

|2 минуты |Приветствие. Организационный|Приветствие |

| |момент | |

|8-10 минут |Опрос по прошлой теме |Отвечают на вопросы |

|25 минут |Объяснение нового материала |Слушают объяснения учителя и |

| | |отвечают на поставленные |

| | |вопросы. |

|3 минуты |Подведение итогов |Записывают домашнее задание |

Дидактический материал (опрос по прошлой теме).

Объяснение нового материала:

Вы уже знаете, что существует несколько видов спектров: непрерывный,

линейчатый, полосатый. Главное свойство линейчатых спектров состоит в том,

что длины волн (или частоты) линейчатого спектра какого-либо вещества

зависит только от свойств атомов этого вещества, но совершенно не зависят

от способа возбуждения свечения атомов. Атомы любого химического элемента

дают спектр, не похожий на спектры всех других элементов: они способны

излучать строго определенный набор длин волн.

На этом основан спектральный анализ – метод определения состава

вещества по его спектру. Подобно отпечаткам пальцев у людей линейчатые

спектры имеют неповторимую индивидуальность. Неповторимость узоров на коже

пальца помогает часто найти преступника. Точно так же благодаря

индивидуальности спектров имеется возможность определить химический состав

тела. С помощью спектрального анализа можно обнаружить данный элемент в

составе сложного вещества, если его масса не превышает 10-10 г. это очень

чувствительный метод.

Количественный анализ состава веществ по его спектру затруднен, так

как яркость спектральных линий зависит не только от массы вещества, но и от

способа возбуждения свечения. Так, при низких температурах многие

спектральные линии вообще не появляются. Однако при соблюдении стандартных

условий возбуждения свечения можно проводить и количественный спектральный

анализ.

В настоящее время определены спектры всех атомов и составлены таблицы

спектров. С помощью спектрального анализа были открыты многие новые

элементы: рубидий, цезий и др. Элементам часто давали названия в

соответствии с цветом линий спектра. Рубидий дает темно-красные, рубиновые

линии. Слово цезий означает «небесно-голубой». Это цвет основных линий

спектра цезия.

Именно с помощью спектрального анализа узнали химический состав Солнца

и звезд. Другие методы анализа здесь вообще невозможны. Оказалось, что

звезды состоят из тех же самых химических элементов, которые имеются и на

Земле. Любопытно, что гелий первоначально открыли на Солнце и лишь, затем

нашли в атмосфере Земли. Название этого элемента напоминает историю его

открытия: слово гелий означает в переводе «солнечный».

Благодаря сравнительной простоте и универсальности спектральный анализ

является основным методом контроля состава вещества в металлургии,

машиностроении, атомной индустрии. С помощью спектрального анализа

определяют химический состав руд и минералов.

Состав сложных, главным образом органических смесей анализируется по

их молекулярным спектрам.

Спектральный анализ можно производить не только по спектрам

испускания, но и по спектрам поглощения. Именно линии поглощения в спектре

Солнца и звезд позволяют исследовать химический состав этих небесных тел.

Ярко светящаяся поверхность Солнца – фотосфера – дает непрерывный спектр.

Солнечная атмосфера поглощает избирательно свет от фотосферы, что приводит

к появлению линий поглощения на фоне непрерывного спектра фотосферы.

Но и сама атмосфера Солнца излучает свет. Во время солнечных затмений,

когда солнечный диск закрыт луной, происходит «обращение» линий спектра. На

месте линий поглощения в солнечном спектре вспыхивают линии излучения.

В астрофизике под спектральным анализом понимают не только определение

химического состава звезд, газовых облаков и т.д., но и нахождение по

спектрам многих других физических характеристик этих объектов: температуры,

давления, скорости движения, магнитной индукции.

Заключение

Рассказ о строении окружающего нас звездного и галактического мира, об

управляющих им законах, о путях его эволюции мы в целом воспринимаем

сегодня как что-то само собой разумеющееся. В этом, безусловно, проявление

уже глубоко укоренившейся в каждом из нас веры в науку, в ее, как

представляется, почти неограниченные возможности. При этом мы вспоминаем

слова выдающегося французского ученого Репе Декарта (1596-1650): «Нет

ничего столь удаленного от нас, чего бы мы не смогли открыть». А также

слова его не менее видного соотечественника Блеза Паскаля (1623-1662):

«Удивительно не то, что Вселенная бесконечна, а то, что человек способен

раскрыть ее тайны …».

Но если мы сравниваем работу астронома с особенностями проведения

исследований представителями других естественных наук, то не можем не

отметить ее кардинальное отличие. Физик, химик, биолог или геолог изучает

тот или другой образец, имея его непосредственно перед собой. Объект своего

исследования он может «пощупать руками» в любой момент и в буквальном

смысле этих слов. Астроном же, как принято говорить, сидит на дне

протяженного воздушного океана и всего лишь улавливает слабые световые

потоки, приходящие к нему от того или другого небесного объекта. И, тем не

менее, совершается нечто чудесное. Не выходя из стен своего учреждения,

астроном определяет расстояние до этого объекта, как будто измерил его

своими шагами, говорит о температуре на его поверхности, как будто побывал

на нем, о массе объекта, как будто своими руками укладывал его на какие-то

огромные весы, о химическом составе, как будто ему удалось как-то

«зачерпнуть» крупицу вещества из его атмосферы. Более того, астроном

рассказывает о строении звездных недр, как будто ему удалось пробуравить

хотя бы одну звезду до ее центра, он строит схемы развития звезд, галактик

и Вселенной в целом на протяжении миллиардов лет, хотя не в состоянии

проследить за этим развитием даже какую-нибудь одну сотню лет …

И хотя в своем продвижении к свету, к пониманию законов мироздания

люди долго блуждали во мраке неизвестности, ошибались, горизонт их познания

постепенно и неуклонно расширялся. А здание науки о небесных светилах –

астрономия – становилось все прекрасней …

Литература

Журнал «Земля и Вселенная» №1, 2, - 2000 г., №5 – 2000 г.

П.И. Бакулин «Курс общей астрономии» М., «Наука» 1977 г.

В.Л. Гинзбург «Современная астрофизика» М., «Наука» 1970г.

Ф.Ю. Зигель «Астрономы наблюдают» М., «Наука» 1985 г.

Е.П. Левитан «Астрономия» учебник для 11 класса М., «Просвещение» 1994 г.

Б.А. Воронцов-Вельяминов «очерки Вселенной» М., «Наука» 1969 г.

П. Ходж «Революция в астрономии» М., «Мир» 1972 г.

К.Л. Баев «Создатели новой астрономии. Коперник, Бруно, Кеплер, Галилей»

М., Учпедгиз 1948 г.

И.А. Климишин «Элементарная астрономия» М., «Наука» 1991 г.

Журнал «Астрономический вестник».

А. Томилин «Занимательно о космологии». Ленинград «Молодая гвардия» 1971 г.

Приложение к «1 Сентября» «Физика в школе».

Журнал «Космонавтика и астрономия», №11 1986 г. А.А. Токовинин «Орбитальные

и оптические телескопы».

Журнал «Космонавтика и астрономия», №7 1987 г. Ф.С. Ортенберг «Методы

инфракрасного зондирования Земли из космоса».

Страницы: 1, 2, 3, 4, 5