Реферат: Астрофизика

увеличения становятся все заметней движения воздуха. Неоднородные воздушные

струи размазывают, портят изображение и иногда то, что видно при малых

увеличениях, пропадает для больших. Наконец, чем больше увеличение, тем

бледнее, тусклее изображение небесного светила (например, Луны). Иначе

говоря, с ростом увеличения хотя и видно больше подробностей на Луне, солнце

и планетах, но зато уменьшается поверхностная яркость их изображений. Есть и

другие препятствия, мешающие применять очень большие увеличения (например, в

тысячи и десятки тысяч раз). Приходится искать некоторый оптимум и поэтому

даже в современных телескопах, как правило, наибольшие увеличения не

превосходят нескольких сотен раз.

При создании телескопов со времен Галилея придерживаются следующего правила:

выходной зрачок телескопа не должен быть больше зрачка наблюдателя. Легко

сообразить, что в противном случае часть света, собранного объективом, будет

напрасно потеряна. Очень важной величиной, характеризующей объектив

телескопа, является его относительное отверстие, то есть отношение диаметра

объектива телескопа к его фокусному расстоянию. Светосилой объектива

называется квадрат относительного отверстия телескопа. Чем «светосильнее»

телескоп, т.е. чем больше светосила его объектива, тем более яркие

изображения объектов он дает. Количество же света, собираемого телескопом,

зависит лишь от диаметра его объектива (но не от светосилы). Из-за явления,

именуемого в оптике дифракцией, при наблюдениях в телескопы яркие звезды

кажутся небольшими дисками, окруженными несколькими концентрическими

радужными кольцами. Разумеется, к настоящим дискам звезд дифракционные диски

никакого отношения не имеют.

Таково было скромное начало развернувшегося позже «Чемпионата» телескопов –

длительной борьбы за усовершенствование этих главных астрономических

инструментов.

1.2 Схема и устройство оптических телескопов.

После того как в 1609 году Галилей впервые направил на небо телескоп,

возможности астрономических наблюдений возросли в очень сильной степени. Этот

год явился началом новой эры в науке – эры телескопической астрономии.

Телескоп Галилея по нынешним понятиям был несовершенным, однако современникам

казалось чудом из чудес. Каждый, заглянув в него, мог убедится, что Луна –

это сложный мир, во многом подобный Земле, что вокруг Юпитера обращается

четыре маленьких спутника, так же как Луна вокруг Земли. Все это будило

мысль, заставляло задумываться о сложности Вселенной, ее материальности, о

множестве обитаемых миров. Изобретение телескопа вместе с системой Коперника

сыграло немалую роль в ниспровержении религиозной идеологии средневековья.

Изобретение телескопа, как и большинство великих открытий, не было случайным,

оно было подготовлено всем предыдущим ходом развития науки и техники. В XVI

веке мастера-ремесленники хорошо научились делать очковые линзы, а отсюда был

один шаг до телескопа и микроскопа.

Телескоп имеет три основных назначения:

1. Собирать излучения от небесных светил на приемное устройство (глаз,

фотографическую пластинку, спектрограф и др.);

2. Строить в своей фокальной плоскости изображение объекта или

определенного участка неба;

3. Помочь различать объекты, расположение на близком угловом расстоянии

друг от друга и поэтому неразличимые невооруженным глазом.

Основной оптической частью телескопа является объектив, который собирает свет

и строит изображение объекта или участка неба. Объектив соединяется с

приемным устройством- трубой (тубусом). Механическая конструкция, несущая

трубу и обеспечивающая ее наведение на небо, называется монтировкой. Если

приемником света является глаз (при визуальных наблюдениях), то обязательно

необходим окуляр, в который рассматривается изображение, построенное

объективом. При фотографических, фотоэлектрических, спектральных наблюдениях

окуляр не нужен. Фотографическая пластинка, входная диафрагма

электрофотометр, щель спектрографа и т.д. устанавливаются непосредственное в

фокальной плоскости телескопа.

Телескоп с линзовым объективом называется рефрактором, т.е. преломляющим

телескопом. Так как световые лучи различных длин волн преломляются по-

разному, то одиночная линза дает окрашенное изображение. Это явление

называется хроматической аберрацией. Хроматическая аберрация в значительной

мере устранена в объективах, составленных из двух линз, изготовленных из

стекол с разным коэффициентом преломления (ахроматический объектив или

ахромат).

Законы отражения не зависит от длины волны, и естественно возникла мысль

заменить линзовый объектив вогнутым сферическим зеркалом (рисунок 4). Такой

телескоп называется рефлектором, т.е. отражательным телескопом. Первый

рефлектор (диаметром всего лишь в 3 см и длиной в 15 см) был построен

ньютоном в 1671 году.

Сферическое зеркало не собирает параллельного пучка лучей в точку; оно дает в

фокусе несколько разлитое пятнышко. Это искажение называется сферической

аберрацией. Если зеркалу придать форму параболоида вращения, то сферическая

аберрация исчезает. Параллельный пучок, направленный на такой параболоид

вдоль его оси, собирается в фокусе практически без искажений, если не считать

неизбежного размытия из-за дифракции. Поэтому современные рефлекторы имеют

зеркала параболоидальной или, как чаще говорят, параболической формы.

До конца XIX века основной целью телескопических наблюдений было изучение

видимых положений небесных светил. Важную роль играли наблюдения комет и

деталей на планетных дисках. Все эти наблюдения производились визуально, и

рефракторы с двулинзовым объективом полностью удовлетворял потребности

астрономов.

В конце XIX и особенно в XX веке характер астрономической науки претерпел

органические изменения. Центр тяжести исследований переместился в область

астрофизики и звездной астрономии. Основным предметом исследования стали

физические характеристики Солнца, планет, звезд, звездных систем. Появились

новые приемники излучения – фотографическая пластинка и фотоэлемент. Стала

широко применяться спектроскопия. В результате изменились и требования к

телескопам.

Для астрофизических исследований желательно, чтобы оптика телескопа не

накладывала никаких ограничений на доступный диапазон длин волн: земная

атмосфера и так ограничивает его слишком сильно. Между тем стекло, из

которого делаются линзы, поглощает ультрафиолетовое и инфракрасное излучение.

Фотографические иммульсии и фотоэлементы чувствительны в более широкой

области спектра, чем глаз, и потому хроматическая аберрация при работе с

этими приемниками сказывается сильнее.

Таким образом, для астрофизических исследований нужен рефлектор. К тому же

большое зеркало рефлектора изготовить значительно легче, чем двухлинзовый

ахромат: надо обработать с оптической точностью (до 1/8 длины световой волны

или 0,07 микрона для визуальных лучей) одну поверхность вместо четырех, и при

этом не предъявляется особых требований к однородности стекла. Все это

привело к тому, что рефлектор стал основным инструментом астрофизики. В

астрометрических работах по-прежнему применяются рефракторы. Причина этого

состоит в том, что рефлекторы очень чувствительны к малым случайным поворотам

зеркала: так как угол падения равен углу отражения, то поворот зеркала на

некоторый угол b смещает изображение на угол 2b. Аналогичный поворот

объектива в рефракторе дает гораздо меньшее смещение. А так как в астрометрии

надо измерять положение светил с максимальной точностью, то выбор был сделан

в пользу рефракторов.

Как уже сказано, рефлектор с параболическим зеркалом строит изображение очень

четко, однако тут необходимо сделать одну оговорку. Изображение можно считать

идеальным, пока оно остается вблизи оптической оси. При удалении от оси

появляются искажения. Поэтому рефлектор с одним толь параболическим зеркалом не

позволяет фотографировать больших участков неба размером, скажем, 50

x 50, а это необходимо для исследования звездных скоплений, галактик

и галактических туманностей. Поэтому, для наблюдений, требующих большого поля

зрения, стали строить комбинированные зеркально-линзовые телескопы, в которых

аберрация зеркала исправляется тонкой линзой, часто увиолевой (сорт стекла,

пропускающего ультрафиолетовые лучи).

Зеркала рефлекторов в прошлом (XVIII – XIX веках) делали металлическими из

специального сплава, однако впоследствии по технологическим причинам оптики

перешли на стеклянные зеркала, которые после оптической обработки покрывают

тонкой пленкой металла, имеющего большой коэффициент отражения (чаще всего

алюминий).

Основными характеристики телескопа являются диаметр D и фокусное расстояние F

объектива. Чем больше диаметр, тем больший световой поток Ф собирает

телескоп:

(1)

где Е – освещенность объектива и S – его площадь.

Другой существенной характеристикой является относительное отверстие:

(2)

Как не трудно убедиться, освещенность в фокальной плоскости, создаваемая

протяженным объектом:

(3)

Поэтому при фотографировании слабых протяженных объектов (туманностей, комет)

существенно иметь больше относительное отверстие. Однако с увеличением

относительного отверстия быстро возрастает вне осевые аберрации. Чем больше

относительное отверстие, тем труднее их устранять. Поэтому относительное

отверстие рефлекторов обычно не превышает 1:3. зеркально-линзовые системы и

сложные объективы могут обеспечить в некоторых случаях относительное

отверстие 1:1 и более.

Для визуального телескопа важный характеристикой является увеличение, равное

отношению фокусных расстояний объектива и окуляра:

(4)

Если невооруженным глазом можно различить звезды с угловым расстоянием не менее

2¢, то телескоп уменьшает этот предел в n раз.

При фотографировании представляет интерес масштаб изображения в фокальной

плоскости. Он может быть выражен в угловых единицах, приходящихся на 1 мм.

Чтобы найти масштаб изображения, нужно знать линейные расстояния l между

двумя точками изображения с взаимным угловым расстоянием a.

(5)

Где F- фокусное расстояние объектива. Вывод этой формулы ясен из рисунка

При малых углах a:

(6)

если a в радианах, и

(7)

если a в градусах. Тогда масштаб изображения

(8)

и если F выражено в мм, то l тоже будет в мм. Масштаб M, в зависимости от

единицы измерения a, получится в градусах на мм (°/мм), в минутах дуги на мм

(¢/мм) или секундах дуги на мм (¢¢/мм).

Так, угловой диаметр солнца и Луны равен приблизительно 0°,5. При фокусном

расстоянии телескопа F=1000 мм диаметр изображения Солнца и Луны в его

фокальной плоскости составляет около 10 мм и, следовательно

Телескоп-рефлектор, приспособленный для наблюдений непосредственно в фокусе

параболического зеркала, называется рефлектором с прямым фокусом. Часто

используются более сложные системы рефлекторов; например, с помощью

дополнительного плоского зеркала, установленного перед фокусом, можно вывести

фокус в бок за пределы трубы (ньютоновский фокус). Дополнительным выпуклым

пред фокальным зеркалом можно удлинить фокусное расстояние и вывести фокус в

отверстие просверленное в центре главного зеркала (кассегреновский фокус), и

т.д. некоторые из таких более сложных систем рефлекторов показаны на рисунке

. они удобнее для присоединения приемных устройств к телескопу, но из-за

дополнительных отражений дают большие потери света.

Сложной технической задачей является наведение телескопа на объект и смещение

за ним. Современные обсерватории оснащены телескопами диаметром от нескольких

десятков сантиметров до нескольких метров. Самый большой в мире рефлектор

действовал в советском Союзе. Он имел диаметр 6 м и установлен на высоте 2070

м (гора Пастухова, вблизи станицы Зеленчукской на Северном Кавказе).

Следующий по размерам рефлектор имеет диаметр 5 м и находится в США

(обсерватория Маунт Паломар).

Монтировка телескопа всегда имеет две взаимно перпендикулярные оси, поворот

вокруг которых позволяет навести его в любую область неба. В монтировке,

называемой вертикально-азимутальной, одна из осей направлена в зенит, другая

лежит в горизонтальной плоскости. На ней монтируются небольшие переносные

телескопы. Крупные телескопы, как правило, устанавливаются на экваториальной

монтировке, одна из осей которой направлена в полюс мира (полярная ось), а

другая лежит в плоскости небесного экватора (ось склонения). Телескоп на

экваториальной монтировке называется экваториалом.

Чтобы следить за небесным светилом в экваториал, достаточно поворачивать его

только вокруг полярной оси в направлении роста часового угла, так как

склонение светила остается неизменным. Этот поворот осуществляется

автоматически часовым механизмом. Известно несколько типов экваториальной

монтировки. Телескопы умеренного диаметра (до 50-100 см) часто

устанавливаются на «немецкой» монтировке (рисунок ), в которой полярная ось

и ось склонения образуют параллактическую головку, опирающуюся на колонну. На

оси склонения, по одну сторону от колонны, располагается труба, а по другую

– уравновешивающий ее груз, противовес. «Английская» монтировка (рисунок )

отличается от немецкой тем, что полярная ось опирается концами на две

колонны, северную и южную, что придает ей дополнительную устойчивость. Иногда

в английской монтировке полярную ось заменяет четырехугольной рамой, так что

труба оказывается внутри рамы (рисунок ). Подобная конструкция не позволяет

направить инструмент на полярную неба. Если северный (верхний) подшипник

полярной оси сделать в форме подковы (рисунок), то такого ограничения не

будет. Наконец, можно вообще убрать северную колонну и подшипник. Тогда

получиться «американская» монтировка или «вилка» (рисунок ).

Часовой механизм не всегда действует только, и при получении фотографий с

длительными экспозициями, достигающими иногда многих часов, приходится

следить за правильностью наведения телескопа и время от времени его

подправлять. Этот процесс называется гидированием. Гидирование осуществляется

с помощью гида – небольшого вспомогательного телескопа, установленного на

общей монтировке с главным телескопом.

1.3 Использование фотографических методов.

С середины прошлого века в астрономии стал применяться фотографический метод

регистрации излучения. В настоящее время он занимает ведущее место в

оптических методах астрономии.

Длительные экспозиции на высокочувствительных пластинках позволяют получать

фотографии очень слабых объектов, в том числе таких, которые практически

недоступны для визуального наблюдения. В отличие от глаза, фотографическая

эмульсия способна к длительному накоплению светового эффекта. Очень важным

свойством фотографии является панорамность: одновременно регистрируется

сложное изображение, которое может состоять из очень большого числа

элементов. Существенно, наконец, что информация, которая получается

фотографическим методом, не зависит от свойств глаза наблюдателя, как это

имеет место при визуальных наблюдениях. Фотографическое изображение,

полученное однажды, сохраняется как угодно долго, и его можно изучать в

лабораторных условиях.

Фотографическая эмульсия состоит из зерен галоидного серебра (AgBr, AgCl и

др.; в различных сортах эмульсии применяются разные соли), взвешенных в

желатине. Под действием света в зернах эмульсии протекают сложные

фотохимические процессы, в результате которых выделяется металлическое

серебро. Чем больше света поглотилось данным участком эмульсии, тем больше

выделяется серебра.

Галоидное серебро поглощает свет в области l < 5000Å. Область спектра

3000-5000Å называют иногда фотографической (аналогично визуальной,

3900-7600Å). Чтобы сделать эмульсию чувствительной к желтым и красным

лучам, в ней вводят органические красители – сенсибилизаторы, расширяющие

область спектральной чувствительности. Панхроматические эмульсии – это

сенсибилизированные эмульсии, чувствительные до 6500-7000Å (в зависимости

от сорта). Кривые спектральной чувствительности различных эмульсий показаны на

рисунке . они широко применяются в астрономической и обычной фотографии.

Значительно реже встречаются инфрахроматические эмульсии, чувствительные к

инфракрасным лучам до 9000Å, иногда и до 13000Å.

Звезды на фотографиях выходят в виде кружков. Чем ярче звезда, тем большего

диаметра получается кружочек при данной экспозиции (рисунок ). Различие в

диаметрах фотографических изображений звезд является чисто фотографическим

эффектом и никак не связан с их истинными угловыми диаметрами. Научной

обработке подвергаются, как правило, только сами негативы, так как при

перепечатке искажается заключенная в них информация. В астрономии

используются как стеклянные пластинки, так и пленки. Пластинки

предпочтительнее в тех случаях, когда по негативам изучается относительное

положение объектов. Сравнивая между собой фотографии одной и той же части

неба, полученные в разные дни, месяцы и годы, можно судить об изменениях,

которые в этой области произошли. Так, смещение малых планет и комет (когда

они находятся далеко от Солнца и хвост еще не заметен) среди звезд легко

обнаруживается при сравнении негативов, полученных с интервалом в несколько

суток. Собственные движения звезд, а также отдельны сгустков межзвездного

вещества в газовых туманностях изучаются по фотографиям, полученным через

большие интервалы времени, иногда достигающие многие десятилетия. Изменение

блеска переменных звезд, вспышки новых или сверхновых звезд тоже легко

обнаруживается при сравнении негативов, полученных в разные моменты времени.

Для исследования подобных изменений используются специальные приборы –

стереокомпаратор и блинк-микроскоп. Стереокомпаратор служит для обнаружения

перемещений. Он представляет собой своего рода стереоскоп. Обе пластинки,

снятые в разное время, располагаются так, что исследователь видит их

изображения совмещенными. Если какая-либо звезда заметно сместилась, она

«выскочит» из картинной плоскости. Блинк-микроскоп отличаются от

стереокомпаратора тем, что специальной заслонкой можно закрывать либо одно,

либо другое изображение. Если эту заслонку быстро колебать, то можно

сравнивать не только положения, но и величины изображений звезд на обеих

пластинках. Изменение положения или изменение звездной величины при этом

легко обнаруживаются. Точные измерения положения звезд не пластинках

производятся на координатных измерительных приборах.

Почернение негатива приблизительно определяется произведением освещенности E

на продолжительность экспозиции t. Этот закон называется законом

взаимозаместимости. Он выполняется более или менее хорошо лишь в ограниченном

интервале освещенности. Для каждого сорта эмульсии, при которых он наиболее

эффективен. В частности, очень чувствительные кино- и фотопленки,

предназначенные для коротких экспозиций, не пригодны для длительных,

применяемые в астрономии.

Фотография позволяет проводить фотометрические исследования астрономических

объектов, т.е. определять количество их яркость и звездную величину. Для

этого необходимо знать зависимость почернения негатива от освещенности –

провести калибровку негатива. Чтобы измерить степень почернения, надо

пропустить сквозь негатив световой пучок, интенсивность которого

регистрируется. Тогда почернения D можно выразить через оптическую плотность

негатива:

(10)

где J0 – интенсивность падающего пучка,

J – интенсивность пучка, прошедшего сквозь негатив.

Зависимость

(11)

Называется характеристикой кривой эмульсии (рисунок ). Можно выделить три

участка или области характеристической кривой: область недодержек, где

крутизна кривой уменьшается с уменьшением Et, область нормальной экспозиции,

где крутизна максимальная и зависимость почти линейная, и область передержек,

где крутизна уменьшается с увеличением Et. При правильно выбранной экспозиции

почернение должно соответствовать линейному участку. Чтобы построить

характеристическую кривую, на эмульсию впечатывается изображение нескольких

(обычно порядка 10) площадок, освещенность которых находится в известном

отношении. Эта операция называется калибровкой негатива.

Зная характеристическую кривую, можно сравнивать освещенности,

соответствующие различным точкам негатива, и в случае протяженных объектов,

таких как туманности или планеты, построить их щофоты. Этого достаточно для

относительной фотометрии (т.е. измерения отношения яркости и блеска). Для

абсолютной фотометрии (т.е. измерение абсолютных значений яркости и блеска)

необходимо провести, кроме калибровки, еще и стандартизацию. Для

стандартизации надо впечатать на эмульсию изображение площадки с известной

яркостью (для протяженных источников) или иметь на негативе звезды с

известными звездными величинами. При относительной фотометрии точечных

объектов калибровка делается обычно по звездам с известным блеском.

Для измерения почернения негатива применяются фотоэлектрические

микрофотометры. В этих приборах интенсивность светового пучка, прошедшего

сквозь негатив, измеряется фотоэлементом.

Главный недостаток фотографической пластинки приемника излучения – это

нелинейная зависимость почернения от освещенности. Кроме того, почернение

Страницы: 1, 2, 3, 4, 5