---

<< 3.1 Osnovnaya zadacha nablyudatel'noi | Oglavlenie | 3.3 Astronomicheskoe intermezzo: Zvezdnye >>

Razdely

• 3.2.1 Opticheskie teleskopy
• 3.2.2 Priemniki
• 3.2.3 Radioteleskopy
• 3.2.4 Rentgenovskie teleskopy i detektory.

---

3.2 Teleskopy i priemniki izlucheniya

3.2.1 Opticheskie teleskopy

Dlya vydeleniya otdel'nyh istochnikov na nebe trebuetsya povyshenie razreshayushei sposobnosti prinimayushego ustroistva i uvelichenie prinimaemogo potoka izlucheniya ot istochnika. Obe eti celi dostigayutsya primeneniem teleskopa - special'nogo ustroistva, v kotorom proishodit fokusirovka sobrannoi elektromagnitnoi energii v otdel'nye izobrazheniya. Pervyi opticheskii teleskop byl izobreten Galileo Galileem v 1610 g. i sostoyal iz dvuh polozhitel'nyh linz s raznymi diametrami i fokusnymi rasstoyanimi, ob'ektiva i okulyara. Vposledstvii vmesto linzy dlya ob'ektiva stali ispol'zovat' parabolicheskie zerkala (teleskopy-reflektory), kotorye obladayut men'shimi aberraciyami, chem linzy, i tehnologicheski legche ispolnimy.

Ob'ektiv delaetsya vozmozhno bol'shego diametra, chtoby sobirat' maksimal'noe kolichestvo energii i imet' horoshuyu uglovuyu razreshayushuyu sposobnost'. Razreshayushaya sposobnost' teleskopa opredelyaetsya tol'ko diametrom ob'ektiva i ogranichena difrakciei sveta na vhodnom zrachke i - dlya nazemnyh opticheskih teleskopov - vliyaniem atmosfernoi turbulentnosti (sm. nizhe).

Izobrazhenie stroitsya v fokal'noi ploskosti ob'ektiva. Esli stavitsya zadacha izucheniya izobrazheniya vseh ob'ektov, popadayushih v pole zreniya ob'ektiva, v fokal'noi ploskosti ustanavlivaetsya panoramnyi priemnik (fotoplastinka, PZS-matrica). Pri etom ne trebuetsya dopolnitel'noi optiki (okulyara). Esli stavitsya zadacha izmereniya potoka izlucheniya ot otdel'nogo istochnika, to priemnik stavitsya v vyhodnom zrachke teleskopa. Vyhodnym zrachkom nazyvaetsya izobrazhenie ob'ektiva teleskopa, sozdavaemoe okulyarom. Tak kak v vyhodnom zrachke stroitsya izobrazhenie vseh zvezd, popadayushih v pole zreniya ob'ektiva, dlya vydeleniya potoka ot konkretnogo istochnika v fokal'noi ploskosti ustanavlivaetsya diafragma, vydelyayushaya svet tol'ko ot etogo istochnika.

Samye krupnye sovremennye opticheskie teleskopy imeyut diametr glavnogo zerkala: 6 m (Special'naya Astrofizicheskaya Observatoriya RAN, Severnyi Kavkaz), 8 m (Very Large Telescope, Yuzhnaya Evropeiskaya Observatoriya, Chili), 10 m (sostavnoe zerkalo, adaptivnaya optika; teleskop im. U.Keka, Gavaiskie ostrova, SShA). Proekt VLT sostoit iz 4-h nezavisimyh teleskopov s diametrom glavnogo zerkala 8.2-m (sm Ris. 3.3). Kazhdoe zerkalo mozhet mehanicheski izmenyat' svoyu formu dlya korrekcii atmosfernyh drozhanii izobrazheniya (adaptivnaya optika). Ono mozhet ispol'zovat'sya kak nezavisimyi teleskop i kak chast' opticheskogo interferometra s effektivnym diametrom 16 m. K nachalu 2000 g. vvedeno v stroi 2 teleskopa iz 4-h. Diapazon nablyudenii - ot 25 mikron do 3000 A.

3.2.2 Priemniki

Osnovnaya zadacha priemnika izlucheniya sostoit v preobrazovanii elektromagnitnoi energii sveta v inye formy (naprimer, v mehanicheskuyu elektricheskuyu ili teplovuyu), izmeryaya kotorye laboratornymi fizicheskimi metodami mozhno delat' vyvody o harakteristikah prinimaemogo teleskopom svetovogo signala. Na mikroskopicheskom urovne svetochuvstvitel'nyi element lyubogo priemnika sostoit iz veshestva, pri vzaimodeistvii s kotorym energiya fotonov perehodit v kineticheskuyu energiyu svobodnyh elektronov (vnutrennii ili vneshnii fotoeffekt) ili v kolebaniya ionov v uzlah kristallicheskoi reshetki, kotorye vposledstvii registriruyutsya razlichnymi sposobami. Prosteishie primery - kremnievyi fotodiod ili fotokatod FEU. Granica fotoeffekta v tom ili inom veshestve opredelyaet oblast' chuvstvitel'nosti detektora. Neposredstvenno chuvstvitel'nost' detektora dlya raznyh priemnikov opredelyaetsya po-raznomu, no po suti dela eto minimal'noe kolichestvo elektromagnitnoi energii v diapazone chuvstvitel'nosti detektora, pri vzaimodeistvii kotoroi s veshestvom detektora poyavlyaetsya fizicheskii effekt, sravnimyi s vnutrennimi shumami detektora (teplovym i t.d.).

Drugaya harakteristika - vremya inercii, t.e. minimal'noe vremya, neobhodimoe dlya reakcii detektora na prinimaemuyu porciyu elektromagnitnogo izlucheniya. Vremya inercii ogranichivaet vremennuyu razreshayushuyu sposobnost' detektora.

Chasto dlya harakteristiki chuvstvitel'nosti detektorov sveta ispol'zuyut ponyatie kvantovogo vyhoda . Naprimer, dlya chelovecheskogo glaza , dlya fotoemul'sii 1-5 , kvantovyi vyhod FEU mozhet dostigat' 50-70 , a pribora s zaryadovoi svyaz'yu (PZS) - svyshe 50-70 .

Etu zhe harakteristiku primenyayut dlya kolichestvennogo opisaniya effektivnosti pribora v celom, t.e. vsego trakta teleskop - detektor - usilitel' ili otdel'nyh zven'ev etogo trakta, t.k. v kazhdom elemente priemnogo kanala mogut voznikat' (i voznikayut) dopolnitel'nye pomehi, uhudshayushie effektivnost' priema v celom (naprimer, rasseyanie sveta v optike i na konstrukciyah teleskopa ili parazitnye navodki v usilitele signala). T.o. obobshennyi kvantovyi vyhod opredelyayut prosto kak otnoshenie signala k shumu na vhode priemnogo kanala k otnosheniyu signal/shum na vyhode iz nego.

V kazhdom diapazone elektromagnitnogo spektra est' svoi osobennosti v principah detektirovaniya izlucheniya i postroeniya izobrazhenii istochnikov.

3.2.3 Radioteleskopy

Radioteleskopy ispol'zuyutsya dlya priema kosmicheskogo izlucheniya v predelah okna prozrachnosti zemnoi atmosfery dlya radiovoln v diapazone ot mm do dekametrov. Sostoyat iz antenny i radiometra. Naibolee rasprostraneny parabolicheskie antenny, sobirayushie parallell'nyi radiopotok v fokuse. Polnopovorotnye antenny dostigayut diametra 100 m (Bonn. FRG). Krupneishaya nepodvizhnaya antenna - 300-m radioteleskop v Aresibo (Puerto-Riko, SShA). Takzhe ispol'zuyutsya sinfaznye antenny, otdel'nymi elementami kotoryh mogut byt' elementarnye obluchateli (poluvolnovye dipoli, spiral'nye antenny) ili parabolicheskie refelektory malogo diametra. Signal ot kazhdogo elementarnogo obluchatelya podaetsya po volnovodam k priemniku, prichem zaderzhka v volnovodah rasschitana takim obrazom, chtoby signaly popadali na priemnik v odnoi faze (sinfazno).

Razreshayushaya sposobnost' radioteleskopa opredelyaetsya shirinoi diagrammy napravlennosti glavnogo lepestka antenny i opredelyaetsya takzhe, kak i v sluchae opticheskogo teleskopa , gde - dlina volny prinimaemogo izlucheniya. Chuvstvitel'nost' radioteleskopa opredelyaetsya effektivnoi ploshad'yu antenny , kotoraya svyazana s formoi diagrammy napravlennosti (bezrazmernoi funkciei, pokazyvayushei, vo skol'ko raz moshnost' izlucheniya, prinimaemaya real'noi antennoi v napravlenii bol'she ili men'she moshnosti izlucheniya, prinimaemoi idealizirovannoi antennoi s izhotropnoi diagrammoi napravlennosti; v glavnom lepestke dostigaet maksimal'nogo znacheniya) : . Iz-za nalichiya bokovyh lepestkov diagrammy napravlennosti, effektivnaya ploshad' vsegda men'she geometricheskoi ploshadi antenny.

3.2.3.1 Shumovaya i antennaya temperatura

Dlya harakteristiki chuvstvitel'nosti antenny ispol'zuetsya ponyatie shumovoi temperatury . Shumovaya temperatura antenny harakterizuet summarnuyu moshnost' izlucheniya , sobiraemuyu antennoi cherez vse lepestki diagrammy napravlennosti ot zemnoi poverhnosti, atmosfery, ionosfery i iz kosmicheskogo prostranstva v polose chastot :

( - postoyannaya Bol'cmana). Shumovye antennye temperatury v oblasti dlinnyh radiovoln dostigayut neskol'kih tysyach K i svyazany s kosmicheskim fonom, v oblasti decimetrovyh i santimetrovyh voln - poryadka soten K i svyazany s teplovym izlucheniem Zemli i okruzhayushih predmetov.

Prohozhdenie kosmicheskim istochnikom glavnogo lepestka diagrammy napravlennosti antenny vyzyvaet malye izmeneniya antennoi temperatury , i zadacha svoditsya k vydeleniyu slabogo signala sredi shuma. Pri polose priemnika (ona opredelyaetsya polosoi usilitelya radiometra) i vremeni integrirovaniya signala minimal'no obnaruzhimyi signal imeet amplitudu

Zdes' - ekvivalentnaya shumovaya temperatura na vhode priemnogo ustroistva, opredelyaemaya kak temperatura etalona (chernogo tela ili soglasovannoi nagruzki), pri kotoroi moshnost' ego izlucheniya na rabochei chastote ravna moshnosti sobstvennyh shumov priemnogo ustroistva. U maloshumyashih priemnikov v sm diapazone  K, kotoraya mozhet byt' umen'shena dopolnitel'nym ohlazhdeniem zhidkim geliem. ^3.2

Kak vidno iz formuly (3.4), dlya uluchsheniya chuvstvitel'nosti raditeleskopa k shirokopolosnym signalam trebuetsya rasshirenie polosy priemnika i uvelichenie vremeni nablyudeniya. Dlya uzkopolosnyh (naprimer, kvazi-monohromaticheskih) ili impul'snyh signalov formulya dlya chuvstvitel'nosti izmenitsya. Tak, dlya optimal'nogo priema impul'snyh signalov s harakternym vremenem polosa priemnika dolzhna byt' .

3.2.3.2 Metod aperturnogo sinteza

Iz-za bol'shoi dliny radiovoln razreshayushaya sposobnost' radioteleskopov dazhe s ochen' bol'shim diametrom antenny plohaya, v luchshem sluchae neskol'ko uglovyh minut. Dlya uvelicheniya razreshayushei sposobnosti trebuetsya uvelichenie bazy priema radiosignala. Eto dostigaetsya metodom radiointerferometrii, kogda signal ot dvuh ili bolee radioteleskopov, raznesennyh na rasstoyanie , zapisyvaetsya primenym ustroistvom na kazhdom teleskope, a zatem sovmestno obrabatyvaetsya. Effektivnaya razreshayushaya sposobnost' pri etom stanovitsya poryadka . V interferometrii so sverhdlinnoi bazoi ispol'zuyutsya teleskopy, raspolozhennye v raznyh koncah Zemli (naprimer, v Evrope i v Avstralii), pri etom dostigaetsya razreshayushaya sposobnost' luchshe 100 mks dugi.

V otlichie ot odinochnogo radioteleskopa, radiointerferometr registriruet ne vse izobrazhenie, a tol'ko odnu iz prostranstvennyh Fur'e-garmonik raspredeleniya yarkosti istochnika po nebu. Dlya postroeniya izobrazheniya nuzhno imet' kak mozhno bol'she garmonik s raznymi fazami (metod aperturnogo sinteza). Eto dostigaetsya pri odnovremennom nablyudenii istochnika bol'shim chislom antennn s raznymi bazami i orientaciyami. Naprimer, bol'shaya antennaya reshetka VLA (Very Large Array) v N'yu-Meksiko (SShA) sostoit iz 27 antenn diametrom 25 m kazhdaya, raspolozhennyh vdol' obrazuyushi' v vide bukvy Y. Razreshenie VLA do 1 uglovoi sekundy na dline volny 10 sm.

Eshe bol'shego razresheniya mozhno dobit'sya, vyvedya odin iz radioteleskopov v kosmos (kosmicheskii radiointerferometr). V nastoyashee vremya rassmatrivaetsya ryad takih proektov, v t.ch. i v Rossii.

3.2.4 Rentgenovskie teleskopy i detektory.

Dlya registraciya zhestkih kvantov ispol'zuyut ih osobennosti vzaimodeistviya s veshestvom. Dlya registracii fotonov s energiei menee 20-30 keV primenyayutsya detektory, ispol'zuyushie fotoeffekt v gaze ili na poverhnosti tverdogo tela. K nim otnosyatsya proporcional'nye gazonapolnennye schetchiki, amplituda elektricheskogo impul'sa na vyhode kotoryh proporcional'na v nekotorom spektral'nom diapazone energii padayushego fotona. Effektivnost' takih detektorov opredelyaetsya secheniem fotoionizacii gaza-napolnitelya (obychno inertnyi gaz Ar, Xe) i koefficientom propuskaniya okna schetchika (obychno ispol'zuyut tonkie fol'gi legkih metallov Be, Al tolshinoi 10-100 mkm, ili organicheskie plenki tolshinoi 1-10 mkm i men'she. Dlya prekrasheniya elektricheskogo razryada v inertnom gaze, vyzvannogo popadaniem zhestkogo kvanta, dobavlyayut elektrootricatel'nyi gaz (metan ili CO). V rezhime proporcional'nosti koefficient usileniya dostigaet . Spektral'noe razreshenie takih schetchikov neveliko ( ) i obratno proporcional'no kvadratnomu kornyu iz energii padashego fotona. Ploshad' otdel'nyh gazonapolnennyh proporcional'nyh schetchikov mozhet byt' poryadka 300 sm.

Dlya registracii fotonov s energiei ot 30 keV do 10 MeV primenyayut scintilyacionnye detektory, v kachestve kotoryh ispol'zuyut kristally NaI ili CsI s dobavkami Tl ili scintiliruyushie organicheskie plastmassy. Padayushii foton vyzyvaet v scintiliruyushem veshestve vspyshku UF- ili vidimogo izlucheniya, amplituda kotoroi v opredelennom spektral'nom diapazone proporcional'na energii pogloshennogo kvanta. Impul'sy vidimogo izlucheniya registriruyutsya fotoumnozhitelyami. Ploshad' scintilyacionnyh detektorov ogranichena tehnologiei vyrashivaniya monokristallov CsI ili NaI i kaak pravilo ne prevyshaet 100-300 sm. Dlya opredeleniya koordinat rentgenovskih fotonov ih predvaritel'no preobrazuyut v puchok elektronov, a zatem v vidimyi svet. Dlya etih celei ispol'zuyutsya mnogonityanye dvuhkoordinatnye proporcional'nye gazonapolnennye schetchiki, diodnye matricy ili matricy PZS.

V myagkom rentgenovskom diapazone primenyayut otrazhatel'nye fokusiruyushie teleskopy (teleskopy kosogo padeniya), stroyashie rentgenovskoe izobrazhenie. Rabota takih teleskopov vozmozhna iz-za rosta koefficienta otrazheniya dlya metallov s uvelicheniem dliny volny padayushego rnetgenovskogo izlucheniya i priblizheniem ugla padaeniya k 90 grad. Vysokii koefficient otrazheniya (svyshe 50%) dlya Au i Pt dostigaetsya pri uglah padeniya svyshe 87 gradusov. Horoshee kachestvo rentgenovskogo izobrazheniya daet dvuhzerkal'naya sistema, sostoyashaya iz paraboloida i giperboloida vrasheniya (rentgenovskii teleskop kosogo padeniya tipa Uoltera). Uglovoe razreshenie teleskopov kosogo padeniya dostigaet 1". Effektivnaya ploshad' takih teleskopov zavisit ot energii fotonov i dostigaet 20 sm na energiyah 0.5-1 keV.

---

<< 3.1 Osnovnaya zadacha nablyudatel'noi | Oglavlenie | 3.3 Astronomicheskoe intermezzo: Zvezdnye >>

Publikacii s klyuchevymi slovami: zvezdy - Mezhzvezdnaya sreda - Kosmologiya - teoreticheskaya astrofizika - astrofizika Publikacii so slovami: zvezdy - Mezhzvezdnaya sreda - Kosmologiya - teoreticheskaya astrofizika - astrofizika
Sm. takzhe: Chernaya dyra razrushaet zvezdu: animaciya Zvezdy, pyl' i tumannost' v NGC 6559 25 samyh yarkih zvezd na nochnom nebe Animaciya: chernaya dyra razrushaet zvezdu Razlozhenie dalekogo sveta Sravnenie razmerov zvezd Samaya dalekaya iz vseh izvestnyh zvezd? Vse publikacii na tu zhe temu >>