Astronet > Opticheskaya astronomiya

po tekstam po klyuchevym slovam v glossarii po saitam perevod po katalogu

Opticheskaya astronomiya

1. Vvedenie
2. Fotometricheskie metody
3. Spektral'nye metody
4. Interferencionnye metody
5. Priemniki izobrazheniya
6. Zaklyuchenie

1. Vvedenie

Opticheskaya astronomiya - samyi staryi razdel astronomii, izuchayushii razlichnymi fizicheskimi metodami el.-magn. izluchenie nebesnyh ob'ektov v diapazone dlin voln ot 0,3 do 10 mkm (optich. okno prozrachnosti zemnoi atmosfery). Pri rabote optich. teleskopov vne atmosfery (na ISZ) ih volnovoi diapazon neskol'ko rasshiryaetsya za schet uchastkov IK- i UF-diapazonov, primykayushih k optich. diapazonu.

Osn. massa veshestva Vselennoi, izluchayushego v optich. diapazone, sosredotochena v zvezdah. El.-magn. izluchenie zvezd i mezhzvezdnogo gaza generiruetsya gl. obr. za schet energii teplovogo dvizheniya ionov i elektronov i naz. teplovym izlucheniem. Razlichayut nesk. tipov energetich. perehodov chastic, porozhdayushih teplovoe izluchenie: 1) svobodno-svobodnye perehody elektrona v elektrich. pole iona; elektron, ispustivshii (poglotivshii) foton, ostaetsya svobodnym; spektr izlucheniya v etom sluchae nepreryvnyi, on harakteren dlya sil'no ionizovannogo gaza pri vysokoi temp-re; 2) svobodno-svyazannye perehody pri rekombinacii svobodnogo elektrona s ionom; oni dayut nepreryvnyi spektr izlucheniya s dlinoi volny koroche predela spektral'noi serii; 3) svyazanno-svyazannye perehody elektrona v atome s odnogo urovnya energii na drugoi s ispuskaniem ili poglosheniem fotona, oni porozhdayut izluchenie ili pogloshenie v spektral'nyh liniyah. Nalichie spektr. linii v optich. izluchenii nebesnyh ob'ektov daet obshirnuyu informaciyu ob ih fiz. harakteristikah: temp-re, him. sostave, plotnosti, skorosti dvizheniya veshestva i dr.

Izluchenie nek-ryh ob'ektov v optich. diapazone nosit neteplovoi harakter (sm. Neteplovoe izluchenie). Eto prezhde vsego sinhrotronnoe izluchenie, harakternoe dlya kvazarov, aktivnyh yader galaktik, pul'sarov i tumannostei, obrazovavshihsya v rezul'tate vzryva sverhnovyh zvezd.

Pribory i instrumenty O. a. nepreryvno sovershenstvuyutsya. Pronicayushaya sila optich. teleskopov blagodarya razvitiyu tradicionnyh i primeneniyu novyh metodov vozrosla za poslednie 25 let v desyatki i sotni raz. Metody povysheniya effektivnosti optich. chasti teleskopov rassmotreny v st. Opticheskii teleskop. Nizhe budut rassmotreny razlichnye metody registracii optich. izlucheniya i apparatura, pomeshaemaya v fokus teleskopa pri issledovaniyah razlichnyh kosmicheskih ob'ektov.

Tradicionno metody O. a. delyatsya na fotometricheskie i spektral'nye, hotya zachastuyu oni peresekayutsya i vzaimno dopolnyayut drug druga v zavisimosti ot konkretno reshaemoi zadachi. Osobyi razdel O. a. sostavlyayut interferometricheskie metody polucheniya vysokogo uglovogo razresheniya. Effektivnost' metodov O. a. opredelyaetsya v znachitel'noi stepeni sovershenstvom priemnika izlucheniya, stoyashego na vyhode fotometricheskogo, spektral'nogo ili interferencionnogo pribora.

2. Fotometricheskie metody

Astronomich. fotometriya zanimaetsya izmereniem potoka izlucheniya ot nebesnyh ob'ektov dlya opredeleniya ih osn. fiz. harakteristik. Potokom izlucheniya dF naz. kolichestvo luchistoi energii, padayushei v ed. vremeni po normam na ploshadku dS:
$dF(\lambda)=I(\lambda)\;d \omega\;d\lambda$ , (1)
gde $I(\lambda)$ - ud. intensivnost' izlucheniya zvezdy, $d\omega$ - telesnyi ugol, pod k-rym vidna so zvezdy ploshadka $dS= r^2 d\omega$ , $d\lambda$ - interval dlin voln. Potok izlucheniya, prihodyashiisya na ed. ploshadi poverhnosti, naz. osveshennost'yu poverhnosti:
$dH(\lambda)={dF(\lambda)\over {dS}}={I(\lambda)\over{r^2}}\;d\lambda$ . (2)
V praktich. astronomii osveshennost' nazyvayut bleskom zvezdy (nebesnogo svetila) i izmeryayut ne v erg/sm² ili Dzh/m², a v spec. otnositel'nyh ed. - zvezdnyh velichinah m:
$m=a-2,5\lg H(\lambda)$ , (3)
gde a - koeff., opredelyayushii nachalo (nul'-punkt) shkaly sistemy zvezdnyh velichin.

V spektrah real'nyh zvezd raspredelenie energii otklonyaetsya ot zakona izlucheniya Planka. Eti otkloneniya svyazany v osnovnom s nalichiem v spektrah linii i polos poglosheniya, s potemneniem k krayu diska zvezdy i s dr. prichinami. Odnako v pervom priblizhenii, izmeryaya blesk zvezdy na dvuh raznyh dlinah voln, iz f-ly Planka mozhno opredelit' temp-ru poverhnosti zvezdy. V etom sostoyalo istoricheski pervoe dostizhenie astrofotometrii. Sovr. fotometrich. izmereniya, osushestvlyaemye na raznyh dlinah voln, pozvolyayut opredelyat' mnogie fiz. harakteristiki zvezd: temp-ru, massu, uskorenie sily tyazhesti, anomalii him. sostava, skorost' vrasheniya zvezdy vokrug osi i dr.

Fotograficheskaya fotometriya (FF)
sushestvuet uzhe bolee sta let - so vremeni primeneniya v astronomii pervyh fotoemul'sii. Izmerenie kolichestva zaregistrirovannoi fotoplastinkoi energii proizvoditsya po plotnosti pocherneniya proyavlennoi emul'sii. Fotoplastinka obladaet preimushestvom pered vsemi sushestvuyushimi i dazhe proektiruemymi fotoelektrich. priemnikami v tom sluchae, kogda trebuetsya odnovremenno izuchit' ogromnoe kolichestvo izobrazhenii zvezd, no pogreshnost' izmereniya bleska zvezdy fotoplastinkoi ~ 10% ot potoka, ili ~0,1^m, chto primerno na poryadok nizhe tochnosti, dostigaemoi v elektrofotometrii. Rekordnaya zvezdnaya velichina nebesnyh ob'ektov, zaregistrirovannyh na fotoplastinkah pri predel'no dlinnyh ekspoziciyah na krupnyh teleskopah, dostigaet 25^m. Vysokaya pronicayushaya sposobnost' FF pri otnositel'no nizkoi tochnosti delaet ee nezamenimoi pri reshenii poiskovyh i obzornyh zadach, a takzhe razlichnogo roda zadach zvezdnoi statistiki, kogda odnovremenno trebuetsya izmerit' potoki ot soten i tysyach zvezd v odinakovyh usloviyah.

Izmereniya potoka izlucheniya ot nebesnyh ob'ektov vedetsya v standartnyh intervalah dlin voln U, V, V, R, I i dr. (sm. Astrofotometriya). Imi pol'zuyutsya kak v fotografich., tak i v fotoelektrich. fotometrii.

Vybrannyi dlya issledovanii spektr. diapazon v FF realizuetsya sochetaniem fotoemul'sii opredelennoi spektr. chuvstvitel'nosti s cvetnym steklyannym fil'trom. Napr., polosa U realizuetsya sochetaniem nesensibilizirovannoi emul'sii s fil'trom UFS-6.

Osn. princip FF sostoit v tom, chto pri odinakovyh usloviyah svet ravnoi intensivnosti i odinakovogo spektr. sostava vyzyvaet odinakovyi fotografich. effekt - stepen' pocherneniya proyavlennoi fotoemul'sii. Pochernenie ocenivaetsya po propuskaniyu sveta poluchennym fotografich. izobrazheniem. Propuskanie zavisit ne tol'ko ot yarkosti fiksiruemogo optich. izobrazheniya, no i ot raspredeleniya intensivnosti v nem, k-roe opredelyaetsya prezhde vsego diametrom izobrazheniya zvezdy. Razmer izobrazheniya zavisit ot astroklimatich. uslovii vo vremya ekspozicii (sm. Astroklimat), tochnosti navedeniya teleskopa na ob'ekt, aberracii (pogreshnostei) optich. sistemy teleskopa, rasseyaniya sveta v emul'sii i ot ryada dr. prichin. V pervom priblizhenii diametr fokal'nogo izobrazheniya zvezdy d yavl. f-ciei intensivnosti padayushego sveta I i oni svyazany poluempirich. f-loi Rossa:
d = A + B lgI , (4)
gde A i B - post. velichiny dlya dannoi fotoplastinki. Esli na fotoplastinke imeyutsya izobrazheniya zvezd, dlya k-ryh intensivnosti (i blesk) uzhe opredeleny fotoelektrich. metodom, to, sravnivaya diametry ih izobrazhenii s diametrami izobrazhenii issleduemyh zvezd, mozhno opredelit' blesk poslednih.

V FF na krupnyh teleskopah primenyaetsya t.n. kasseta Richi. Eto ustroistvo pozvolyaet skompensirovat' oshibki slezheniya za zvezdoi v techenie dlit. ekspozicii, a takzhe drozhanie izobrazheniya zvezdy, voznikayushee iz-za atmosfernyh pomeh.

Izmerenie potoka izlucheniya ot issleduemogo ob'ekta po propuskaniyu sveta astronegativom - process trudoemkii i kropotlivyi. Sushestvuet nesk. variantov bystrodeistvuyushih i vysokotochnyh avtomatich. mikrofotometrov, sochlenennyh s EVM, dlya izmereniya astronegativov. Takie sistemy pozvolyayut za nesk. chasov izvlech' prakticheski vsyu fotometrich. informaciyu, soderzhashuyusya v astronegative razmerom 30 sm $\times$ 30 sm.

Fotoelektricheskaya fotometriya.

Ris. 1. Opticheskaya shema fotoelektricheskogo
fotometra: O - okulyarnyi podsmotr dlya
vizual'nogo sovmesheniya zvezdy s diafragmoi
fotometra, F - smennye cvetnye fil'try,
D - kruglaya smennaya diafragma, LF - linza
Fabri dlya fokusirovki izobrazheniya na
fotokatod FEU.

S poyavleniem vysokokachestvennyh fotoelektrich. umnozhitelei (FEU) elektrofotometriya zvezd stala samym tochnym metodom opredeleniya potokov izlucheniya ot nebesnyh ob'ektov. Pogreshnost' izmerenii potoka elektrofotometrom obychno sostavlyaet 0,01^m, a s primeneniem differencial'noi metodiki v horoshih astroklimatich. usloviyah snizhaetsya do 0,005-0,003^m. Stol' vysokaya tochnost' dostigaetsya blagodarya tomu, chto sovr. FEU v rezhime scheta fotonov yavl. prakticheski ideal'nym lineinym priemnikom s bol'shim dinamich. diapazonom (~ 10⁶, t.e. FEU mozhet izmeryat' potoki izlucheniya, razlichayushiesya v million raz), s kvantovym vyhodom fotokatoda 10-80%, s malymi ( $\approx$ 1-10 imp/s) temnovymi shumami (t.e. nizkim urovnem shumov pri neosveshennom fotokatode FEU).

Na ris. 1 pokazany osn. uzly optich. shemy elektrofotometra. Diafragma neobhodima dlya vydeleniya issleduemogo ob'ekta. Dlya izmereniya potokov izlucheniya zvezd upotreblyaetsya kruglaya diafragma s diametrom, primerno v 5 raz prevyshayushim diametr izobrazheniya zvezdy. Pri men'shih razmerah diafragmy smeshenie izobrazheniya zvezdy ot centra iz-za atmosfernogo drozhaniya ili oshibok gidirovaniya budet privodit' k izmeneniyu potoka ot zvezdy i, sledovatel'no, k oshibkam fotometrirovaniya. Pri bol'shih razmerah diafragmy potok ot vidimoi chasti neba budet soizmerim s potokom ot zvezdy, a dlya slabyh zvezd on budet bol'she potoka ot zvezdy, chto takzhe snizhaet tochnost' fotometrirovaniya. Pri issledovaniyah protyazhennyh ob'ektov (galaktik, tumannostei i t.p.) inogda ispol'zuyut diafragmu v vide uzkoi sheli, k-raya sluzhit dlya skanirovaniya issleduemogo ob'ekta.

Analiz spektral'nogo raspredeleniya energii v ob'ekte proizvoditsya pri pomoshi smennyh fil'trov F. Spektral'naya polosa propuskaniya vydelyaetsya podborom steklyannyh (shirokopolosnyh) ili interferencionnyh (uzkololosnyh) fil'trov s uchetom spektral'noi chuvstvitel'nosti fotokatoda FEU (sm. Svetofil'try).

Mnogokanal'nye fotometry primenyayut dlya snizheniya pogreshnostei, obuslovlennyh izmeneniem prozrachnosti atmosfery, i dlya sokrasheniya obshego vremeni issledovaniya ob'ekta. Razlichayut dva tipa mnogokanal'nyh fotometrov. Pervyi tip - mnogocvetnye fotometry, v k-ryh posle diafragmy D stoit svetodelitel'naya ploskoparallel'naya plastinka, delyashaya, potok ot zvezdy v nuzhnoi proporcii kak po intensivnosti, tak i po cvetu. Chast' otrazhennogo sveta delitsya eshe raz vtoroi svetodelit. plastinkoi. Tak poluchayut tri svetovyh puchka ot zvezdy, dayushih pri prohozhdenii cherez steklyannye fil'try tri polosy: U, V, V. Izmereniya proizvodyat odnovremenno tremya FEU.

Vtoroi tip - dvuhluchevye fotometry, oni predstavlyayut soboi fakticheski dva nezavisimyh pribora, ustanovlennyh v fokal'noi ploskosti teleskopa. Odin fotometr izmeryaet potok ot issleduemoi zvezdy, drugoi odnovremenno - potok ot opornoi zvezdy. Dvuhluchevoi fotometr pochti polnost'yu isklyuchaet oshibki za schet izmeneniya prozrachnosti atmosfery vo vremya ekspozicii, a ego pronicayushaya sila sootvetstvuet odnokanal'nomu variantu.

Elektrofotometriya iz vseh metodov O. a. (blagodarya malomu kolichestvu elementov upravleniya) luchshe vsego poddastsya avtomatizacii. S usilitelya FEU informaciya o velichine izmeryaemogo potoka postupaet v EVM, gde prohodit pervichnuyu obrabotku. EVM upravlyaet smenoi fil'trov, diafragm, vvodit etalonnyi istochnik sveta i t.p.

3. Spektral'nye metody

Spektroskopiya daet bolee obshirnuyu informaciyu o fiz. sostoyanii ob'ekta, chem fotometriya, no sam eksperiment pri etom bolee trudoemok, a dostignutaya pronicayushaya sila nizhe.

Osn. harakteristikami astrospektroskopii yavl. razreshayushaya sposobnost' i svetovaya effektivnost' E. Spektral'noi razreshayushei sposobnost'yu naz. minim. raznost' dlin voln $\Delta\lambda$ , pri k-roi dve detali v spektre registriruyutsya razdel'no (kriterii Releya). Razreshenie R astronomich. fotoemul'sii sostavlyaet 0,015-0,020 mm, fotoelektrich. priemniki izobrazheniya imeyut obychno eshe hudshee razreshenie (do 0,05 mm). Za isklyucheniem Solnca, vse astronomich. ob'ekty obladayut stol' maloi yarkost'yu, chto dlya registracii ih spektrov prihoditsya primenyat' svetosil'nye kamery. Poetomu v astronomii pri nochnyh nablyudeniyah razreshenie opredelyaetsya v osnovnom razresheniem priemnika R i vyrazhaetsya f-loi:
$\Delta\lambda = R K$ (5)
gde K - obratnaya lineinaya dispersiya (spektral'nyi interval, prihodyashiisya na 1 mm izobrazheniya spektra, $\AA$ /mm).

Svetovaya effektivnost' harakterizuet poteri potoka izlucheniya ot zvezdy, proishodyashie v optich. sisteme pribora. Znachenie E obratno proporcional'no vremeni ekspozicii, neobhodimomu dlya registracii nepreryvnogo spektra dannoi zvezdy, i proporcional'no predel'noi zvezdnoi velichine, dostizhimoi s pomosh'yu dannogo spektral'nogo pribora.

Besshelevaya spektroskopiya
nizkoi dispersii sluzhit dlya klassifikacii i predvarit, izucheniya nebesnyh ob'ektov. V prosteishem sluchae dlya etoi celi primenyayut ob'ektivnuyu prizmu (ili difrakc. reshetku), k-ruyu pomeshayut pered ob'ektivom shirokougol'nogo teleskopa (napr., kamery Shmidta). Izobrazhenie tochechnogo istochnika pri etom rastyagivaetsya v spektr (sm. Spektral'nye pribory). Velichina K v etom sluchae sostavlyaet dlya zvezd 200-300 $\AA$ /mm, a dlya bolee slabyh ob'ektov (galaktik, kvazarov) - 1000-2000 $\AA$ /mm. Metod besshelevoi spektroskopii pozvolyaet za odnu ekspoziciyu poluchit' spektry vseh dostatochno yarkih ob'ektov v predelah polya zreniya. Dlya uvelicheniya pronicayushei sily besshelevye spektry poluchayut v pryamom fokuse krupnyh opticheskih teleskopov. Tak, v pryamom fokuse 3,6-metrovogo teleskopa observatorii Mauna-Kea na Gavaiskih ostrovah ustanovlen trehlinzovyi korrektor, poslednyaya linza k-rogo slegka klinovidna i snabzhena prozrachnoi difrakcionnoi reshetkoi, pozvolyayushei poluchat' spektrogrammy s dispersiei 1000-2000 $\AA$ /mm. Za chasovuyu ekspoziciyu na plastinkah Kodak IIIaJ byl poluchen spektr kvazara (21,2^m) s dispersiei 1000 $\AA$ /mm.

Esli lineinyi razmer izobrazheniya zvezdy bol'she razresheniya fotoemul'sii, chto prakticheski vsegda spravedlivo dlya krupnyh teleskopov, to spektral'noe razreshenie ravno:
$\Delta\lambda = F\beta K$ (6)
gde F - fokusnoe rasstoyanie teleskopa v mm, $\beta$ - uglovoi razmer izobrazheniya zvezdy v radianah.

Svetovaya effektivnost' opredelyaetsya f-loi:
$E={D^2 \Delta\lambda \over {F\beta \omega}}={D^2 K \over {\omega}}$ (7)
gde D - diametr teleskopa, $\omega$ - vysota spektra poperek dispersii (dlya uvelicheniya fotometrich. tochnosti spektr poperek dispersii delayut shire, peremeshaya zvezdu vo vremya ekspozicii na velichinu, v nesk. raz prevyshayushuyu razreshenie fotopriemnika). Esli rasshirenie spektra ne proizvoditsya, to $\omega=F \beta$ .

Osn. nedostatok besshelevoi spektroskopii - maloe spektral'noe razreshenie.

Shelevaya spektroskopiya.

Ris. 2. Opticheskaya shema spektrografa: Sh -
vhodnaya shel'; O₁ - ob'ektiv kollimatora,
delayushii svetovoi puchok parallel'nym;
DE - dispergiruyushii element (prizma ili
difrakcionnaya reshetka), razlagayushii svet
v spektr; O₂ - ob'ektiv kamery, fokusiruyushii
svet na priemnik izobrazheniya PI.

V shelevom spektrografe (ris. 2) izobrazhenie zvezdy stroitsya ob'ektivom teleskopa na uzkoi sheli. Svet, proshedshii cherez shel', popadaet na ob'ektiv kollimatora, dayushego parallel'nyi puchok sveta, i razlagaetsya v spektr dispergiruyushim elementom (prizmoi ili difrakc. reshetkoi). Zatem pri pomoshi ob'ektiva spektr fokusiruetsya na priemnik izobrazheniya. Esli suzit' shel' nastol'ko, chto ee izobrazhenie na fotoplastinke budet ravno razresheniyu emul'sii, to mozhno dostignut' predela razresheniya spektrografa, poteryav pri etom chast' sveta ot ob'ekta. Poetomu poluchenie spektrogramm s vysokim spektral'nym razresheniem vozmozhno tol'ko dlya otnositel'no yarkih ob'ektov pri horoshem kachestve izobrazheniya.

Svetovaya effektivnost' spektrografa pri uslovii, chto uzhe dostignut predel razresheniya, zavisit prezhde vsego ot sootnosheniya razmerov izobrazheniya zvezdy $\beta$ i shiriny vhodnoi sheli spektrografa h. Prakticheskii interes predstavlyayut tri sluchaya.

1) Ves' svet ot zvezdy, sobiraemyi teleskopom, prohodit cherez shel' spektrografa. Etot sluchai ekvivalenten besshelevoi spektroskopii, i svetovaya effektivnost' opredelyaetsya po f-le (7).

2) Shirina sheli men'she diametra izobrazheniya, postroennogo teleskopom ( $h < \beta$ ), a razmer izobrazheniya, v svoyu ochered', men'she trebuemogo rasshireniya spektra ( $\omega > \beta$ ). Takoi sluchai chasto vstrechaetsya v spektroskopii sr. dispersii, kogda, ne zhelaya teryat' spektral'noe razreshenie, vynuzhdenno idut na poteryu svetovoi effektivnosti i na uvelichenie vremeni ekspozicii. V etom sluchae
$E=K_1 D/\beta$ , (8)
gde K₁ - postoyannaya dlya dannogo spektrografa velichina, zavisyashaya ot ego konstruktivnyh osobennostei.

3) Shirina sheli $h \ll \beta$ , i net neobhodimosti prinuditel'no uvelichivat' vysotu spektra, t.k. izobrazhenie zvezdy poperek dispersii mnogo bol'she razresheniya emul'sii. Etot sluchai prakticheski osushestvlyaetsya pri bol'shih dispersiyah, kogda neobhodimo poluchit' vysokoe spektral'noe razreshenie. Svetovaya effektivnost' v etom sluchae ravna:
$E=K_2/\beta^2$ , (9)
gde K₂ - postoyannaya spektrografa.

Iz privedennyh f-l sleduet, chto svetovaya effektivnost' spektrografa opredelyaetsya prezhde vsego kachestvom izobrazheniya, davaemogo sistemoi "atmosfera-teleskop" na vhodnoi sheli spektrografa. Obychno dlya dannogo instrumenta eta velichina uzhe opredelena astroklimatom mesta ustanovki instrumenta i kachestvom optiki teleskopa, poetomu edinstvennyi put' povysheniya svetovoi effektivnosti sostoit v uvelichenii svetosily kamery. Optich. sistema "teleskop-spektrograf" ekvivalentna teleskopu s diametrom D i so svetosiloi, ravnoi svetosile kamery spektrografa. Dlya dostizheniya optimal'noi svetovoi effektivnosti (sluchai 1) razreshenie priemnika izobrazheniya dolzhno byt' soglasovano s razmerom izobrazheniya, davaemogo optich. sistemoi teleskopa. Dlya soglasovannogo spektrografa svetosila kamery
$(d/f)_{kam} \ge D\beta /R$ . (10)

Pri R = 0,02 mm i $$\beta = 1,5$ rad na teleskope s D = 6 m dolzhen stoyat' spektrograf so svetosiloi kamery $(d/f)_{kam} \ge 2,1$ .

Dlya polucheniya vysokogo spektral'nogo razresheniya effektivno ispol'zuyutsya interferometry Fabri-Pero, k-rye v sochetanii s kude-spektrografom [sluchai 3, f-la (9)] pozvolyayut primerno v 30-40 raz rasshirit' vhodnuyu shel' bez uhudsheniya spektral'nogo razresheniya ili v 30-40 raz uluchshit' spektral'noe razreshenie, ne umen'shaya razmera vhodnoi sheli. spektrografa. Spektrometr takogo tipa rabotaet v uzkom spektral'nom intervale, soizmerimom s shirinoi issleduemoi linii, on nahodit shirokoe primenenie v zadachah izucheniya mezhzvezdnyh linii poglosheniya i v magnitometrii nebesnyh ob'ektov.

4. Interferencionnye metody

Ris. 3. Razlichnye shemy zvezdnyh
interferometrov (L - baza
interferometra, opredelyayushaya
razreshenie instrumenta, ravnoe
$\lambda$ /L): a - interferometr Maikel'sona,
gde M₁, M₂, M₃, M₄ - ploskie zerkala,
svodyashie svet ot zvezdy v fokus
teleskopa; b - interferometr
intensivnostei, gde P₁ i R₂ -
fotoelektricheskie priemniki izlucheniya,
F₁ i F₂ - elektronnye usiliteli i H -
korrelometr; v - interferometr Labeiri
s dvumya otdel'no stoyashimi teleskopami
T₁ i T₂, imeyushimi obshii
fokus kude, svet v k-ryi popadaet
pri pomoshi zerkal M₁, M₂, M₃, M₄.

V 20-h gg. 20 v. na 2,5-metrovom teleskope observatorii Maunt-Vilson (SShA) nachalis' pervye nablyudeniya zvezd na interferometre Maikel'sona s bazoi 6 m (ris. 3,a). Optich. puti v plechah etogo interferometra nado bylo vyravnivat' s tochnost'yu 0,001 mm, otkuda ochevidny te trudnosti, s k-rymi stolknulis' nablyudateli. Na etom variante pribora udalos' izmerit' diametry nesk. yarchaishih zvezd (sm. Interferometriya). V 1960 g. R. Henberi-Braun i R. Tviss (Avstraliya) predlozhili ideyu interferometra intensivnostei (ris. 3,b), v k-rom svet ot zvezdy, sobrannyi dvumya bol'shimi zerkalami, registriruetsya fotoelektrich. priemnikami (P₁, P₂). Posle usileniya (v F₁, F₂) signaly postupayut v elektronnyi korrelometr (X), opredelyayushii prostranstvennuyu kogerentnost' prinyatogo sveta. Po stepeni kogerentnosti puchkov sveta (stepeni postoyanstva raznosti faz svetovyh kolebanii) vychislyayut diametr zvezdy.

V 1970 g. A. Labeiri (Franciya) predlozhil metod spekl-interferometrii dlya izmereniya vidimyh diametrov zvezd. Po svoei prostote i original'nosti etot metod predstavlyaet soboi odin iz samyh znachit, vkladov optiki v astronomiyu. Eta metodika shiroko primenyaetsya na mnogih krupnyh teleskopah s diametrom zerkala 4-6 m. Razreshenie v etom sluchae teoreticheski ogranicheno lish' difrakciei sveta na aperture teleskopa i sostavlyaet $\sim \lambda /D$ .

V spekl-interferometrii mozhno ispol'zovat' dva otdel'no stoyashih kude-teleskopa T₁ i T₂, raznesennyh na rasstoyanie L, k-rym opredelyaetsya razreshenie interferometra (ris. 3,v). Pri sushestvuyushei tehnike vozmozhno, po-vidimomu, dostignut' razresheniya ~10^-4 sekundy dugi.

5. Priemniki izobrazheniya

Tochnost' izmereniya potoka izlucheniya, spektral'noe i uglovoe razreshenie, pronicayushaya sila vseh perechislennyh metodov v znachit. stepeni opredelyayutsya sovershenstvom priemnikov izobrazheniya. Optich. priemniki mozhno razdelit' na dva klassa. K pervomu mozhno otnesti te iz nih, v k-ryh nakoplenie fotonov proishodit neposredstvenno v detektore, eto - fotografich. emul'siya, diodnye matricy s elektronnym skanirovaniem tipa priborov s zaryadovoi svyaz'yu (PZS) i peredayushie trubki televizionnyh kamer so skanirovaniem elektronnym luchom. Ko vtoromu otnosyatsya vse ostal'nye priemniki. Oni imeyut fotokatod, k-ryi daet promezhutochnoe elektronnoe izobrazhenie. Zatem elektrony uskoryayutsya do znachit, energii, obespechivayushih registraciyu signala. K etomu klassu otnosyatsya shiroko primenyaemyi elektronno-optich. preobrazovatel' (EOP) i dr. fotoelektrich. priemniki izobrazheniya.

V poslednie gody noveishie priemniki izobrazheniya v O. a. vse bol'she ispol'zuyutsya v sochetanii s vychislit. tehnikoi k elektronnymi metodami obrabotki informacii. Eta tendenciya harakterna kak dlya sovr. fotoelektrich. sistem teleskopov s ih slozhnoi tehnikoi registracii i obrabotki informacii v real'nom vremeni (kogda obrabotka signala vedetsya odnovremenno s ego registraciei), tak i dlya razlichnyh izmerit. mashin, sluzhashih dlya obrabotki fotografich. i elektrono-grafich. snimkov.

Sovr. fotoelektrich. priemniki izobrazheniya dostigli prakticheski predela chuvstvitel'nosti, obuslovlennogo kvantovoi prirodoi sveta. K luchshim priemnikam takogo tipa otnositsya sistema scheta fotonov v izobrazhenii (SFI). V SFI izobrazhenie s ekrana 4-kaskadnogo EOPa perebrasyvaetsya optich. ob'ektivom na vhod televizionnogo priemnika. Pri etom registriruetsya kazhdyi fotoelektron, vyletevshii iz fotokatoda pervogo kaskada EOPa. Impul'sy ot kazhdogo fotoelektrona postupayut v blok obrabotki signala, a zatem v EVM. Blok obrabotki signala pozvolyaet: opredelit' geometrich. centr kazhdoi vspyshki i isklyuchit' povtornyi schet odnoi i toi zhe vspyshki; ustranit' shumovye impul'sy s maloi amplitudoi, a takzhe sil'nye impul'sy ot ionnoi obratnoi svyazi v EOPe; zakodirovat' polozhenie centrirovannyh fotonnyh impul'sov i vvesti eti dannye v sootvetstvuyushuyu yacheiku pamyati EVM.

Blagodarya razdeleniyu funkcii priema i nakopleniya informacii sistema SFI daet sleduyushie preimushestva: informacionnaya emkost' neogranichenna, t.k. ona ne zavisit ot priemnika, a opredelyaetsya ob'emom pamyati EVM; otsutstvuet porog so storony malyh potokov, poetomu mozhno registrirovat' predel'no slabye ob'ekty; lineinost' reakcii i stabil'nost' sistemy pozvolyayut osushestvlyat' tochnuyu fotometrich. kalibrovku i uchet fona; mozhno fotometrirovat' bystro menyayushiesya vo vremeni ob'ekty; chislo elementov izobrazheniya v sisteme ravno 10⁶.

Perspektiva razvitiya tehniki registracii izobrazheniya svyazana ne tol'ko s razrabotkoi bolee effektivnyh priemnikov sveta, no i s primeneniem novyh cifrovyh sistem obrabotki i analiza dannyh.

Progress fotografich. metodov registracii v blizhaishee vremya budet svyazan kak s uluchsheniem harakteristik fotoemul'sii (chuvstvitel'nosti i dr.), tak i s primeneniem avtomatich. obrabotki ogromnogo kolichestva informacii, fiksiruemoi astronomich. fotoplastinkoi.

6. Zaklyuchenie

O. a. v svyazi s osvoeniem praktich. astronomiei dr. chastotnyh diapazonov el.-magn. izlucheniya poteryala svoyu monopoliyu v izuchenii kosmich. ob'ektov, odnako ee rol' v poznanii Vselennoi otnyud' ne umen'shilas'. Na zemnom share rabotayut bolee 60 optich. teleskopov krupnee 1,5 m, iz nih 9 imeyut diametr glavnogo zerkala bol'she 3 m. V blizhaishie gody vstupyat v stroi eshe nesk. desyatkov krupnyh optich. instrumentov. Etot moshnyi arsenal astronomich. instrumentov daet znachit. chast' novoi informacii o nebesnyh ob'ektah, pozvolyaet pronikat' vse dal'she v glubiny Vselennoi.

V optich. okne prozrachnosti atmosfery nahoditsya bol'shaya chast' spektral'nyh linii naibolee rasprostranennyh him. elementov. Spektral'nyi analiz etih linii daet informaciyu, poka nedostupnuyu v dr. diapazonah. O. a. po-prezhnemu sohranyaet prioritet v metodah opredeleniya takogo vazhnogo parametra, kak rasstoyanie do kosmicheskih ob'ektov. Chrezvychaino rezul'tativnym okazalos' sochetanie metodov O. a. s metodami issledovanii v dr. diapazonah el.-magn. izlucheniya. Napr., uspehi poslednih let v issledovanii fiziki kvazarov obyazany tesnomu vzaimodeistviyu radio- i optich. astronomii, a issledovanie dvoinyh rentg. istochnikov - opticheskoi i rentg. astronomii.

Vo mnogih oblastyah optich. metody priblizilis' k principial'nym ogranicheniyam, svyazannym s kvantovoi prirodoi sveta. Odnako vozmozhnostei uvelicheniya predel'nogo razresheniya i predel'noi pronicayushei sily optich. instrumentov mnogo bol'she, chem ih prakticheski realizovano.

Lit.:
Martynov D. Ya., Kurs prakticheskoi astrofiziki, 3 izd., M., 1977; Metody astronomii, per. s angl., M., 1967; Opticheskie teleskopy budushego, per. s angl., M., 1981; Franson M., Optika speklov, per. s franc., M., 1980.

(S.B. Novikov)

S. B. Novikov, "Fizika Kosmosa", 1986
Glossarii Astronet.ru

L | R | A | B | V | G | D | E | Zh | Z | I | ' | K | L | M | N | O | P | R | S | T | U | F | H | C | Ch | Sh | Sh | E | Yu | Ya

Publikacii s klyuchevymi slovami: opticheskaya astronomiya - opticheskii diapazon Publikacii so slovami: opticheskaya astronomiya - opticheskii diapazon
Sm. takzhe: Refraktor memorial'noi observatorii im. Krosbai Remseya Ostatok vspyshki sverhnovoi Parusa v opticheskom diapazone

Obsudit' etu publikaciyu

Versiya dlya pechati