1 . Особенности астрономии и ее методов

Огромные пространственно-временные масштабы изучаемых объектов и явлений определяют отличительные особенности астрономии.

Сведения о том, что происходит за пределами Земли в космическом пространстве, ученые получают главным образом на основе приходящего от этих объектов света и других видов излучения. Наблюдения — основной источник информации в астрономии. Эта первая особенность астрономии отличает ее от других естественных наук (например, физики или химии), где значительную роль играют опыты, эксперименты. Возможности проведения экспериментов за пределами Земли появились лишь благодаря космонавтике. Но и в этих случаях речь идет о проведении экспериментальных исследований небольшого масштаба, таких, например, как изучение химического состава лунных или марсианских пород. Трудно представить себе эксперименты над планетой в целом, звездой или галактикой.

Вторая особенность объясняется значительной продолжительностью целого ряда изучаемых в астрономии явлений (от сотен до миллионов и миллиардов лет). Поэтому непосредственно наблюдать происходящие изменения невозможно. Когда изменения происходят особенно медленно, приходится проводить наблюдения многих родственных между собой объектов, например звезд. Основные сведения об эволюции звезд получены именно таким способом. Более подробно об этом будет рассказано далее.

Третья особенность астрономии обусловлена необходимостью указать положение небесных тел в пространстве (их координаты) и невозможностью различить, какое из них находится ближе, а какое дальше от нас. На первый взгляд все наблюдаемые светила кажутся нам одинаково далекими.

Люди в древности считали, что все звезды располагаются на небесной сфере, которая как единое целое вращается вокруг Земли. Уже более 2000 лет тому назад астрономы стали применять способы, которые позволяли указать расположение любого светила на небесной сфере по отношению к другим космическим объектам или наземным ориентирам. Представлением о небесной сфере удобно пользоваться и теперь, хотя мы знаем, что этой сферы реально не существует.

Построим небесную сферу и проведем из ее центра луч по направлению к звезде А (рис. 1.1). Там, где этот луч пересечет поверхность сферы, поместим точку А₁, изображающую эту звезду. Звезда В будет изображаться точкой. Повторив подобную операцию для всех наблюдаемых звезд, мы получим на поверхности сферы изображение звездного неба — звездный глобус. Ясно, что если наблюдатель находится в центре этой воображаемой сферы, то для него направление на сами звезды и на их изображения на сфере будут совпадать. Расстояния между звездами на небесной сфере можно выражать только в угловой мере. Эти угловые расстояния измеряются величиной центрального угла между лучами, направленными на одну и другую звезду, или соответствующими им дугами на поверхности сферы.

Для приближенной оценки угловых расстояний на небе полезно запомнить такие данные: угловое расстояние между двумя крайними звездами ковша Большой Медведицы (α и β) составляет около 5° (рис. 1.2), а от α Большой Медведицы до α Малой Медведицы (Полярной звезды) — в 5 раз больше — примерно 25°. Простейшие глазомерные оценки угловых расстояний можно провести также с помощью пальцев вытянутой руки.

Только два светила — Солнце и Луну — мы видим как диски. Угловые диаметры этих дисков почти одинаковы — около 30′, или 0,5°. Угловые размеры планет и звезд значительно меньше, поэтому мы их видим просто как светящиеся точки. Для невооруженного глаза объект не выглядит точкой в том случае, если его угловые размеры превышают 2 — 3′. Это означает, в частности, что наш глаз различает каждую по отдельности светящуюся точку (звезду) в том случае, если угловое расстояние между ними больше этой величины. Иначе говоря, мы видим объект не точечным лишь в том случае, если расстояние до него превышает его размеры не более чем в 1700 раз.

О том, как на основании угловых измерений определяют расстояния до небесных тел и их линейные размеры, будет рассказано далее.

Чтобы отыскать на небе светило, надо указать, в какой стороне горизонта и как высоко над ним оно находится. С этой целью используется система горизонтальных координат — азимут и высота. Для наблюдателя, находящегося в любой точке Земли, нетрудно определить вертикальное и горизонтальное направления. Первое из них определяется с помощью отвеса и изображается на чертеже (рис. 1.3) отвесной линией ZZ’, проходящей через центр сферы (точку О). Точка Z, расположенная прямо над головой наблюдателя, называется зенитом. Плоскость, которая проходит через центр сферы перпендикулярно отвесной линии, образует при пересечении со сферой окружность — истинный, или математический, горизонт. Высота светила отсчитывается по окружности, проходящей через зенит и светило М, и выражается длиной дуги этой окружности от горизонта до светила. Эту дугу и соответствующий ей угол принято обозначать буквой h. Высота светила, которое находится в зените, равна 90°, на горизонте — 0°. Положение светила относительно сторон горизонта указывает его вторая координата — азимут, обозначаемый буквой A. Азимут отсчитывается от точки юга в направлении движения часовой стрелки, так что азимут точки юга равен 0°, точки запала — 90° и т. д. Горизонтальные координаты указывают положение светила на небе в данный момент и вследствие вращения Земли непрерывно меняются. На практике, например в геодезии, высоту и азимут измеряют специальными угломерными оптическими приборами — теодолитами.

2. Телескопы

Основным прибором, который используется в астрономии для наблюдения небесных тел, приема и анализа приходящего от них излучения, является телескоп. Слово это происходит от двух греческих слов: tele — далеко и skopeo — смотрю.Телескоп применяют, во-первых, для того, чтобы собрать как можно больше света, идущего от исследуемого объекта, а во-вторых, чтобы обеспечить возможность изучать его мелкие детали, недоступные невооруженному глазу. Чем более слабые объекты дает возможность увидеть телескоп, тем больше его проницающая сила. Возможность различать мелкие детали характеризует разрешающую способность телескопа. Обе эти характеристики телескопа зависят от диаметра сто объектива.

Количество света, собираемого объективом, возрастает пропорционально его площади (квадрату диаметра) (рис. 1.4). Диаметр зрачка человеческого глаза даже в полной темноте не превышает 8 мм. Объектив телескопа может превышать по диаметру зрачок глаза в десятки и сотни раз. Это позволяет с помощью телескопа обнаружить звезды и другие объекты, которые в 100 млн. раз слабее объектов, видимых невооруженным глазом.

Чем меньше размер изображения светящейся точки (звезды), которое дает объектив телескопа, тем лучше его разрешающая способность. Если расстояние между изображениями двух звезд меньше размера самого изображения, то они сливаются в одно. Вследствие дифракции изображение звезды будет не точкой, а ярким пятном — дифракционным диском, угловой диаметр которого равен

где λ — длина световой волны, a D — диаметр объектива телескопа, 206 265 — число секунд в радиане. У школьного телескопа, диаметр объектива которого составляет 60 мм, теоретическая разрешающая способность будет равна примерно 2″. Напомним, что это превышает разрешающую способность невооруженного глаза (2′) в 60 раз. Реальная разрешающая способность телескопа будет меньше, поскольку на качество изображения существенно влияет состояние атмосферы, движение воздуха.

Если в качестве объектива телескопа используется линза, то он называется рефрактор (от латинского слова refracto — преломляю), а если вогнутое зеркало, — то рефлектор (reflecto — отражаю).

Помимо рефракторов и рефлекторов в настоящее время используются различные типы зеркально-линзовых телескопов, один из которых — менисковый — представлен на рисунке 1.5.

У небольших телескопов объективом, как правило, служит двояковыпуклая собирающая линза. Как известно, если предмет находится дальше двойного фокусного расстояния, она дает уменьшенное, перевернутое и действительное его изображение. Это изображение располагается между точками фокуса и двойного фокуса линзы. Расстояния до Луны, планет, а тем более звезд так велики, что лучи, приходящие от них, можно считать параллельными. Следовательно, изображение объекта будет располагаться в фокальной плоскости.

Построим изображение Луны, которое дает объектив 1 с фокусным расстоянием F (рис. 1.6). Из рисунка видно, что угловых размеров наблюдаемого объекта — угол α — объектив не изменяет, Воспользуемся теперь еще одной линзой — окуляром 2. поместив ее от изображения Луны (точка F₁) на расстоянии, равном фокусному расстоянию этой линзы — f. Фокусное расстояние окуляра должно быть меньше, чем фокусное расстояние объектива. Построив изображение, которое дает окуляр, мы убедимся, что он увеличивает угловые размеры Луны: угол β заметно больше угла α.

Если изображение, даваемое объективом, находится вблизи фокальной плоскости окуляра, увеличение, которое обеспечивает телескоп, равно отношению фокусного расстояния объектива к фокусному расстоянию окуляра:

Телескоп увеличивает видимые угловые размеры Солнца, Луны, планет и деталей на них, но звезды из-за их колоссальной удаленности все равно видны в телескоп, как светящиеся точки.

Имея сменные окуляры, можно с одним и тем же объективом получать различное увеличение. Поэтому возможности телескопа в астрономии принято характеризовать не увеличением, а диаметром его объектива. В астрономии, как правило, используют увеличения менее 500 раз. Применять большие увеличения мешает атмосфера Земли. Движение воздуха, незаметное невооруженным глазом (или при малых увеличениях), приводит к тому, что мелкие детали изображения становятся нерезкими, размытыми. Поэтому астрономические обсерватории, на которых используются крупные телескопы, размещаются в районах с хорошим астроклиматом: большим количеством ясных дней и ночей, с высокой прозрачностью и стабильностью атмосферы, на высоте нескольких километров над уровнем моря.

Современный телескоп представляет собой сложное устройство, которое имеет предельно точную оптику огромных размеров, наилучшие из существующих приемники излучения и обширный комплекс научной и обслуживающей аппаратуры. Все наиболее крупные современные телескопы — это телескопы-рефлекторы.

Крупнейший в России телескоп-рефлектор (рис. 1.7), который имеет зеркало диаметром 6 м, отшлифованное с точностью до долей микрометра. Фокусное расстояние зеркала 24 м. Его масса около 40 т. Масса всей установки телескопа более 850 т, а высота 42 м. Управление телескопом осуществляется с помощью компьютера, который позволяет точно навести телескоп на изучаемый объект и длительное время удерживать его в поле зрения, плавно поворачивая телескоп вслед за вращением Земли. Телескоп входит в состав Специальной астрофизической обсерватории Российской академии наук и установлен на Северном Кавказе (близ станицы Зеленчукская в Кабардино-Балкарии) на высоте 2100 м над уровнем моря.

Крупнейший в мире телескоп установлен на острове Ла Пальма у побережья Африки. «Глаз» этого телескопа — зеркало диаметром 10,4 м. Площадь его поверхности составляет 82 м , а состоит оно из 36 шестиугольных частей. Оказалось, что такие огромные зеркала лучше собирать из отдельных тонких частей. Изготавливаются они не из стекла, а из более легких синтетических материалов. Цельное зеркало будет деформироваться под собственной тяжестью. Чтобы составное зеркало сохраняло необходимую форму, положение отдельных частей корректируется специальными приспособлениями (актюаторами), которыми управляет компьютер. Телескоп, где такая корректировка выполняется 2 раза в секунду, может обеспечить разрешающую способность около 0,4″. В настоящее время обсуждаются вполне реальные проекты создания телескопов с зеркалами диаметром 25 — 40 метров, устроенными по такому же принципу, а в перспективе намечается создание 100-метрового телескопа-рефлектора.

Астрономы уже давно не ведут визуальных наблюдений. На смену им в XIX в. пришла фотография, а в настоящее время ее во многих случаях заменяют электронные приемники света. Наибольшее распространение получили полупроводниковые приборы с зарядовой связью, сокращенно ПЗС. Матрицы ПЗС, которые применяются в современных цифровых фотоаппаратах, по своему устройству аналогичны тем, которые используются в астрономии. Важнейшим качеством ПЗС, в которых используется внутренний фотоэффект, является их высокая чувствительность. Они регистрируют практически каждый попавший на них фотон. Не менее важно и то, что запись полученных при этом изображений ведется с помощью компьютера. Такая запись удобна для проведения различных исследований и передачи другим ученым. Некоторые телескопы используются для того, чтобы полученное изображение через компьютер передавать непосредственно пользователям Интернета. Это позволяет участвовать в наблюдениях за космическими объектами многим людям, которые интересуются астрономией, в том числе школьникам.

ПЗС незаменимы для телескопов, которые работают в автоматическом режиме, без участия человека. В частности, это касается Космического телескопа «Хаббл», который обращается вокруг Земли на высоте около 600 км. Находясь за пределами основной массы атмосферы, этот телескоп с зеркалом диаметром 2,4 м позволяет изучать объекты, которые в 10 — 15 раз слабее объектов, доступных такому же наземному телескопу. «Хаббл» обеспечивает разрешающую способность 0,1″, что недостижимо даже для более крупных наземных телескопов. Под таким углом футбольный мяч виден с расстояния 450 км. Выбор объектов наблюдения и обработка полученных благодаря Космическому телескопу результатов проводится специалистами многих стран. За время его работы на Землю было передано свыше восьмисот тысяч высококачественных изображений различных космических объектов. В их числе изображения самых далеких галактик, которые образовались более 13 миллиардов лет тому назад. На цветной вкладке XV.3 показано, как выглядит область звездообразования, находящаяся в звездном скоплении М16 на расстоянии около 7 тысяч световых лет от Земли.

В настоящее время астрономию называют всеволновой, поскольку наблюдения за объектами ведутся не только в оптическом диапазоне. Для этой цели используются различные приборы, каждый из которых способен принимать излучение в определенном диапазоне электромагнитных волн: инфракрасное, ультрафиолетовое, рентгеновское, гамма- и радиоизлучение.

Только радиоизлучение из космоса достигает поверхности Земли без значительного поглощения. Остальные виды излучения сквозь земную атмосферу практически не проникают, она их рассеивает и поглощает. Поэтому телескопы для проведения исследований Вселенной в этих диапазонах длин волн устанавливаются на искусственных спутниках, орбитальных станциях и других космических аппаратах.

Для приема радиоизлучения различных космических объектов используются радиотелескопы. Основные элементы устройства радиотелескопа — это антенна, приемник и приборы для регистрации сигнала. У большинства радиотелескопов антенны, которые достигают в диаметре 100 м, по форме такие же, как вогнутые зеркала телескопа-рефлектора (рис. 1.8), но собирающие не свет, а радиоволны. Ведь чем больше площадь антенны, тем более слабый источник радиоизлучения можно зарегистрировать.

Антенна преобразует принятые ею электромагнитные волны в электрические сигналы, которые затем передаются к высокочувствительному приемнику. В современных радиотелескопах для регистрации сигналов используется компьютер, который сначала запоминает их в цифровой форме, а затем представляет полученные результаты в наглядном виде.

Существенно возрастают возможности радиотелескопов, если их антенны объединить в систему и использовать для изучения одного и того же объекта. Например, система, которая состоит из 27 антенн диаметром 25 м каждая, расположенных в определенном порядке, позволяет достичь углового разрешения 0,04″. Это соответствует возможностям радиотелескопа с антенной диаметром 35 км.

В 2011 г. российские ученые приступили к реализации масштабного международного проекта «Радиоастрон». На основе выведенного на околоземную орбиту радиотелескопа «Спектр-Р» (диаметр антенны — 10 метров) и радиотелескопов, расположенных на всех континентах земного шара, создается единая наземно-космическая система для изучения различных объектов Вселенной в радиодиапазоне (цветная вкладка I.2). Двигаясь по вытянутой эллиптической орбите. «Спектр-Р» может удаляться от Земли на расстояние порядка 350 тысяч км. Таким образом, создаваемая система gо своим возможностям соответствует радиотелескопу с антенной такого колоссального размера. Она обладает исключительно высокой разрешающей способностью порядка миллионных долей угловой секунды. Это в 250 раз лучше, чем можно добиться c помощью наземной сети радиотелескопов, и более чем в 1000 раз лучше, чем достигнуто Космическим телескопом «Хаббл» в оптическом диапазоне.

Реализация проекта «Радиоастрон» позволит изучать такие явления и процессы, как нейтронные звезды и сверхмассивные черные дыры, строение и динамику областей звездообразования в нашей Галактике, а также проблемы, связанные с эволюцией Вселенной.