Приймачі випромінювання
Найбільш, мабуть, найпоширенішим приймачем випромінювання споконвіку було людське око.
Але можливості ока обмежені – діаметр зіниці при мінімальному освітленні коливається від 7,5 мм для дитини 10 років до 4 мм для літньої людини, а роздільна здатність неозброєного ока – всього близько однієї хвилини дуги (1/30 діаметра місячного диска).
До того ж людське око, накопичуючи падаюче на нього випромінювання, як би “сліпне” – чим більше ми дивимося на яке-небудь яскраве зображення, тим менше деталей цього зображення ми бачимо.
Візуальні спостереження за допомогою телескопів були єдиним способом отримання інформації про небесні тіла аж до середини 19-го століття.
У 1839 році була винайдена фотографія, і в 40-50-х рр. 19 століття французи Фізо і Фуко отримали перші фотографії Сонця, а американці Бонд і Уіппл – перші фотографії Місяця.
Вже в кінці 19-го століття були отримані чудові знімки:
- Планет Сонячної системи; Багатьох галактичних і позагалактичних туманностей; Зоряних скупчень і інших об’єктів.
Для астрономічних цілей стали виготовляти спеціальні фотоемульсії, чутливість яких набагато перевищувала чутливість звичайних побутових.
Переваги фотографічного методу при спостереженнях небесних об’єктів очевидні.
По-перше, фотоемульсія має можливість накопичувати падаюче на неї випромінювання, і при збільшенні часу експозиції виходять більш яскраві і контрастні зображення протяжних об’єктів:
- Деталей планет; Хвостів комет; Галактик.
По-друге, можна виконувати знімки однієї і тієї ж ділянки неба з великим інтервалом часу між ними – це робиться, наприклад, для виявлення власних рухів зірок або визначення переміщення компонентів подвійних зірок один щодо одного.
По-третє, кількість знімків практично обмежена тільки протяжністю темного часу доби, тому можна створювати цілі фотографічні каталоги зоряного неба. До того ж фотографічна емульсія здатна фіксувати переміщення рухомих об’єктів на тлі нерухомих.
Ця її властивість використовувалася при спостереженнях штучних супутників Землі на зорі космічної ери.
Але, незважаючи на всі достоїнства фотографії, вона має і свої недоліки. Хоча астрономічна фотографічна емульсія і має підвищену світлочутливість, для отримання зображень слабких об’єктів все одно потрібно довга експозиція. До того ж витрачається дуже багато часу на обробку фотографічного зображення. Тому астрономи завжди шукали можливість суттєво збільшити як чутливість фотографічних спостережень, так і швидкість обробки зображень.
Спочатку для цього намагалися пристосувати телевізійні приймачі випромінювання, використовувати фотоелектронні помножувачі (ФЕП) і електронно-оптичні перетворювачі (ЕОП). Але їх чутливості також не вистачало.
У 90-х роках 20-го століття стали широко застосовувати нові приймачі випромінювання – камери на основі приладів із зарядним зв’язком (ПЗЗ), де досягається сигнал максимальної потужності за порівняно короткий проміжок часу. До того ж зображення, отримане за допомогою ПЗЗ-камери, відразу ж передається на комп’ютер, де обробляється в режимі реального часу. В даний час всі оптичні спостереження у видимій області спектра виконуються за допомогою ПЗЗ-приймачів.
Незважаючи на очевидні переваги спостережень з космосу, на Землі будувалися і продовжують будуватися гігантські оптичні телескопи; розробляються проекти майбутніх ще більш гігантських телескопів.
У 1975 році було введено в дію радянський телескоп БТА з діаметром дзеркала 6 метрів.
Він встановлений неподалік від станиці Зеленчукська на Північному Кавказі на висоті 2070 м над рівнем моря. Аж до 90-х років 20-го століття це був найбільший телескоп у світі.
На Гавайських островах в кінці 90-х років 20-го століття на висоті 4150 м над рівнем моря були запущені в експлуатацію 2 телескопа: “Кек-1” і “Кек-2”.
Телескоп VLT (Very Large Telescope), який знаходиться на півночі Чилі на вершині гори Паранал в пустелі Атакама на висоті 2635 м над рівнем моря, складається з чотирьох ідентичних телескопів, розміри кожного з яких 8,2 м. Всі чотири телескопа можуть працювати в режимі інтерферометра з наддовгоюбазою і отримувати зображення, як на телескопі з 200-метровим дзеркалом.
Це тільки частина тих інструментів, які знаходяться зараз на службі у астрономів.
Майбутні проекти телескопів ще більш вражаючі. Наприклад, до 30-х років нинішнього століття планується створення приголомшливо великого телескопа, діаметр дзеркала якого становитиме 100 м! Інформація, яку несе нам видимий оптичний діапазон хвиль, далеко не повна.
Якщо розглянути весь спектр електромагнітного випромінювання, виходить, що більша кількість інформації залишається за межами оптичного діапазону.
Наприклад, довжини електромагнітних хвиль радіодіапазону укладена в межах від 10 км до 1 мм. У радіодіапазоні через атмосферу Землі проникають радіохвилі з довжиною хвилі від 1 до 4 мм і від 8 до 20 м.
У 30-40-х роках 20-го століття при вивченні атмосферних радіоперешкод були виявлені радіовипромінювання Чумацького Шляху і Сонця.
З тих пір почалося широке дослідження радіовипромінювання небесних тіл.
Воно ведеться за допомогою радіотелескопів – радіоприймачів виключно високої чутливості. У межах Сонячної системи були виявлені радіовипромінювання не тільки Сонця, а й Місяця і усіх великих планет.
Загалом в радіовипромінюваннях Чумацького Шляху – нашої Галактики – були виявлені дві складові. Одна складова показує помітну галактичну концентрацію і наявність максимуму поблизу центру Галактики, інша не виявляє галактичної концентрації і пов’язана з випромінюванням електромагнітних хвиль вільними електронами, які рухаються з величезними швидкостями в магнітних полях, які існують у хмарах міжзоряного газу.
Крім загального радіовипромінювання Галактики виявлено також випромінювання десятків тисяч окремих інтенсивних джерел, що мають кутові розміри до 20 ‘і названих радіотуманності.
Також було виявлено радіовипромінювання, яке приходить з-за меж нашої Галактики – з інших галактик.
У 1963 році були відкриті квазізіркові радіоджерела – квазари, які знаходяться від нас на величезних відстанях – до 12 млрд. світлових років і які становлять, мабуть, активні ядра галактик, що знаходяться на ранній стадії своєї еволюції.
У 1967 році було зроблено ще одне вражаюче відкриття: були виявлені об’єкти, радіовипромінювання які мають імпульсний характер з дуже короткими періодами – від тисячних часток секунди до декількох секунд.
Ці об’єкти були названі пульсарами і представляють собою нейтронні зірки, які швидко обертаються.
Крім радіо – і оптичного діапазону небесні тіла можуть випромінювати енергію і в:
- Інфрачервоному; Ультрафіолетовому; Рентгенівському; Гамма-діапазонах.
Для реєстрації цих видів випромінювання створюються спеціальні космічні обсерваторії, оскільки земна атмосфера практично не пропускає інфрачервоне і ультрафіолетове випромінювання і повністю перешкоджає проникненню рентгенівських і гамма-променів.
У 70-х роках 20-го століття були виявлені спалахові рентгенівські джерела:
- Барстери; Рентгенівські пульсари.
Серед рентгенівських джерел випромінювання – тісні подвійні системи, залишки спалахів наднових, наприклад, Крабовидна туманність.
Гамма-випромінювання виникає при зіткненнях енергійних часток, випускається порушеною атомом, при процесах анігіляції частинок.
Джерелами гамма-випромінювання можуть бути частинки надвисоких енергій.
Воно реєструється спеціальними детекторами гамма-випромінювання. У 1991 році за допомогою російсько-французького приладу “СІГМА”, встановленого на супутнику “Гранат”, в 120 пк від центру Галактики було виявлено джерело анігіляційної лінії 511 кеВ, який назвали “Великим анігілятором”.
Гамма-кванти такої енергії утворюються при анігіляції електронів і позитронів. Гамма-випромінювання зареєстровано від:
- Сонця; Активних ядер галактик; Квазарів.
Але самим разючим в гамма-астрономії є реєстрація найпотужніших гамма-сплесків, віддалених від нас на відстань до 12-15 млрд. світлових Років.
(2 votes, average: 2.50 out of 5)