---

<< 3.1 Основная задача наблюд... | Оглавление | 3.3 Звездные величины >>

Разделы

• 3.2.1 Оптические телескопы
• 3.2.2 Приемники
• 3.2.3 Радиотелескопы
• 3.2.4 Рентгеновские телескопы и детекторы

---

3.2 Телескопы и приемники излучения

3.2.1 Оптические телескопы

Для выделения отдельных источников на небе требуется повышение разрешающей способности принимающего устройства и увеличение принимаемого потока излучения от источника. Обе эти цели достигаются применением телескопа - специального устройства, в котором происходит фокусировка собранной электромагнитной энергии в отдельные изображения. Первый оптический телескоп был изобретен Галилео Галилеем в 1610 г. и состоял из двух положительных линз с разными диаметрами и фокусными расстояними, объектива и окуляра. Впоследствии вместо линзы для объектива стали использовать параболические зеркала (телескопы-рефлекторы), которые обладают меньшими аберрациями, чем линзы, и технологически легче исполнимы.

Объектив делается возможно большего диаметра, чтобы собирать максимальное количество энергии и иметь хорошую угловую разрешающую способность. Разрешающая способность телескопа определяется только диаметром объектива и ограничена дифракцией света на входном зрачке и - для наземных оптических телескопов - влиянием атмосферной турбулентности (см. ниже).

Изображение строится в фокальной плоскости объектива. Если ставится задача изучения изображения всех объектов, попадающих в поле зрения объектива, в фокальной плоскости устанавливается панорамный приемник (фотопластинка, ПЗС-матрица). При этом не требуется дополнительной оптики (окуляра). Если ставится задача измерения потока излучения от отдельного источника, то приемник ставится в выходном зрачке телескопа. Выходным зрачком называется изображение объектива телескопа, создаваемое окуляром. Так как в выходном зрачке строится изображение всех звезд, попадающих в поле зрения объектива, для выделения потока от конкретного источника в фокальной плоскости устанавливается диафрагма, выделяющая свет только от этого источника.

Самые крупные современные оптические телескопы имеют диаметр главного зеркала: 6 м (Специальная Астрофизическая Обсерватория РАН, Северный Кавказ), 8 м (Very Large Telescope, Южная Европейская Обсерватория, Чили), 10 м (составное зеркало, адаптивная оптика; телескоп им. У.Кека, Гавайские острова, США). Проект VLT состоит из 4-х независимых телескопов с диаметром главного зеркала 8.2-м (см Рис. 3.3). Каждое зеркало может механически изменять свою форму для коррекции атмосферных дрожаний изображения (адаптивная оптика). Оно может использоваться как независимый телескоп и как часть оптического интерферометра с эффективным диаметром 16 м. К началу 2000 г. введено в строй 2 телескопа из 4-х. Диапазон наблюдений - от 25 микрон до 3000 А.

3.2.2 Приемники

Основная задача приемника излучения состоит в преобразовании электромагнитной энергии света в иные формы (например, в механическую электрическую или тепловую), измеряя которые лабораторными физическими методами можно делать выводы о характеристиках принимаемого телескопом светового сигнала. На микроскопическом уровне светочувствительный элемент любого приемника состоит из вещества, при взаимодействии с которым энергия фотонов переходит в кинетическую энергию свободных электронов (внутренний или внешний фотоэффект) или в колебания ионов в узлах кристаллической решетки, которые впоследствии регистрируются различными способами. Простейшие примеры - кремниевый фотодиод или фотокатод ФЭУ. Граница фотоэффекта в том или ином веществе определяет область чувствительности детектора. Непосредственно чувствительность детектора для разных приемников определяется по-разному, но по сути дела это минимальное количество электромагнитной энергии в диапазоне чувствительности детектора, при взаимодействии которой с веществом детектора появляется физический эффект, сравнимый с внутренними шумами детектора (тепловым и т.д.).

Другая характеристика - время инерции, т.е. минимальное время, необходимое для реакции детектора на принимаемую порцию электромагнитного излучения. Время инерции ограничивает временную разрешающую способность детектора.

Часто для характеристики чувствительности детекторов света используют понятие квантового выхода . Например, для человеческого глаза , для фотоэмульсии 1-5 , квантовый выход ФЭУ может достигать 50-70 , а прибора с зарядовой связью (ПЗС) - свыше 50-70 .

Эту же характеристику применяют для количественного описания эффективности прибора в целом, т.е. всего тракта телескоп - детектор - усилитель или отдельных звеньев этого тракта, т.к. в каждом элементе приемного канала могут возникать (и возникают) дополнительные помехи, ухудшающие эффективность приема в целом (например, рассеяние света в оптике и на конструкциях телескопа или паразитные наводки в усилителе сигнала). Т.о. обобщенный квантовый выход определяют просто как отношение сигнала к шуму на входе приемного канала к отношению сигнал/шум на выходе из него.

В каждом диапазоне электромагнитного спектра есть свои особенности в принципах детектирования излучения и построения изображений источников.

3.2.3 Радиотелескопы

Радиотелескопы используются для приема космического излучения в пределах окна прозрачности земной атмосферы для радиоволн в диапазоне от мм до декаметров. Состоят из антенны и радиометра. Наиболее распространены параболические антенны, собирающие параллелльный радиопоток в фокусе. Полноповоротные антенны достигают диаметра 100 м (Бонн. ФРГ). Крупнейшая неподвижная антенна - 300-м радиотелескоп в Аресибо (Пуэрто-Рико, США). Также используются синфазные антенны, отдельными элементами которых могут быть элементарные облучатели (полуволновые диполи, спиральные антенны) или параболические рефелекторы малого диаметра. Сигнал от каждого элементарного облучателя подается по волноводам к приемнику, причем задержка в волноводах рассчитана таким образом, чтобы сигналы попадали на приемник в одной фазе (синфазно).

Разрешающая способность радиотелескопа определяется шириной диаграммы направленности главного лепестка антенны и определяется также, как и в случае оптического телескопа , где - длина волны принимаемого излучения. Чувствительность радиотелескопа определяется эффективной площадью антенны , которая связана с формой диаграммы направленности (безразмерной функцией, показывающей, во сколько раз мощность излучения, принимаемая реальной антенной в направлении больше или меньше мощности излучения, принимаемой идеализированной антенной с изхотропной диаграммой направленности; в главном лепестке достигает максимального значения) : . Из-за наличия боковых лепестков диаграммы направленности, эффективная площадь всегда меньше геометрической площади антенны.

3.2.3.1 Шумовая и антенная температура

Для характеристики чувствительности антенны используется понятие шумовой температуры . Шумовая температура антенны характеризует суммарную мощность излучения , собираемую антенной через все лепестки диаграммы направленности от земной поверхности, атмосферы, ионосферы и из космического пространства в полосе частот :

( - постоянная Больцмана). Шумовые антенные температуры в области длинных радиоволн достигают нескольких тысяч К и связаны с космическим фоном, в области дециметровых и сантиметровых волн - порядка сотен К и связаны с тепловым излучением Земли и окружающих предметов.

Прохождение космическим источником главного лепестка диаграммы направленности антенны вызывает малые изменения антенной температуры , и задача сводится к выделению слабого сигнала среди шума. При полосе приемника (она определяется полосой усилителя радиометра) и времени интегрирования сигнала минимально обнаружимый сигнал имеет амплитуду

Здесь - эквивалентная шумовая температура на входе приемного устройства, определяемая как температура эталона (черного тела или согласованной нагрузки), при которой мощность его излучения на рабочей частоте равна мощности собственных шумов приемного устройства. У малошумящих приемников в см диапазоне  K, которая может быть уменьшена дополнительным охлаждением жидким гелием. ^3.2

Как видно из формулы (3.4), для улучшения чувствительности радителескопа к широкополосным сигналам требуется расширение полосы приемника и увеличение времени наблюдения. Для узкополосных (например, квази-монохроматических) или импульсных сигналов формуля для чувствительности изменится. Так, для оптимального приема импульсных сигналов с характерным временем полоса приемника должна быть .

3.2.3.2 Метод апертурного синтеза

Из-за большой длины радиоволн разрешающая способность радиотелескопов даже с очень большим диаметром антенны плохая, в лучшем случае несколько угловых минут. Для увеличения разрешающей способности требуется увеличение базы приема радиосигнала. Это достигается методом радиоинтерферометрии, когда сигнал от двух или более радиотелескопов, разнесенных на расстояние , записывается применым устройством на каждом телескопе, а затем совместно обрабатывается. Эффективная разрешающая способность при этом становится порядка . В интерферометрии со сверхдлинной базой используются телескопы, расположенные в разных концах Земли (например, в Европе и в Австралии), при этом достигается разрешающая способность лучше 100 мкс дуги.

В отличие от одиночного радиотелескопа, радиоинтерферометр регистрирует не все изображение, а только одну из пространственных Фурье-гармоник распределения яркости источника по небу. Для построения изображения нужно иметь как можно больше гармоник с разными фазами (метод апертурного синтеза). Это достигается при одновременном наблюдении источника большим числом антеннн с разными базами и ориентациями. Например, большая антенная решетка VLA (Very Large Array) в Нью-Мексико (США) состоит из 27 антенн диаметром 25 м каждая, расположенных вдоль образующиъ в виде буквы Y. Разрешение VLA до 1 угловой секунды на длине волны 10 см.

Еще большего разрешения можно добиться, выведя один из радиотелескопов в космос (космический радиоинтерферометр). В настоящее время рассматривается ряд таких проектов, в т.ч. и в России.

3.2.4 Рентгеновские телескопы и детекторы.

Для регистрация жестких квантов используют их особенности взаимодействия с веществом. Для регистрации фотонов с энергией менее 20-30 кэВ применяются детекторы, использующие фотоэффект в газе или на поверхности твердого тела. К ним относятся пропорциональные газонаполненные счетчики, амплитуда электрического импульса на выходе которых пропорциональна в некотором спектральном диапазоне энергии падающего фотона. Эффективность таких детекторов определяется сечением фотоионизации газа-наполнителя (обычно инертный газ Ar, Xe) и коэффициентом пропускания окна счетчика (обычно используют тонкие фольги легких металлов Be, Al толщиной 10-100 мкм, или органические пленки толщиной 1-10 мкм и меньше. Для прекращения электрического разряда в инертном газе, вызванного попаданием жесткого кванта, добавляют электроотрицательный газ (метан или CO). В режиме пропорциональности коэффициент усиления достигает . Спектральное разрешение таких счетчиков невелико ( ) и обратно пропорционально квадратному корню из энергии падащего фотона. Площадь отдельных газонаполненных пропорциональных счетчиков может быть порядка 300 см.

Для регистрации фотонов с энергией от 30 кэВ до 10 МэВ применяют сцинтиляционные детекторы, в качестве которых используют кристаллы NaI или CsI с добавками Tl или сцинтилирующие органические пластмассы. Падающий фотон вызывает в сцинтилирующем веществе вспышку УФ- или видимого излучения, амплитуда которой в определенном спектральном диапазоне пропорциональна энергии поглощенного кванта. Импульсы видимого излучения регистрируются фотоумножителями. Площадь сцинтиляционных детекторов ограничена технологией выращивания монокристаллов CsI или NaI и каак правило не превышает 100-300 см. Для определения координат рентгеновских фотонов их предварительно преобразуют в пучок электронов, а затем в видимый свет. Для этих целей используются многонитяные двухкоординатные пропорциональные газонаполненные счетчики, диодные матрицы или матрицы ПЗС.

В мягком рентгеновском диапазоне применяют отражательные фокусирующие телескопы (телескопы косого падения), строящие рентгеновское изображение. Работа таких телескопов возможна из-за роста коэффициента отражения для металлов с увеличением длины волны падающего рнетгеновского излучения и приближением угла падаения к 90 град. Высокий коэффициент отражения (свыше 50%) для Au и Pt достигается при углах падения свыше 87 градусов. Хорошее качество рентгеновского изображения дает двухзеркальная система, состоящая из параболоида и гиперболоида вращения (рентгеновский телескоп косого падения типа Уолтера). Угловое разрешение телескопов косого падения достигает 1". Эффективная площадь таких телескопов зависит от энергии фотонов и достигает 20 см на энергиях 0.5-1 кэВ.

---

<< 3.1 Основная задача наблюд... | Оглавление | 3.3 Звездные величины >>

Публикации с ключевыми словами: звезды - Межзвездная среда - Космология - теоретическая астрофизика - астрофизика Публикации со словами: звезды - Межзвездная среда - Космология - теоретическая астрофизика - астрофизика
См. также: Черная дыра разрушает звезду: анимация Звезды, пыль и туманность в NGC 6559 25 самых ярких звезд на ночном небе Анимация: черная дыра разрушает звезду Разложение далекого света Сравнение размеров звезд Самая далекая из всех известных звезд? Все публикации на ту же тему >>