Астронет > Оптическая астрономия

Астронет: С. Б. Новиков, "Физика Космоса", 1986 Оптическая астрономия
http://variable-stars.ru/db/msg/1189236

Оптическая астрономия

1. Введение
2. Фотометрические методы
3. Спектральные методы
4. Интерференционные методы
5. Приёмники изображения
6. Заключение

1. Введение

Оптическая астрономия - самый старый раздел астрономии, изучающий различными физическими методами эл.-магн. излучение небесных объектов в диапазоне длин волн от 0,3 до 10 мкм (оптич. окно прозрачности земной атмосферы). При работе оптич. телескопов вне атмосферы (на ИСЗ) их волновой диапазон несколько расширяется за счёт участков ИК- и УФ-диапазонов, примыкающих к оптич. диапазону.

Осн. масса вещества Вселенной, излучающего в оптич. диапазоне, сосредоточена в звёздах. Эл.-магн. излучение звёзд и межзвёздного газа генерируется гл. обр. за счёт энергии теплового движения ионов и электронов и наз. тепловым излучением. Различают неск. типов энергетич. переходов частиц, порождающих тепловое излучение: 1) свободно-свободные переходы электрона в электрич. поле иона; электрон, испустивший (поглотивший) фотон, остаётся свободным; спектр излучения в этом случае непрерывный, он характерен для сильно ионизованного газа при высокой темп-ре; 2) свободно-связанные переходы при рекомбинации свободного электрона с ионом; они дают непрерывный спектр излучения с длиной волны короче предела спектральной серии; 3) связанно-связанные переходы электрона в атоме с одного уровня энергии на другой с испусканием или поглощением фотона, они порождают излучение или поглощение в спектральных линиях. Наличие спектр. линий в оптич. излучении небесных объектов даёт обширную информацию об их физ. характеристиках: темп-ре, хим. составе, плотности, скорости движения вещества и др.

Излучение нек-рых объектов в оптич. диапазоне носит нетепловой характер (см. Нетепловое излучение). Это прежде всего синхротронное излучение, характерное для квазаров, активных ядер галактик, пульсаров и туманностей, образовавшихся в результате взрыва сверхновых звёзд.

Приборы и инструменты О. а. непрерывно совершенствуются. Проницающая сила оптич. телескопов благодаря развитию традиционных и применению новых методов возросла за последние 25 лет в десятки и сотни раз. Методы повышения эффективности оптич. части телескопов рассмотрены в ст. Оптический телескоп. Ниже будут рассмотрены различные методы регистрации оптич. излучения и аппаратура, помещаемая в фокус телескопа при исследованиях различных космических объектов.

Традиционно методы О. а. делятся на фотометрические и спектральные, хотя зачастую они пересекаются и взаимно дополняют друг друга в зависимости от конкретно решаемой задачи. Особый раздел О. а. составляют интерферометрические методы получения высокого углового разрешения. Эффективность методов О. а. определяется в значительной степени совершенством приёмника излучения, стоящего на выходе фотометрического, спектрального или интерференционного прибора.

2. Фотометрические методы

Астрономич. фотометрия занимается измерением потока излучения от небесных объектов для определения их осн. физ. характеристик. Потоком излучения dF наз. количество лучистой энергии, падающей в ед. времени по нормам на площадку dS:
$dF(\lambda)=I(\lambda)\;d \omega\;d\lambda$ , (1)
где $I(\lambda)$ - уд. интенсивность излучения звезды, $d\omega$ - телесный угол, под к-рым видна со звезды площадка $dS= r^2 d\omega$ , $d\lambda$ - интервал длин волн. Поток излучения, приходящийся на ед. площади поверхности, наз. освещённостью поверхности:
$dH(\lambda)={dF(\lambda)\over {dS}}={I(\lambda)\over{r^2}}\;d\lambda$ . (2)
В практич. астрономии освещённость называют блеском звезды (небесного светила) и измеряют не в эрг/см² или Дж/м², а в спец. относительных ед. - звёздных величинах m:
$m=a-2,5\lg H(\lambda)$ , (3)
где а - коэфф., определяющий начало (нуль-пункт) шкалы системы звёздных величин.

В спектрах реальных звёзд распределение энергии отклоняется от закона излучения Планка. Эти отклонения связаны в основном с наличием в спектрах линий и полос поглощения, с потемнением к краю диска звезды и с др. причинами. Однако в первом приближении, измеряя блеск звезды на двух разных длинах волн, из ф-лы Планка можно определить темп-ру поверхности звезды. В этом состояло исторически первое достижение астрофотометрии. Совр. фотометрич. измерения, осуществляемые на разных длинах волн, позволяют определять многие физ. характеристики звёзд: темп-ру, массу, ускорение силы тяжести, аномалии хим. состава, скорость вращения звезды вокруг оси и др.

Фотографическая фотометрия (ФФ)
существует уже более ста лет - со времени применения в астрономии первых фотоэмульсий. Измерение количества зарегистрированной фотопластинкой энергии производится по плотности почернения проявленной эмульсии. Фотопластинка обладает преимуществом перед всеми существующими и даже проектируемыми фотоэлектрич. приёмниками в том случае, когда требуется одновременно изучить огромное количество изображений звёзд, но погрешность измерения блеска звезды фотопластинкой ~ 10% от потока, или ~0,1^m, что примерно на порядок ниже точности, достигаемой в электрофотометрии. Рекордная звёздная величина небесных объектов, зарегистрированных на фотопластинках при предельно длинных экспозициях на крупных телескопах, достигает 25^m. Высокая проницающая способность ФФ при относительно низкой точности делает её незаменимой при решении поисковых и обзорных задач, а также различного рода задач звёздной статистики, когда одновременно требуется измерить потоки от сотен и тысяч звёзд в одинаковых условиях.

Измерения потока излучения от небесных объектов ведётся в стандартных интервалах длин волн U, В, V, R, I и др. (см. Астрофотометрия). Ими пользуются как в фотографич., так и в фотоэлектрич. фотометрии.

Выбранный для исследований спектр. диапазон в ФФ реализуется сочетанием фотоэмульсии определённой спектр. чувствительности с цветным стеклянным фильтром. Напр., полоса U реализуется сочетанием несенсибилизированной эмульсии с фильтром УФС-6.

Осн. принцип ФФ состоит в том, что при одинаковых условиях свет равной интенсивности и одинакового спектр. состава вызывает одинаковый фотографич. эффект - степень почернения проявленной фотоэмульсии. Почернение оценивается по пропусканию света полученным фотографич. изображением. Пропускание зависит не только от яркости фиксируемого оптич. изображения, но и от распределения интенсивности в нём, к-рое определяется прежде всего диаметром изображения звезды. Размер изображения зависит от астроклиматич. условий во время экспозиции (см. Астроклимат), точности наведения телескопа на объект, аберраций (погрешностей) оптич. системы телескопа, рассеяния света в эмульсии и от ряда др. причин. В первом приближении диаметр фокального изображения звезды d явл. ф-цией интенсивности падающего света I и они связаны полуэмпирич. ф-лой Росса:
d = А + B lgI , (4)
где A и B - пост. величины для данной фотопластинки. Если на фотопластинке имеются изображения звёзд, для к-рых интенсивности (и блеск) уже определены фотоэлектрич. методом, то, сравнивая диаметры их изображений с диаметрами изображений исследуемых звёзд, можно определить блеск последних.

В ФФ на крупных телескопах применяется т.н. кассета Ричи. Это устройство позволяет скомпенсировать ошибки слежения за звездой в течение длит. экспозиции, а также дрожание изображения звезды, возникающее из-за атмосферных помех.

Измерение потока излучения от исследуемого объекта по пропусканию света астронегативом - процесс трудоёмкий и кропотливый. Существует неск. вариантов быстродействующих и высокоточных автоматич. микрофотометров, сочленённых с ЭВМ, для измерения астронегативов. Такие системы позволяют за неск. часов извлечь практически всю фотометрич. информацию, содержащуюся в астронегативе размером 30 см $\times$ 30 см.

Фотоэлектрическая фотометрия.

Рис. 1. Оптическая схема фотоэлектрического
фотометра: О - окулярный подсмотр для
визуального совмещения звезды с диафрагмой
фотометра, Ф - сменные цветные фильтры,
Д - круглая сменная диафрагма, ЛФ - линза
Фабри для фокусировки изображения на
фотокатод ФЭУ.

С появлением высококачественных фотоэлектрич. умножителей (ФЭУ) электрофотометрия звёзд стала самым точным методом определения потоков излучения от небесных объектов. Погрешность измерений потока электрофотометром обычно составляет 0,01^m, а с применением дифференциальной методики в хороших астроклиматич. условиях снижается до 0,005-0,003^m. Столь высокая точность достигается благодаря тому, что совр. ФЭУ в режиме счёта фотонов явл. практически идеальным линейным приёмником с большим динамич. диапазоном (~ 10⁶, т.е. ФЭУ может измерять потоки излучения, различающиеся в миллион раз), с квантовым выходом фотокатода 10-80%, с малыми ( $\approx$ 1-10 имп/с) темновыми шумами (т.е. низким уровнем шумов при неосвещённом фотокатоде ФЭУ).

На рис. 1 показаны осн. узлы оптич. схемы электрофотометра. Диафрагма необходима для выделения исследуемого объекта. Для измерения потоков излучения звёзд употребляется круглая диафрагма с диаметром, примерно в 5 раз превышающим диаметр изображения звезды. При меньших размерах диафрагмы смещение изображения звезды от центра из-за атмосферного дрожания или ошибок гидирования будет приводить к изменению потока от звезды и, следовательно, к ошибкам фотометрирования. При больших размерах диафрагмы поток от видимой части неба будет соизмерим с потоком от звезды, а для слабых звезд он будет больше потока от звезды, что также снижает точность фотометрирования. При исследованиях протяжённых объектов (галактик, туманностей и т.п.) иногда используют диафрагму в виде узкой щели, к-рая служит для сканирования исследуемого объекта.

Анализ спектрального распределения энергии в объекте производится при помощи сменных фильтров Ф. Спектральная полоса пропускания выделяется подбором стеклянных (широкополосных) или интерференционных (узкололосных) фильтров с учётом спектральной чувствительности фотокатода ФЭУ (см. Светофильтры).

Многоканальные фотометры применяют для снижения погрешностей, обусловленных изменением прозрачности атмосферы, и для сокращения общего времени исследования объекта. Различают два типа многоканальных фотометров. Первый тип - многоцветные фотометры, в к-рых после диафрагмы Д стоит светоделительная плоскопараллельная пластинка, делящая, поток от звезды в нужной пропорции как по интенсивности, так и по цвету. Часть отражённого света делится ещё раз второй светоделит. пластинкой. Так получают три световых пучка от звезды, дающих при прохождении через стеклянные фильтры три полосы: U, В, V. Измерения производят одновременно тремя ФЭУ.

Второй тип - двухлучевые фотометры, они представляют собой фактически два независимых прибора, установленных в фокальной плоскости телескопа. Один фотометр измеряет поток от исследуемой звезды, другой одновременно - поток от опорной звезды. Двухлучевой фотометр почти полностью исключает ошибки за счёт изменения прозрачности атмосферы во время экспозиции, а его проницающая сила соответствует одноканальному варианту.

Электрофотометрия из всех методов О. а. (благодаря малому количеству элементов управления) лучше всего поддастся автоматизации. С усилителя ФЭУ информация о величине измеряемого потока поступает в ЭВМ, где проходит первичную обработку. ЭВМ управляет сменой фильтров, диафрагм, вводит эталонный источник света и т.п.

3. Спектральные методы

Спектроскопия даёт более обширную информацию о физ. состоянии объекта, чем фотометрия, но сам эксперимент при этом более трудоёмок, а достигнутая проницающая сила ниже.

Осн. характеристиками астроспектроскопии явл. разрешающая способность и световая эффективность Е. Спектральной разрешающей способностью наз. миним. разность длин волн $\Delta\lambda$ , при к-рой две детали в спектре регистрируются раздельно (критерий Рэлея). Разрешение R астрономич. фотоэмульсий составляет 0,015-0,020 мм, фотоэлектрич. приёмники изображения имеют обычно ещё худшее разрешение (до 0,05 мм). За исключением Солнца, все астрономич. объекты обладают столь малой яркостью, что для регистрации их спектров приходится применять светосильные камеры. Поэтому в астрономии при ночных наблюдениях разрешение определяется в основном разрешением приёмника R и выражается ф-лой:
$\Delta\lambda = R K$ (5)
где K - обратная линейная дисперсия (спектральный интервал, приходящийся на 1 мм изображения спектра, $\AA$ /мм).

Световая эффективность характеризует потери потока излучения от звезды, происходящие в оптич. системе прибора. Значение Е обратно пропорционально времени экспозиции, необходимому для регистрации непрерывного спектра данной звезды, и пропорционально предельной звёздной величине, достижимой с помощью данного спектрального прибора.

Бесщелевая спектроскопия
низкой дисперсии служит для классификации и предварит, изучения небесных объектов. В простейшем случае для этой цели применяют объективную призму (или дифракц. решётку), к-рую помещают перед объективом широкоугольного телескопа (напр., камеры Шмидта). Изображение точечного источника при этом растягивается в спектр (см. Спектральные приборы). Величина K в этом случае составляет для звёзд 200-300 $\AA$ /мм, а для более слабых объектов (галактик, квазаров) - 1000-2000 $\AA$ /мм. Метод бесщелевой спектроскопии позволяет за одну экспозицию получить спектры всех достаточно ярких объектов в пределах поля зрения. Для увеличения проницающей силы бесщелевые спектры получают в прямом фокусе крупных оптических телескопов. Так, в прямом фокусе 3,6-метрового телескопа обсерватории Мауна-Кеа на Гавайских островах установлен трёхлинзовый корректор, последняя линза к-рого слегка клиновидна и снабжена прозрачной дифракционной решёткой, позволяющей получать спектрограммы с дисперсией 1000-2000 $\AA$ /мм. За часовую экспозицию на пластинках Kodak IIIaJ был получен спектр квазара (21,2^m) с дисперсией 1000 $\AA$ /мм.

Если линейный размер изображения звезды больше разрешения фотоэмульсии, что практически всегда справедливо для крупных телескопов, то спектральное разрешение равно:
$\Delta\lambda = F\beta K$ (6)
где F - фокусное расстояние телескопа в мм, $\beta$ - угловой размер изображения звезды в радианах.

Световая эффективность определяется ф-лой:
$E={D^2 \Delta\lambda \over {F\beta \omega}}={D^2 K \over {\omega}}$ (7)
где D - диаметр телескопа, $\omega$ - высота спектра поперёк дисперсии (для увеличения фотометрич. точности спектр поперёк дисперсии делают шире, перемещая звезду во время экспозиции на величину, в неск. раз превышающую разрешение фотоприёмника). Если расширение спектра не производится, то $\omega=F \beta$ .

Осн. недостаток бесщелевой спектроскопии - малое спектральное разрешение.

Щелевая спектроскопия.

Рис. 2. Оптическая схема спектрографа: Щ -
входная щель; O₁ - объектив коллиматора,
делающий световой пучок параллельным;
ДЭ - диспергирующий элемент (призма или
дифракционная решетка), разлагающий свет
в спектр; О₂ - объектив камеры, фокусирующий
свет на приёмник изображения ПИ.

В щелевом спектрографе (рис. 2) изображение звезды строится объективом телескопа на узкой щели. Свет, прошедший через щель, попадает на объектив коллиматора, дающего параллельный пучок света, и разлагается в спектр диспергирующим элементом (призмой или дифракц. решёткой). Затем при помощи объектива спектр фокусируется на приёмник изображения. Если сузить щель настолько, что её изображение на фотопластинке будет равно разрешению эмульсии, то можно достигнуть предела разрешения спектрографа, потеряв при этом часть света от объекта. Поэтому получение спектрограмм с высоким спектральным разрешением возможно только для относительно ярких объектов при хорошем качестве изображения.

Световая эффективность спектрографа при условии, что уже достигнут предел разрешения, зависит прежде всего от соотношения размеров изображения звезды $\beta$ и ширины входной щели спектрографа h. Практический интерес представляют три случая.

1) Весь свет от звезды, собираемый телескопом, проходит через щель спектрографа. Этот случай эквивалентен бесщелевой спектроскопии, и световая эффективность определяется по ф-ле (7).

2) Ширина щели меньше диаметра изображения, построенного телескопом ( $h < \beta$ ), а размер изображения, в свою очередь, меньше требуемого расширения спектра ( $\omega > \beta$ ). Такой случай часто встречается в спектроскопии ср. дисперсии, когда, не желая терять спектральное разрешение, вынужденно идут на потерю световой эффективности и на увеличение времени экспозиции. В этом случае
$E=K_1 D/\beta$ , (8)
где К₁ - постоянная для данного спектрографа величина, зависящая от его конструктивных особенностей.

3) Ширина щели $h \ll \beta$ , и нет необходимости принудительно увеличивать высоту спектра, т.к. изображение звезды поперёк дисперсии много больше разрешения эмульсии. Этот случай практически осуществляется при больших дисперсиях, когда необходимо получить высокое спектральное разрешение. Световая эффективность в этом случае равна:
$E=K_2/\beta^2$ , (9)
где К₂ - постоянная спектрографа.

Из приведённых ф-л следует, что световая эффективность спектрографа определяется прежде всего качеством изображения, даваемого системой "атмосфера-телескоп" на входной щели спектрографа. Обычно для данного инструмента эта величина уже определена астроклиматом места установки инструмента и качеством оптики телескопа, поэтому единственный путь повышения световой эффективности состоит в увеличении светосилы камеры. Оптич. система "телескоп-спектрограф" эквивалентна телескопу с диаметром D и со светосилой, равной светосиле камеры спектрографа. Для достижения оптимальной световой эффективности (случай 1) разрешение приёмника изображения должно быть согласовано с размером изображения, даваемого оптич. системой телескопа. Для согласованного спектрографа светосила камеры
$(d/f)_{кам} \ge D\beta /R$ . (10)

При R = 0,02 мм и $$\beta = 1,5$ рад на телескопе с D = 6 м должен стоять спектрограф со светосилой камеры $(d/f)_{кам} \ge 2,1$ .

Для получения высокого спектрального разрешения эффективно используются интерферометры Фабри-Перо, к-рые в сочетании с кудэ-спектрографом [случай 3, ф-ла (9)] позволяют примерно в 30-40 раз расширить входную щель без ухудшения спектрального разрешения или в 30-40 раз улучшить спектральное разрешение, не уменьшая размера входной щели. спектрографа. Спектрометр такого типа работает в узком спектральном интервале, соизмеримом с шириной исследуемой линии, он находит широкое применение в задачах изучения межзвёздных линий поглощения и в магнитометрии небесных объектов.

4. Интерференционные методы

Рис. 3. Различные схемы звёздных
интерферометров (L - база
интерферометра, определяющая
разрешение инструмента, равное
$\lambda$ /L): a - интерферометр Майкельсона,
где M₁, M₂, М₃, M₄ - плоские зеркала,
сводящие свет от звезды в фокус
телескопа; б - интерферометр
интенсивностей, где P₁ и Р₂ -
фотоэлектрические приёмники излучения,
F₁ и F₂ - электронные усилители и Х -
коррелометр; в - интерферометр Лабейри
с двумя отдельно стоящими телескопами
Т₁ и Т₂, имеющими общий
фокус кудэ, свет в к-рый попадает
при помощи зеркал M₁, M₂, М₃, M₄.

В 20-х гг. 20 в. на 2,5-метровом телескопе обсерватории Маунт-Вилсон (США) начались первые наблюдения звёзд на интерферометре Майкельсона с базой 6 м (рис. 3,а). Оптич. пути в плечах этого интерферометра надо было выравнивать с точностью 0,001 мм, откуда очевидны те трудности, с к-рыми столкнулись наблюдатели. На этом варианте прибора удалось измерить диаметры неск. ярчайших звёзд (см. Интерферометрия). В 1960 г. Р. Хенбери-Браун и Р. Твисс (Австралия) предложили идею интерферометра интенсивностей (рис. 3,б), в к-ром свет от звезды, собранный двумя большими зеркалами, регистрируется фотоэлектрич. приёмниками (P₁, P₂). После усиления (в F₁, F₂) сигналы поступают в электронный коррелометр (X), определяющий пространственную когерентность принятого света. По степени когерентности пучков света (степени постоянства разности фаз световых колебаний) вычисляют диаметр звезды.

В 1970 г. А. Лабейри (Франция) предложил метод спекл-интерферометрии для измерения видимых диаметров звёзд. По своей простоте и оригинальности этот метод представляет собой один из самых значит, вкладов оптики в астрономию. Эта методика широко применяется на многих крупных телескопах с диаметром зеркала 4-6 м. Разрешение в этом случае теоретически ограничено лишь дифракцией света на апертуре телескопа и составляет $\sim \lambda /D$ .

В спекл-интерферометрии можно использовать два отдельно стоящих кудэ-телескопа T₁ и T₂, разнесённых на расстояние L, к-рым определяется разрешение интерферометра (рис. 3,в). При существующей технике возможно, по-видимому, достигнуть разрешения ~10^-4 секунды дуги.

5. Приёмники изображения

Точность измерения потока излучения, спектральное и угловое разрешение, проницающая сила всех перечисленных методов в значит. степени определяются совершенством приёмников изображения. Оптич. приёмники можно разделить на два класса. К первому можно отнести те из них, в к-рых накопление фотонов происходит непосредственно в детекторе, это - фотографич. эмульсия, диодные матрицы с электронным сканированием типа приборов с зарядовой связью (ПЗС) и передающие трубки телевизионных камер со сканированием электронным лучом. Ко второму относятся все остальные приёмники. Они имеют фотокатод, к-рый даёт промежуточное электронное изображение. Затем электроны ускоряются до значит, энергий, обеспечивающих регистрацию сигнала. К этому классу относятся широко применяемый электронно-оптич. преобразователь (ЭОП) и др. фотоэлектрич. приёмники изображения.

В последние годы новейшие приёмники изображения в О. а. всё больше используются в сочетании с вычислит. техникой к электронными методами обработки информации. Эта тенденция характерна как для совр. фотоэлектрич. систем телескопов с их сложной техникой регистрации и обработки информации в реальном времени (когда обработка сигнала ведётся одновременно с его регистрацией), так и для различных измерит. машин, служащих для обработки фотографич. и электроно-графич. снимков.

Совр. фотоэлектрич. приёмники изображения достигли практически предела чувствительности, обусловленного квантовой природой света. К лучшим приемникам такого типа относится система счёта фотонов в изображении (СФИ). В СФИ изображение с экрана 4-каскадного ЭОПа перебрасывается оптич. объективом на вход телевизионного приёмника. При этом регистрируется каждый фотоэлектрон, вылетевший из фотокатода первого каскада ЭОПа. Импульсы от каждого фотоэлектрона поступают в блок обработки сигнала, а затем в ЭВМ. Блок обработки сигнала позволяет: определить геометрич. центр каждой вспышки и исключить повторный счёт одной и той же вспышки; устранить шумовые импульсы с малой амплитудой, а также сильные импульсы от ионной обратной связи в ЭОПе; закодировать положение центрированных фотонных импульсов и ввести эти данные в соответствующую ячейку памяти ЭВМ.

Благодаря разделению функции приема и накопления информации система СФИ даёт следующие преимущества: информационная ёмкость неограниченна, т.к. она не зависит от приёмника, а определяется объёмом памяти ЭВМ; отсутствует порог со стороны малых потоков, поэтому можно регистрировать предельно слабые объекты; линейность реакции и стабильность системы позволяют осуществлять точную фотометрич. калибровку и учёт фона; можно фотометрировать быстро меняющиеся во времени объекты; число элементов изображения в системе равно 10⁶.

Перспектива развития техники регистрации изображения связана не только с разработкой более эффективных приёмников света, но и с применением новых цифровых систем обработки и анализа данных.

Прогресс фотографич. методов регистрации в ближайшее время будет связан как с улучшением характеристик фотоэмульсии (чувствительности и др.), так и с применением автоматич. обработки огромного количества информации, фиксируемой астрономич. фотопластинкой.

6. Заключение

О. а. в связи с освоением практич. астрономией др. частотных диапазонов эл.-магн. излучения потеряла свою монополию в изучении космич. объектов, однако её роль в познании Вселенной отнюдь не уменьшилась. На земном шаре работают более 60 оптич. телескопов крупнее 1,5 м, из них 9 имеют диаметр главного зеркала больше 3 м. В ближайшие годы вступят в строй ещё неск. десятков крупных оптич. инструментов. Этот мощный арсенал астрономич. инструментов даёт значит. часть новой информации о небесных объектах, позволяет проникать всё дальше в глубины Вселенной.

В оптич. окне прозрачности атмосферы находится большая часть спектральных линий наиболее распространённых хим. элементов. Спектральный анализ этих линий даёт информацию, пока недоступную в др. диапазонах. О. а. по-прежнему сохраняет приоритет в методах определения такого важного параметра, как расстояние до космических объектов. Чрезвычайно результативным оказалось сочетание методов О. а. с методами исследований в др. диапазонах эл.-магн. излучения. Напр., успехи последних лет в исследовании физики квазаров обязаны тесному взаимодействию радио- и оптич. астрономии, а исследование двойных рентг. источников - оптической и рентг. астрономии.

Во многих областях оптич. методы приблизились к принципиальным ограничениям, связанным с квантовой природой света. Однако возможностей увеличения предельного разрешения и предельной проницающей силы оптич. инструментов много больше, чем их практически реализовано.

Лит.:
Мартынов Д. Я., Курс практической астрофизики, 3 изд., М., 1977; Методы астрономии, пер. с англ., М., 1967; Оптические телескопы будущего, пер. с англ., М., 1981; Франсон М., Оптика спеклов, пер. с франц., М., 1980.

(С.Б. Новиков)

С. Б. Новиков, "Физика Космоса", 1986
Глоссарий Astronet.ru