Астрономические наблюдения

Две важнейшие задачи наблюдений:
Получить как можно более резкое изображение наблюаемого объекта и записать его в цифорвом формате (требуется высокая разрешающая способность инструмента)
Измерить световую энергию, приходящую в выбранном диапазоне длин волн (требуется большая пллощадь объектива и высокая квантовая чувствительность детектора).

Что ограничивает точность угломерных измерений?
Требуется высокое угловое разрешение телескопа. Его ограничивает:
Дифракция света на краях объектива (радиоантенны).
Атмосферная турбулентность
Качество изготовления объектива

*
Л3
Есть два типа наземных телескопов

Рефракторы: хроматическая аберрация
*
Л3

*
Л3

*
Л3
РЕФЛЕКТОРЫ

Требуется высокое угловое разрешение телескопа. Его ограничивает:
Дифракция света на краях объектива (радиоантенны).
Атмосферная турбулентность
Качество изготовления объектива

Карта зеркала телескопа SUBARU

*
Л3
Проблема углового разрешения
Дифракционное изображение
θd~ λ/D
Турбулентность атмосферы
βatm>>θd

*
Л3
Диаметры изображений слабых
звезд: 0.5 – 2 угловых секунды
Одна угловая секунда:
Это размер 10-копеечной
монеты с расстояния
3 километра

Три пути повышения разрешающей способности
Создание космических обсерваторий
Использование техники интерференционных наблюдений
Использование адаптивной оптики

*
Л3
Самые большие зеркала

*
Л3
Бессмысленно устанавливать большой телескоп в местах с плохим изображением!
6-м САО РАН

LBT 2x8.4m
Arizona,USA

Канарские острова
10.4 м
Gran Telescopio CANARIAS (GTC)
36 сегментов.

*
Л3
4х 8 м (Еропейская
Южная Обсерватория,
Чили)

*
Л3
Giant Magellan Telescope 7x8.4m (www.gmto.org)

Атмосферные искажения
*
Л3

*
Л3

*
Л3
Активная и адаптивная оптика
Активная оптика устраняет НЧ (<1Гц) искажения ВФ путем корректировки формы главного зеркала
Адаптивная оптика – устранение ВЧ искажений ВФ из-за атмосферной турбулентности путем подстройки формы дополнительных зеркал

*
Л3
Активные зеркала
VLT
SUBARU

*
Л3
Схема адаптивной оптики

*
Л3
Работа адаптивного зеркала

*
Л3

*
Л3
Искусственная звезда
(телескоп Кек)

*
Л3
Центр Галактики
(Т-п им. Кека, ближний ИК)

*
Л3
Галактический центр

*
Л3
Уран
(Т-п им. Кека, ближний ИК)

*
Л3
HST (Космический телескоп Хаббл)

*
Л3
2.4-м
2.1-м

РАДИОАСТРОНОМИЯ

Три «радио-Солнца» на небе!!
Наше Солнце
Радиоисточник
Кассиопея А
Радиоисточник
Лебедь А

*
Л3
Радиотелескопы
Аресибо 300м
VLA
NRAO 140ft
РАТАН-600

1932г.
Карл Янский
Первое
обнаружение
космического
Радиоизлучения
(λ 14.5 м)

1943 г.
Грот Ребер (радиолюбитель)
Первое посторение радиокарты неба

Запись космического радиоизлучения (1943 г., Ребер)
λ=1.9м

Радиотелескоп «Большое ухо» (Огайо, США, 1965)
Обнаружил около 20 тыс. радиоисточников на небе.

100-м антенна
радиотелескопа
Green Bank (США)

100-м антенна
радиотелескопа
Effelsberg (Германия)

64-м радиотелескоп
около г. Калязин
Тверской обл.

*
Л3
Радиоинтерферометрия
Разрешение одного телескопа плохое (большая длина волны!)
ΘD~λ/D
Решение - интерферометры
θI~λ/L<<θD
D
L

*
Л3
Радиоинтерферометры

Радиоастрон
Запуск: 2011 г.
Антенна 10м
Апогей орбиты-
350 тыс.км
Угл. разрешение-
5-8 микросекунд
(толщина человеческого волоса с расстояния 1000 км!)

*
Л3
Рентгеновская и гамма-астрономия
Только из космоса
Источники: горячая тепловая плазма T>106K + нетепловые процессы с релятивистскими частицами (синхротронное излучение в сильных магнитных полях, обратное Комптоновское рассеяние на релятивистских электронах …)
Первые эксперименты в 1960х с аэростатов (Солнце, яркие галактические источники - Sco X-1)
Первый специализированный спутник УХУРУ (1972) – карта неба (галактические и внегалактические Х-источники, горячий газ в скоплениях галактик). Рентгеновский телескоп Einstein (1979).
NP по физике 2002 г (Р. Джиаккони)

НЕМНОГО ИСТОРИИ…
ФАУ-2, 1946-1949гг
UHURU, 1970-1973гг
2-20 КэВ
Первый обзор неба

*
Л3
Рентгеновские телескопы косого падения
Принцип работы: фокусировка лучей при косом
падении на металлы
Главный недостаток: длинный фокус (10-ки м) +
малая эффективная площадь

*
Л3
Угловое разрешение современных
рентгеновских телескопов (Chandra)
1 сек. дуги

*
Л3
Cas A –
остаток СНII
~300 лет
В центре –
горячая нейт-
ронная звезда
Ускорение кос-
мических лучей
на фронте УВ

*
Л3
Гамма-телескопы кодированной апертуры
Маска SPI телескопа INTEGRAL
Детекторы: крист. Ge, CsI, CaTl
Угловое разрешение ~ 1 градуса
(20 кэВ-10МэВ)

*
Л3
Аннигиляционная линия 511 кэВ (е++е-? 2γ)
Из области центра Галактики
Соответствует ~1043 аннигиляций в секунду
Нерешенная проблема происхождения

*
Л3
Fermi (NASA) 30 MэВ-300 ГэВ

*
Л3
The Gamma-ray Sky Seen with Fermi LAT
Sources are seen against a strong diffuse background. E > 1 GeV image.
Galactic diffuse emission comes from cosmic-ray interactions with the interstellar medium

*
Л3
The Pulsing γ-ray Sky
Pulses at
1/10th true rate
Over 60 gamma-ray pulsars are now known.

*
Л3
ТэВ-астрономия
E~25 ГэВ-100 ТэВ
Наземные черенковские телескопы
Разрешение по энергии ΔE/E~10-35%
Потоки: от 1 до 15 Краб (1 Краб = поток от пульсара в Крабовидной туманности)
Угловое разрешение: 2 мин. - 3 град.
Переменность: минуты - годы

Magic
Канарские о-ва

Первый большой космический
ИК телескоп
IRAS

Светящиеся КОСМИЧЕСКИЕ ОБЛАКА, не видимые глазом