WWW.DISSERS.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА

   Добро пожаловать!

Pages:     | 1 |   ...   | 44 | 45 || 47 | 48 |   ...   | 55 |

Только в 1609 г. (всего-то 400 лет назад) Галилео Галилей построил первый оптический телескоп и направил его в небо. Изобретение телескопа позволило сделать столь впечатляющие и неожиданные астрономические открытия, что это заставило многих его современников всерьёз задуматься о сложности и безграничности Вселенной, способствовало продвижению коперниканского учения «в массы», и, в конечном итоге, привело к крушениюрелигиозного мировоззрения.

Первая задача, которую телескоп, как и всякая двухлинзовая система, позволял решать — это разделение близкорасположенных объектов, которые простым глазом не различаются, т. е. повышение углового разрешения. Обычное разрешение человеческого глаза, как известно, составляет около 1 угловой минуты, что примерно соответствует размеру Венеры (её фазы могут видеть очень немногие люди).

Наблюдение фаз Венеры в первый телескоп было и первой наглядной демонстрацией системы Коперника, как явно видимого процесса её обращения вокруг Солнца. Лучший из телескопов Галилея имел диаметр 5,3 см, его разрешение было в 10 раз выше относительно глаза (соответствует современному 10-кратному биноклю), что позволило ему увидеть не только горы на Луне, пятна на Солнце, диски планет, но и разрешить Млечный Путь на отдельные звёзды.

С 17 по 19 век основной задачей астрономии были визуальные наблюдения в телескопы взаимных расстояний между небесными объектами, измерение их положений и перемещений. Наблюдения протяжённых объектов и их деталей (диски Солнца и планет, кометы, туманности) также проводились визуально. Угловое разрешение телескопов при этом было ограничено несовершенством оптики, а также диском атмосферного дрожания размером от 1 до 5 угловых секунд (см. вопрос №114, стр. 93).

Принципиальным ограничением по угловому разрешениюдля любой идеальной оптической системы является дифракция света, размывающая точечный источник в световое пятно с угловым размером /D, где D — диаметр входного зрачка телескопа (объектива), а — длина волны (для зелёного света — 0,5 мкм). Только в 1970-х годах началось развитие техники спекл-интерферометрии (см. вопрос № 114, стр. 93), которая позволила преодолеть атмосферное дрожание изображений и приблизиться к дифракционному пределу разрешения больших телескопов (около 0,05 угловой секунды). Под таким углом можно рассматривать буквы в книге с расстояния 4 км, или с орбиты спутника Земли видеть наручные часы у кого-нибудь на руке. Наконец, запуск телескопов в космос позволил полностьюпреодолеть атмосферные помехи и получать стабильные и панорамные изображения с дифракционным разрешением.

Намного более впечатляющих успехов по разрешению добились радиоастрономы, которые соединяют сигналы телескопов, находящихся на разных концах Земли, и получают разрешение до 60 микросекунд дуги. В 1997 г. был запущен японский спутник VSOP, который реализует космический радиоинтерферометр размером 2,6 диаметра Земли31. Российский проект «Радиоастрон» предполагает увеличить размер синтезируемого телескопа до 25 диаметров Земли и получать разрешение до 9 мкс дуги. В ближайшее время в космосе будут реализованы также и оптические интерферометры, которые будут иметь разрешение в 10000000 раз выше, чем у человеческого глаза. С их помощьюуже можно будет не только прочесть книгу, лежащуюгде-нибудь на поверхности Луны, но и непосредственно обнаружить планеты земного типа в окрестностях других звёзд.

Вторым важнейшим фактором телескопа является его собирающая способность, т. е. количество света, который он может собрать и направить на приёмник излучения (например, в глаз). Очевидно, что собирающая способность телескопа зависит от площади его объектива (апертуры), которая в случае сплошного объектива пропорциональна квадрату его диаметра. Телескоп Галилея имел в 10 раз больший объектив, чем зрачок глаза, и поэтому собирал света в 100 раз больше.

Это позволило ему не только открыть 4 спутника Юпитера (названных им «медичейскими звездами» в честь герцога Медичи, а впоследствии получившими наименование «галилеевых») и наблюдать за их движением, но и увидеть в 1610 г. «выросты» с боков у Сатурна, которые впоследствии оказались его кольцом. Более того, в 1612 г. произошла и вовсе фантастическая история: Галилей наблюдал спутники Юпитера, соотнося их положение с неподвижными звёздами фона. 28 декабря он наблюдал две такие звезды, а спустя месяц, 28 января 1613 г. он отметил, что взаимное расположение этих звёзд изменилось. И только через 366 лет (!) выяснилось, что Галилей под видом звезды фона наблюдал тогда не что иное, как планету Нептун (!), официально открытуюЛеверье лишь в 1846 г.

Очевидно, что наблюдения все более и более слабых объектов на небе требует использования телескопов всё большего размера. Глаз человека способен видеть ночьюзвёзды до 6 звёздной величины. Телескоп диаметром 1 м соберёт в 50000 раз больше света и позволит разглядеть объекты до 18-й величины. Но реально большие телескопы для визуальных наблюдений не используются, поскольку повышение чувствительности целесообразно производить также за счёт времени накопления света на приёмнике. Наиболее крупная оптическая система телескопов VLT, состоящая из 4-х зеркал диаметром 8 м каждое, имеет общую см. вопрос № 854 стр. собирающую апертуру около 200 м2. С её помощью уже можно будет попытаться непосредственно увидеть наиболее крупные планеты около звёзд в «ближайших» окрестностях около Солнца радиусом 5 парсек (или 16 световых лет). В радиоастрономии удаётся построить значительно большие по площади зеркала: крупнейшее полноповоротное зеркало в Бонне имеет диаметр 100 м, а неподвижное в Пуэрто-Рико — 300 м. В ближайшее время в Европе начнёт реализовываться проект синтезирующей решётки площадью 1 км2.

Третья важнейшая функция телескопа — это построение в фокальной плоскости изображения небесного тела для его последующей документальной фиксации. До тех пор, пока основной задачей астрономов были измерения взаимного положения звёзд, можно было ограничиваться визуальными наблюдениями. При этом протяжённые объекты, как правило, зарисовывали (например, туманности или хвосты комет), что порождало известный субъективизм в их дальнейшем толковании. Наиболее знаменитый конфуз визуальных наблюдений случился с т. н. «каналами на Марсе», открытыми Джованни Скиапарелли в 1877 г. Ажиотаж вокруг марсиан продолжался до 1930-х годов, а впоследствии, при документальном фотографировании оказалось, что никаких «каналов» на Марсе просто нет, всё это были эффекты человеческого восприятия неопределённых изображений. Между тем, первый астрономический «документ» был получен значительно раньше:

в 1840 г. Дж. Дрейпер получил первый удачный дагерротип лунного серпа. С тех пор и до конца 20 века телескопы обеспечивали широчайшее применение фотографии в астрономии, а с 1980-х гг. фотография была вытеснена твердотельными квантовыми приёмниками излучения (ПЗС матрицы, как в видеокамерах и цифровых фотоаппаратах), не только фиксирующими изображение, но и передающими его непосредственно в компьютер для последующей цифровой обработки.

Наконец, четвёртая особенность телескопа, открывающая удивительные возможности для астрофизических исследований, состоит в том, что излучение, собранное телескопом, можно затем направить на спектральные приборы, разлагающие свет по длинам волн, и анализировать его спектральные особенности. Человеческий глаз сам по себе имеет чувствительность в очень узком спектральном т. н. «видимом» диапазоне (от 0,39 мкм фиолетового предела света до 0,76 мкм красного, см. вопрос №3, стр. 73), так что эквивалентная ширина кривой видности для дневного зрения составляет всего 1068 Ангстрем. Кроме этого, глаз имеет и относительно низкуюспектральнуюизбирательность: несмотря на множество цветовых оттенков, различаемых художниками и колориметристами (по оценкам, до 10 000 цветов), для астрономии это имеет весьма малое значение (см. вопрос № 813, стр. 228). Спектральные же приборы (сначала призмы, затем дифракционные решётки) позволяют получать и измерять тончайшие особенности спектров небесных объектов, по которым можно определить скорость движения объекта, его температуру, химический состав, и даже его вращение и величину его магнитного поля. Не будет преувеличением сказать, что абсолютное большинство наших современных знаний об астрономических объектах мы имеем только благодаря изобретениюИ. Ньютоном спектрального анализа (см. комментарий № 811, стр. 224).

Современные достижения спектрометрии, с помощьюкоторых обнаруживают планетные тела около других звёзд, позволяют измерять колебания скорости движения звезды с точностьюдо 5 м/с, что соответствует смещениюлинии в спектре на относительнуювеличину 10-8.

В то же время, например, смещение Солнца под действием притяжения Земли составляет всего 9 см/с, так что для поиска планет земного типа точность спектральных измерений предстоит повысить ещё минимум на 2 порядка.

1035. Какие объекты лучше видны глазом в телескоп с меньшим увеличением: галактики, звёзды, планеты, Солнце, шаровые скопления, планетарные туманности Прежде всего, необходимо напомнить, что наблюдать Солнце непосредственно глазом запрещено, т. к. это вызывает ожог сетчатки.

Солнце наблюдают только методом проекции изображения на экран, или с использованием ослабляющих фильтров. Только через тёмный фильтр можно смотреть и на солнечное затмение.

Многие любительские телескопы, используемые для ночных визуальных наблюдений, имеют сменные окуляры, которые определяют то увеличение, с которым можно рассматривать объекты в данный телескоп. Поскольку объектив телескопа остаётся, очевидно, одним и тем же, то количество собираемого им света от небесного светила также остаётся постоянным. Смена окуляра означает изменение его фокусного расстояния, и соответственно, изменяются угловые размеры изображения небесного объекта.

Для звёзд смена окуляра не влечёт принципиальных изменений, поскольку они являются практически точечными объектами. Но у всех протяжённых объектов при изменении увеличения будет изменяться их поверхностная яркость, т. е. количество света, приходящееся на один и тот же телесный угол. Например, мы рассматриваем диск Юпитера.

При смене увеличения в 2 раза, угловой размер, под которым мы его видим, также увеличится в 2 раза, а видимая площадь, т. е. его телесный угол, возрастет в 4 раза. При этом поверхностная яркость, очевидно, в те же 4 раза уменьшится. Для планет это несущественно, поскольку все они достаточно яркие, и для наблюдения за деталями на их дисках увеличение окуляра, как правило, делают максимальным.

Иное дело — другие, более слабые протяжённые объекты, такие как туманности и галактики. Например, самая яркая эмиссионная туманность в Орионе (М 42), прекрасно видимая чуть ниже пояса Ориона, имеет интегральную яркость +4m, однако её размер — 35, что несколько больше размера Луны. Яркость отдельных частей у всех туманностей, как правило, спадает от центра к краям. Поэтому глазом мы можем видеть только её центральную, наиболее яркую часть.

При наблюдении в телескоп по мере роста увеличения, поверхностная яркость внешних частей также будет уменьшаться, и постепенно они будут становиться незаметными на фоне неба.

Поверхностная яркость протяжённого объекта прямо пропорциональна квадрату диаметра объектива D и обратно пропорциональна квадрату фокусного расстояния F окуляра, или другими словами, его увеличения. Отношение A = D/F называется светосилой оптической системы. Для изучения деталей галактик и туманностей светосила может быть меньше (увеличение больше), но это потребует увеличения времени накопления света и для визуальных наблюдений неприменимо. Для лучшего обнаружения диффузного объекта глазом, например, при ловле комет, используются короткофокусные (светосильные) телескопы.

1036. Чтобы привести в соответствие изображение группы звёзд на фотопластинке с изображением в искателе телескопа, наблюдатель смотрит со стороны стекла. Какого типа или конструкции телескоп у этого наблюдателя Напомним, что изображения, создаваемые оптическими системами, бывают прямые, обратные (перевёрнутые) и зеркальные.

Искатель телескопа нужен для того, чтобы найти нужный объект или участок неба визуально, так что видимое в него изображение может быть прямым или обратным, но в любом случае не зеркальным.

Фотопластинка, как известно, имеет подложку (стекло) и фоточувствительный слой (эмульсию), которая при экспонировании располагается со стороны приходящего света. Глядя со стороны стекла, наблюдатель видит на пластинке такое же изображение, как если бы он смотрел непосредственно в телескоп, без фотопластинки. Следовательно, его телескоп также строит на пластинке прямое или обратное изображение неба, но не зеркальное.

Прямые и обратные изображения создают телескопы, состоящие из двух или нескольких линз (рефракторы, от слова «преломлять»). Для получения зеркального изображения у телескопа должно быть зеркало (рефлектор, от слова «отражать»). Однако, если число используемых в оптической системе зеркал будет чётным, изображение вновь вернётся в первоначальное состояние (системы Кассегрена, Максутова и др.).

1042. Предположим, что мы смотрим в телескоп и видим какую-то звезду. А если мы теперь снимем окуляр и вновь посмотрим в телескоп, что мы увидим Cм. ответ на вопрос №1035 (отчасти), стр. 324.

Глава 29. Астрономические истории и истории с астрономами 1051. Какая географическая тайна Земли была решена почти через 6000 лет после её первого осознания Первое, на что следовало бы обратить внимание многим из тех, кто писал ответ на этот вопрос, является тот срок, который задан:

6000 лет — это безумно много! Может быть, даже слишком много и для того варианта ответа, который предполагался в качестве правильного.

Длительность голоцена — современного межледникового периода — оценивается в 11 тыс. лет. В период от 13 до 8 тыс. лет назад в некоторых местах мира произошла т. н. «неолитическая революция», благодаря которой людям удалось одомашнить животных; они научились выращивать урожай, обрабатывать металлы и перешли к оседлому образу жизни. Наиболее благоприятными для первых земледельцев были долины больших рек, в которых сочетались тёплый климат, обилие влаги и плодородные наносные почвы. Именно великие реки, осуществляющие процессы размывания основных пород в верховьях, транспорт минеральных элементов вдоль русла и формирование затем из них обширных орошаемых площадей в долинах, стали зонами аккумуляции первобытных земледельческих народов. (Забавно, что в современную эпоху аналогичными центрами аккумуляции населения являются мегаполисы.) Соответственно, районы Нила, междуречья Тигра и Евфрата, долины Инда, Ганга, Хуанхэ и Янцзы стали центрами развития человеческой цивилизации на протяжении многих тысячелетий.

Pages:     | 1 |   ...   | 44 | 45 || 47 | 48 |   ...   | 55 |



© 2011 www.dissers.ru - «Бесплатная электронная библиотека»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.