Практическая астрофизика Обзорная лекция

В.Н. Каразина

- линзовые (катадиоптрические)
1 – объективная линза; 2 – окулярная линза;

= L/l  = F/l =G

m = F/D – целое число

A = 1/m = D/F - Относительное отверстие (иногда называют светосилой, на самом деле светосила - квадрат этой величины)

в фокальной плоскости:

m = 7.1 + 5 lgD1(cm)
D = 1 m

D = 4 m

C= 6563 Å H
D= 5893 Å

y/F
Максимальная сферическая аберрация будет при y = D/2:

фронт. Главное зеркало
В кружке 0.3” 67% энергии.

(зеркало 1 можно делать сферическим при маленьком относительном отверстии)
1

1 - парабола; 2 - гипербола; 3 - плоскость

1 - парабола; 2 - эллипс

Система Ньютона (1662)

Система Кассегрена (1676)

Система Несмита

Система Грегори

быть сферическим при маленьком относительном отверстии)
1, 2 - гипербола;

Система Ломоносова-Гершеля

Система Ричи-Кретьена (1922)

Четырехзеркальный корректор
HET

Оптическая схема трехзеркального телескопа

коррекционная пластина; 3 – ПЗС-камера
1 - сфера; 2 - мениск

то температурные неоднородности, порожденные атмосферной турбулентностью, изменяют показатель преломления, что

Радиус r0 светового пучка, в пределах которого разность хода, вносимого атмосферой, составляет меньше /2, то есть пучок остается когерентным был впервые введен Фридом и носит его имя.

В оптическом диапазоне r0 принимает значения 5-30 см. Если Диаметр объектива D>>r0, то пучки света размером r0 можно считать независимыми. Они интерферируют между собой, создавая в фокальной плоскости быстро меняющуюся картину светлых пятен с угловым размером /D, близким к дифракционному. Эти мелкие изображения получили название спеклы (speckle – зерно, крупинка) .

 = /r0. Общее количество спеклов составляет N=D2/(2r0)2.
Метод, который

острова высота 2267 м F = 16.5 м
Total telescope moving weight

Гавайи высота 4145 м F = 17.5 м

м
SALT
Диаметр зеркала 9.2 м
11.1 m x 9.8 m Саутерленд,

9.6 m
● Primary Diameter: 8.417 meter ● Primary Focal Ratio: F/1.142 ●

2635 м F = 9.6 m

15.0 m

8.1 м Сьерра Пачион, Чили высота 2722 м

спектра. Зеркало из карбида кремния. Вес телескопа 300 кг, в

в зависимости от принимаемых длин волн, для 3-30 Å –

площадь антенны
G - коэффициент направленности, (для диполя G=1.64)

1/2 = 650

в мире инструментом декаметрового диапазона длин волн (9-40 м или

наблюдения в диапазоне частот от 30 до 120 МГц (2.5-10

м). Центральная часть каждой панели высотой 5 м имеет радиус

100×110 м. Рабочие длины волн 1 м – 3 мм (290 Mгц -

ломаной полярной осью

и др.) и многоканальные (глаз, фотопластинки, ПЗС- матрицы и др.)

Основные

зрение – 0.555 мкм
Разрешающая способность 1 угл. мин.
Расстояние ясного зрения

электронов под действием излучения. Различают внешний и внутренний фотоэффект.
Внешний

являются основой таких приборов. МОП- конденсатор представляет собой металлический электрод

Принцип работы ПЗС- приёмников
CCD - Charge Coupled Device

обсерватории
мозаичная камера (60 ПЗС)
поле 3 х 3 град

помощью дополнительных электродов – динодов, которые эмитируют вторичные электроны (вторичная

динодами; б-с жалюзийными динодами; Ф - световой поток; К -

Наиболее распространены ФЭУ с полупрозрачным фотокатодом, нанесённым на внутреннюю торцевую поверхность стеклянного баллона.

Если коэффициент вторичной электронной эмиссии динода, определяемый как среднее число вторичных электронов, выбиваемых одним первичным, равен  и в электронном умножителе N динодов, то его внутреннее усиление равно G = N.

из токопроводящего стекла толщиной 0,4-1 мм, пронизанных множеством (105-106) параллельных

ставится 2 каскада, второй под углом 6 град к первому,

использующие фотоэффект в газе или на поверхности твердого тела, так

Схема пропорционального счётчика в продольном (а) и поперечном (б): 1 - нить-анод, 2 - цилиндрический катод, 3 - изолятор, 4 - траектория заряженной частицы, 5 - электронная лавина. Электроны и ионы, созданные в результате первичной ионизации атомов инертного газа, показаны соответственно темными и белыми кружочками.

10 МэВ применяют сцинтиляционные детекторы, в качестве которых используют кристаллы

Искровая камера обычно представляет собой систему параллельных металлических электродов, между

приемника. Обратная величина этой мощности показывает способность приемника обнаруживать слабые

Приемники в ИК-диапазоне подразделяются на тепловые и фотонные.

Тепловые - излучение поглощается зачерненной поверхностью в результате чего повышается температура (повышается плотность фононов, что влияет на электрические свойства приемника).
Фотонные – на основе внутреннего фотоэффекта.

Эффективность работы приемников в ИК-диапазоне может быть выражена понятием шум - эквивалентной мощности (ШЭМ) или noise equivalent power (NEP).
Это мощность приходящего излучения, порождающего в приемнике среднеквадратичное значение флуктуаций напряжения, равное среднеквадратичному значению собственных шумов, т.е. S/N = 1.

на уменьшении его внутреннего сопротивления в результате нагрева при поглощении

изменении физических параметров термочувствительного элемента (повышения сопротивления) в результате его

Чувствительный элемент 6 удерживается проволочками 5, припаянными к пластинам 4 на коваровых штырях 3. Последние изолированы стеклом (сапфир) 2 от медного кольца 1, имеющего температуру базы.
В качестве чувствительного элемента может быть германий, нитрид ниобия или соединения германий-галлий.

На сегодняшний день наиболее чувствительные болометры состоят из Ge:Ga и имеют NEP = 10-18 - 10-19 вт/Гц1/2

Матрица болометров, установленная на телескопе HERSHEL

предметов (собственное излучение телескопа и аппаратуры). Оно максимально на длине

Приемник помещается в специальный термостат, а охлаждение осуществляется различными веществами, от твердой углекислоты (-78 С) до жидкого He (1.8 К).

будет l’ = lF2/F1
Измеряется в мм/Å
R

что источник света и наблюдатель движутся по линии, их соединяющей.

году на 3.6м телескопе в обсерватории Ла-Силья в Чили. «Первый свет» был получен в

Точность лучевых скоростей при измерении HARPS достигает 0.97 м/с (3.5 км/ч). Это один из двух инструментов в мире действующих с такой точностью. Высокая точность достигается благодаря тому, что свет от звезды и Торий-Аргонной калибровочной лампы наблюдаются одновременно с использованием двух пучков оптоволокна. Беспрецедентной точности также способствуют высокая механическая и температурная стабильность спектрографа. Для этого спектрограф помещён в вакуумную камеру в Кудэ комнате телескопа, температура в которой сохраняется с точностью до 0.01 °C.

от звезды, темные линии, соответствуют линиям поглощения химических элементов звезды.

Создание фундаментального каталога фотометрических стандартов.
Построение распределений блеска, показателей цвета и

необходимо вычесть, измерив значение фона возле объекта. То есть, общая

Определение апертурной фотометрии

Апертурная фотометрия прдставляет собой выделение центральной части объекта при помощи диафрагмы (апертуры), обычно круглой формы, и подсчет общей интенсивности по всем пикселям, которые попадают в диафрагму.
В случае круговой апертуры её площадь будет равна сумме числа пикселей внутри апертуры. При относительно больших радиусах учитывать нецелые пиксели не обязательно, но с уменьшением радиуса апертуры ошибка растет, и поэтому применяются методы и алгоритмы, учитывающие также и пиксели на границе.

(Signal to Noise Ratio).
где: Nt – значение темнового отсчета в

При переходе к шкале звёздных величин, ошибка измерения звёздной величины будет равна:

.

графическое выражение распределения интенсивности внутри спектральной линии в зависимости от

Наиболее удобно выражать интенсивность внутри спектральной линии в долях интенсивности соседнего места непрерывного спектра.
Такая величина называется остаточной интенсивностью.:
r = I /I0
Площадь профиля линии, находящаяся ниже непрерывного спектра, называется эквивалентной шириной спектральной линии.

Эквивалентная ширина определяет нам участок непрерывного спектра, содержащий столько же энергии, сколько ее поглощено в линии.

при переходе из одного состояния в другое (населенность уровня). Хотя

Первый – для слабых линий- участок пропорциональности между W и N. С ростом N наступает область насыщения. Последний участок связан с расширением линий из-за столкновений.
Определив форму кривой роста для линий различной интенсивности, принадлежащих различным мультиплетам химических элементов, можно оценить их плотность и относительное количество в атмосфере.

Кривая роста состоит из 3-х участков.

обнаружена у Луны, планет, комет, короны Солнца и зодиакального света,

Угол o, при котором достигается Imax , будет определять положение плоскости поляризации. 

со сменой угла  на 60 градусов с применением формул:










Из

значение угла поляризации 0. Поэтому в настоящее время для нахождения

мощным магнитным полем

Луной
интерферометрия
спеклинтерферометрия

полученные ранее, могут служить для оценки размеров звезд .

возможность получить оценки их размеров:

для Сириуса  = 0.0054;
для Антареса

Для пульсирующих звезд могут быть использованы формулы, связывающие размеры звезд с их периодами пульсаций.

Для затменно-двойных размеры могут быть определены по кривой блеска.

картины, которая возникает при покрытиях звёзд Луной, и позволяющий определять

Для звезды с d = 0.02, проекция на край лунного диска при наблюдениях с Земли составит D=l*d/206265= 40 m, l=384000 km. При средней скорости Луны 1 км/с, время прохождения составит всего 0.04с.

Для интенсивности в точке наблюдения получаем следующее выражение:
I = 0.5{[0.5+C(W)]2 + [0.5+S(W)]2} I0
W=X(2/ l)1/2

интегралы Френеля

of the Galactic Center A. Richichi, O. Fors, E. Mason, J.

развитию новых. Один из таких методов – интерферометрия.
Малые угловые

При d = /2 интерференционные максимумы от источника S1 совпадут с положением минимумов от источника S2, картина окажется размытой, неконтрастной. Контраст (или видность V) определяется формулой: V = (Iмакс - Iмин)/(Iмакс + Iмин). Наименьший контраст полос отвечает условию:  = /2 = /2d. Измерив d и зная , определяется угловое расстояние  между парой звёзд. Метод применим и для определения углового размера одной звезды. При малых базах интерференционные полосы от одной звезды будут контрастными (V1), но с увеличением d видность будет уменьшаться и полосы исчезнут совсем при d=1.22/, где  - угловой диаметр звезды. Следовательно,  = 1.22/d.

Напишем
обозначим радиус А комп.

звездной астрономии. (Под ред. Михайлова А.А.) 1973. Москва. Наука. 608

и связь. 112 с.
Токовинин А.А., Щеглов П.В. Проблема достижения высокого