Читать интересную книгу Курс общей астрономии - неизвестен Автор

В фотоэлектрическом пассажном инструменте в фокальной плоскости объектива вместо сетки нитей устанавливается визирная решетка, представляющая собой непрозрачную пластину с рядом параллельных прозрачных щелей. Визирная решетка располагается так, чтобы изображение звезды двигалось в поле зрения перпендикулярно к ее щелям, позади которых располагается фотоумножитель (см. § 113). При движении звезды свет от нее, проходя поочередно щели решетки, попадает на фотоумножитель. Под действием света в анодной цепи фотоумножителя возникает фототок, моменты появления которого и регистрируются специальными приборами. Для наведения трубы на звезду фотоэлектрический пассажный инструмент снабжается дополнительной трубой - искателем. Фотоэлектрические наблюдения имеют существенное преимущество перед визуальными, так как они почти полностью свободны от ошибок, вносимых наблюдателем.

§ 99. Зенит-телескоп, призменная астролябия, фотографическая зенитная труба

Кроме основных инструментов, описанных в предыдущих параграфах, на современных обсерваториях для некоторых наблюдений используются специальные инструменты. Так, например, зенит-телескоп (рис. 76) служит для точного измерения малых разностей зенитных расстояний звезд вблизи зенита. Систематические наблюдения на зенит-телескопах ведутся главным образом для определения точных значений географической широты места наблюдения, с целью изучения движений полюсов Земли (см. § 74).

Призменная астролябия служит исключительно для наблюдения звезд на некоторой постоянной высоте h0 , обычно близкой к 60°. Схема призменной астролябии дана на рис. 77. Свет от звезды падает на верхнюю грань равносторонней треугольной призмы и на “ртутный горизонт” (поверхность ртути в плоском сосуде). Пройдя через верхнюю грань призмы и отразившись от ее нижней грани, лучи света от звезды попадают на объектив и, пройдя его и отразившись от двух зеркал, дают в фокальной плоскости объектива изображение звезды, движущееся вверх при увеличении высоты звезды. Лучи, отраженные от ртутного горизонта, падают на нижнюю грань призмы и, пройдя ее и отразившись от ее верхней грани, попадают в объектив и дают в его фокальной плоскости второе изображение звезды, движущееся вниз при увеличении высоты звезды. Наблюдение на призменной астролябии заключается в отметке момента, когда эти изображения совпадут. Это случится при достижении звездой альмукантарата h0 . Отмеченный момент времени и известная высота h0 позволяют вычислить географическую широту места наблюдения и точное местное время. Для увеличения точности наблюдений астролябия имеет специальную призму (призму Волластона), перемещая которую с помощью микрометрического винта, можно удерживать оба изображения звезды на постоянном расстоянии друг от друга. По записанным моментам от контактов барабана момент прохождения звездой альмукантарата h0 получается точнее. Для наблюдений в различных азимутах астролябия может вращаться около вертикальной оси. Фотографическая зенитная труба (ФЗТ) используется также для определения географической широты места наблюдения и точного времени. Устройство ФЗТ и наблюдения на ней принципиально отличаются от устройства и наблюдений на ранее описанных инструментах. Фотографическая зенитная труба состоит из неподвижной вертикальной трубы (рис. 78), оптическая ось которой располагается строго вертикально, и ртутного горизонта, помещенного под объективом, на расстоянии, несколько большем половины его фокусного расстояния.

Тогда лучи звезд, находящихся близко к зениту, пройдя объектив и отразившись от поверхности ртути, идут вверх и образуют изображения звезд немного ниже объектива. В этом месте, перпендикулярно к оптической оси, помещается фотопластинка, которая плавно передвигается часовым механизмом перпендикулярно к плоскости небесного меридиана. Наблюдения на ФЗТ состоят в том, что незадолго до кульминации избранной звезды открывают фотопластинку и, то двигая ее часовым механизмом со скоростью изображения звезды, то останавливая на некоторое время, получают несколько изображений звезды до меридиана (рис. 79, а, точки 1, 2, 3). Около момента кульминации объектив вместе с пластинкой поворачивают вокруг вертикальной оси точно на 180° и получают несколько изображений звезды после прохождения меридиана (рис. 79, б, точки 4, 5, 6).

Из измерений расстояний между рядами а и б и между изображениями звезды, и по отметкам времени, которые автоматически впечатываются на эту же пластинку, вычисляется время кульминации звезды и ее зенитное расстояние в этот момент. По этим данным, зная склонение и прямое восхождение звезды, определяют географическую широту места наблюдения и точное время.

§ 101. Задачи и основные разделы астрофизики

Цель астрофизики - изучение физической природы и эволюции отдельных космических объектов, включая и всю Вселенную. Таким образом, астрофизика решает наиболее общие задачи астрономии в целом. За последние десятилетия она стала ведущим разделом астрономии. Это не означает, что роль таких “классических” разделов как небесная механика, астрометрия и т.п. - уменьшилась. Наоборот, количество и значимость работ в традиционных областях астрономии в настоящее время также растет, но в астрофизике этот рост происходит быстрее. В целом астрономия развивается гармонически как единая наука, и направление исследований в различных ее разделах учитывает взаимные их интересы, в том числе и астрофизики. Так, например, развитие космических исследований частично способствовало возникновению нового раздела небесной механики - астродинамики. Построение космологических моделей Вселенной предъявляет особые требования к “классическим” задачам астрометрии и т.д. Как известно, за свою многовековую историю астрономия претерпела несколько революций, полностью изменивших ее характер. Одним из результатов этого процесса явилось возникновение и бурное развитие астрофизики. Особенно этому способствовало применение телескопа с начала XVII в., открытие спектрального анализа и изобретение фотографии в XIX в., возникновение фотоэлектрии, радиоастрономии и внеатмосферных методов исследования в XX в. Все это необычайно расширило возможности наблюдательной, или практической астрофизики, и привело к тому, что в середине XX в. астрономия стала всеволновой, т.е. получила возможность извлекать информацию практически из любого диапазона спектра электромагнитного излучения. Параллельно с развитием методов практической астрофизики, благодаря прогрессу в физике и особенно созданию теории излучения и строения атома, развилась теоретическая астрофизика. Ее цель - интерпретация результатов наблюдений, постановка новых задач исследований, а также обоснование методов практической астрофизики. Оба основные раздела астрофизики в свою очередь подразделяются на более частные. Разделение теоретической астрофизики, как правило, производится по объектам исследования: физика звезд, Солнца, планет, туманностей, космических лучей, космология и т.д. Разделы практической астрофизики обычно отражают те или иные применяемые методы: астрофотометрия, астроспектроскопия, астрофотография, колориметрия и т.д. Разделы астрофизики, основанные на применении принципиально новых методов, составившие эпоху в астрономии, и, как правило, включающие соответствующие разделы теоретической астрофизики, получили такие названия, как радиоастрономия, баллонная астрономия, внеатмосферная астрономия (космические исследования), рентгеновская астрономия, гамма-астрономия, нейтринная астрономия. Прежде чем перейти к описанию результатов астрофизических исследований, необходимо усвоить ряд основных определений и понятий. Этому и посвящена настоящая глава.

§ 102. Электромагнитное излучение, исследуемое в астрофизике

Как известно, видимый свет является частным видом электромагнитного излучения, которое испускается не непрерывно, а отдельными порциями (квантами), характеризующимися величиной своей энергии. Совокупность всех видов излучения называется спектром электромагнитного излучения. За единицу измерения энергии квантов обычно принимают электрон-вольт (эв). Это энергия, которую приобретает свободный электрон (т.е. электрический заряд е = 4,8×10-10 СГСЭ), ускоренный электрическим полем с разностью потенциалов в 1 вольт (в) = СГСЭ. Поэтому

Кванты видимого света обладают энергиями в 2-3 эв и занимают лишь небольшую область электромагнитного спектра, исследуемого в астрофизике, который простирается от значений энергии порядка Мэв (мега-, т.е. миллион электрон-вольт) для гамма-лучей до одной миллионной электрон-вольта (10-6 эв) для метровых радиоволн. Между этими крайними видами электромагнитного излучения последовательно располагаются рентгеновские, ультрафиолетовые, визуальные (видимые) и инфракрасные лучи (табл. 1). Электромагнитное излучение обладает волновыми свойствами, проявляющимися в таких явлениях, как интерференция и дифракция. Поэтому, как и всякое колебание, его можно характеризовать длиной волны l и частотой n , произведение которых равно скорости распространения колебаний: