атмосфера практически не пропускает весь УФ участок
электромагнитного спектра. Однако именно в Уф диапазоне лежат длинны волн
спектральных линий, соответствующих наиболее важным в астрофизике атомных и
молекулярным переходам водорода и дейтерия. Там же находится множество
резонансных линий большинства элементов, соответствующих, как правило,
самому распространенному состоянию атомов. Из-за непрозрачности атмосферы
исследовать Уф излучение небесных объектов можно только из космоса.
Космическим телескопам атмосфера не мешает. Поэтому удается получать
изображение объектов во Вселенной с предельно высоким угловым разрешением и
резко увеличивать проницающую силу телескопа.
Изучение Вселенной в Уф диапазоне занимаются специальные космические
аппараты. Уже проведены десятки космических экспериментов и несколько
проектов находятся в стадии разработки. Важно отслеживать тенденции
развития этой области науки, и, конечно, необходимо участвовать в
перспективных проектах. Для России, имевшей здесь хорошие традиции, важно
не потерять их. Особенно во время кризиса, когда необходимо искать
различные способы сохранения высокой отечественной технологии,
интеллектуального научно-технического потенциала, а в конечном итоге
укрепления тающего авторитета развитой страны.
Уф участок электромагнитного спектра весьма широк, и потенциально он
гораздо информативнее оптического. Создать эффективный универсальный
инструмент, охватывающий весь этот диапазон, невозможно. Поэтому создаются
астрономические инструменты, работающие в избранных участках спектра.
Выбирают в каждом случае подходящую оптическую схему телескопа, технологию
изготовления отражающих поверхностей. Обсерватория «Спектр-УФ» относится к
числу крупных мировых проектов внеатмосферной астрономии. Его реализация
позволит проводить наблюдения с высоким и даже рекордным разрешением в
малоизученном, хотя и очень «богатом» линиями лаймановском участке спектра
с временем непрерывной экспозиции до 30 ч.. В отдельных случаях экспозиция
может достигать до 140 ч. при высоком пространственном и спектральном
разрешении.
В состав космического аппарата «Спектр-УФ» входят служебный модуль,
стандартный для всех научных спутников серии «Спектр», телескоп Т-170 и
отсек с комплексом научной аппаратуры.
Условия наблюдения предъявляют жесткие требования к параметрам
наведения и стабилизации инструментов. Поэтому космический аппарат снабжен
системой управления пространственной ориентации в качестве первичного
контура и системой точного гидирования телескопа Т-170 – вторичный контур.
Первичный контур обеспечивает предварительное наведение телескопа с
точностью 1-2(. Затем изображение объекта приводится в заданное положение с
более высокой точностью и стабилизируется. Во вторичном контуре малые
смещения оптической оси телескопа компенсируются за счет наклонов
вторичного зеркала. Это позволяет достигать весьма высокой точности
стабилизации – около 0,1((. Прототип такой сложности системы доказал свою
работоспособность во время полета обсерватории «Астрон».
На участке запуска КА телескоп Т-170 закрыт пылезащитной крышкой.
Телескоп оснащен блендой, защищающей зеркало от светового потока Земли,
Луны и Солнца. После выхода на орбиту солнцезащитная бленда открывается и
переводится в рабочее положение. В период выполнения наблюдений
пылезащитная крышка открывается. С помощью микродвигателей управления
аппарат наводится в сторону исследуемой части неба, и производятся его
стабилизация в пространстве, гидирование и другие подготовительные
операции.
Орбита для спутника «Спектр-УФ» выбиралась с учетом того, что телескоп
должен работать на большом расстоянии от сильного источника засветки –
земли, и параметры ее должны быть устойчивыми. Также важно, чтобы КА не
пересекал околоземные радиационные пояса, влияющие на работу многих
приборов, кроме того, параметры орбиты должны соответствовать задачам
запуска обсерватории, а спутник необходимо наблюдать максимальное время.
Как показали расчеты, выполненные в Институте астрономии РАИ, таким
условиям удовлетворяет сильно вытянутая орбита со следующими начальными
характеристиками: высота апогея – 300000 км, высота перигея – 500 км,
наклонение – 51,5( и период обращения 7 суток. В течение 8 месяцев после
запуска высота орбиты изменяется и становиться рабочей – 250000 x 40000 км,
что позволит аппарату постоянно приходится находится вне радиационных
поясов.
Интересно сравнить «HST» и «Спектр-УФ», «HST» из-за большего размера
главного зеркала выигрывает на длинах волн более 140 нм и существенно
проигрывает в более коротковолновом участке. Это связано с наличием «HST»
четырех отражающих поверхностей – две дополнительные появились в результате
ремонтных работ на орбите по коррекции оптического тракта телескопа. У
телескопа Е-170 отражающих поверхностей только две. Поэтому
низкоорбитальная обсерватория «HST» имеет не более половины общего
наблюдательного времени, а у обсерватории «Спектр-УФ» этот показатель может
достигать 0,85. количество квантов, собранных за достаточно длительный
промежуток времени обсерваторией «Спектр-УФ», будет больше, чем у «HST».
В составе комплекса научной аппаратуры «Спектр-УФ» входят четыре
основных инструмента:
1. Телескоп Т-170. построен по оптической схеме Ричи-Кретьена и имеет
характеристики: диаметр главного зеркала – 170 см, фокусное расстояние –
17 м, поле зрения - 40( (20 см в фокальной плоскости), общая длина – 8,45
м и диаметр 2,01 м, расстояние между главным и вторичным зеркалами – 3,5
м, масса – 1700 кг.
2. Двойной эшельный спектрограф высокого разрешения (ДЭСВР) – предназначен
для получения Уф спектров с высоким спектральным разрешением, позволяющим
изучать контуры даже узких спектральных линий, ширина которых
соответствует тепловым движениям в звездных атмосферах со скоростями
около 5 км/сек. Основные параметры инструмента: спектральный диапазон –
от 110 до 360 нм, разрешающая сила (R=((((( (((1100-3500 Е) до 60000, при
самом высоком разрешении чувствительности не хуже 16m за 10 ч экспозиции
(отношение сигнал/шум – S/N=10) или 11m за то же время (S/N=100).
3. Роуландовский спектрограф (РС) – предназначен для регистрации спектров в
лаймановском участке, а также для наблюдения предельно слабых объектов с
низким разрешением в более длинноволновом участке до 450 нм. РС состоит
из одной вогнутой решетки и имеет минимальные оптические потери.
Параметры спектрографа: основной спектральный диапазон от 90 до 120 нм и
разрешающая сила (R) достигает 10000 в участке 91,2-120 нм и 3000 – в
участке 115-450 нм.
4. Камера поля (КП), или регистрации изображений объектов с высоким угловым
разрешением. Работает в двух режимах (модах). Короткофокусная мода
обеспечивает наблюдение предельно слабых объектов, а при работе в
длиннофокусной моде обеспечивается высокое угловое разрешение. Параметры
КП следующие: короткофокусная мода – рабочий диапазон длин волн от 91,2
до360 нм, поле зрения – 4, разрешение – не хуже 0,16((, предельная
звездная величина (V) объекта за 1 ч наблюдений – 29m; длиннофокусная
мода – поле зрения 24m, разрешение в центральной области при применении
специальных математических методов обработки изображения до 0,05m,
предельная величина (V) небесного объекта за 1 ч наблюдений - 24m.
КА «Спектр-УФ» рассматривается как многоцелевая обсерватория,
предназначенная для решения многих задач. Перечислим некоторые из них:
- газодинамические процессы, сопровождающие образование звезд;
- важнейшие показатели звезд – светимость и эффективную температуру;
- радиусы звезд, период пульсации, эволюция;
- химический состав звезд;
- межзвездная и межгалактическая среда;
- поиски областей звездообразования;
- галактики (исследование).
Космический телескоп нового поколения: ключевой компонент космической
программы NASA – космический телескоп следующего поколения (NGST-Next
Generation Spase Telescope). Работа над ним начата в 1995 году, запуск
намечается на 2008 год – год 50-й годовщины создания NASA. В 2008 году
также исполняется 60 лет с тех пор, как Лайман Спицер предложил идею
космического телескопа. Проект № 65Т – логическое развитие темы
космического телескопа имени Хаббла.
Новый телескоп будет выведен на гелиоцентрическую орбиту с
фиксированным положением вблизи второй точки Лагранта (L2) системы Солнце-
Земля (1,5 млн. км от Земли в стороне, противоположной Солнцу), время
полета до нее займет около 3 месяцев. Объектив нового телескопа – трех
зеркальный анастигмат. Первичное зеркало диаметром 8 м сделано из бериллия.
Оно состоит из центральной части диаметром 3,5 м и восьми лепестков, при
выводе на орбиту лепестки сложены. Телескоп составлен из трех модулей:
оптический, инструментальный (приемники излучения и управления), модуль
поддержки, включающий защитный экран со стороны Солнца. В оптической части
кроме основных зеркал имеются два небольших коррекционных зеркала для
точной корректировки системы, исправления ошибок из-за гравитационных
эффектов, градиентов температуры, краевых эффектов, старения. Телескоп
будет охлаждаться до температуры ниже 50 К. он чувствителен к длинам волн
от 0,6мм до более 10мм (от красного до среднего инфракрасного) с максимумом
чувствительности от 1 мм до 5 мм (ближний инфракрасный свет).
Инструментальный модуль содержит камеру ближнего инфракрасного света с
полем зрения 4 x 4(, охлаждаемую до 30 К, мультиобъектный спектрометр того
же диапазона и камеру (спектрометр в диапазоне 5-28 мм, приемник излучения
в которой охлажден до 6 К).
№6SТ сможет наблюдать первые поколения звезд и галактик, включая
отдельные районы интенсивного формирования звезд, протогалактические
фрагменты, суперновые при красном смещении Z=5-20. №6ST позволит увидеть
отдельные звезды в близких галактиках, проникнет в пылевые облака вокруг
районов зарождения звезд, обнаружит тысячи субзвезд и объектов пояса
Койпера. Субзвезды – объекты с массой меньшими, чем минимальная звездная,
излучающие в инфракрасном диапазоне за счет гравитационного сжатия).
Новый телескоп сможет:
- детектировать самые ранние фазы формирования звезд и галактик –
конец «темных веков»;
- разрешить первые галактические субструктуры, порядка отдельных
скоплений звезд (размер 300 пк для 0,5(Z(5). Здесь требуется
разрешение 0,060(( на длине волны 2 мм;
- выяснить основные спектральные свойства далеких галактик. Провести
статистический анализ свойств галактик, с большим красным смешением
на полях 4 x 4( (1 x 1 Мпк для 0,5(((();
- обнаружить и исследовать запыленные районы, где скрыты области
активного звездообразования и активные галактические ядра, в том
числе для эпохи мощного звездообразования при Z=2;
- обнаруживать отдельные объекты, излучающие в среднем и дальнейшем
инфракрасных диапазонах фона и получать их спектры вплоть до 28 мм.
Телескоп сможет исследовать все стадии формирования звезд и планетных
систем от массивных оболочек вокруг протозвезд до пропланетных дисков
вокруг молодых звезд главной последовательности. Он сможет наблюдать
планеты типа Юпитера у всех одиночных звезд на расстояниях до 8 пк,
получить первые прямые изображения и спектрограммы внесолнечных планет.
Многие технические решения №6ST и технологии (сверхлегкая активная
криогенная оптика, устройства для опознания формы и исправления волнового
фронта излучения, широкоформатные высокочувствительные инфракрасные
детекторы, сверхлегкие солнечные экраны) могут быть применены в науке и
промышленности уже в ближайшее время.
О создании крупного орбитального оптического телескопа
Давно уже мечтали астрономы. Одним из первых и наиболее активных
пропагандистов этой идеи стал в 40-50-х годах Л. Спицер из Принстонского
университета. Еще в 1946 году он подготовил доклад (тогда секретный) о
преимуществах космических наблюдений. В 1959, 1962 и 1965 годах на
совещаниях астрономов США, посвященных выработке программы космических
исследований, было рекомендовано начать работы по изучению проекта «Большой
космический телескоп», а осенью 1971 года НАСА организовало комитет по
разработке этого проекта, с которого и ведет свое начало программа
Космического телескопа им. Хаббла.
В 1973 году рабочая группа специалистов под руководством Ч. О(Делла
приступила к предварительной проработке основных вариантов конструкции
«Большого космического телескопа», завершившейся в 1977 году создание
рабочей группы Космического телескопа им. Хаббла. К этому времени телескоп
утратил наименование «большого», диаметр его главного зеркала был уменьшен
с 3 до 2,4 м. Дело в том, что разработчикам стали известны параметры МТКК –
транспортной системы для вывода телескопа на орбиту. В грузовом отсеке МТКК
можно разместить телескоп с диаметром зеркала до 3.2 м, но тогда массивные
блоки служебных систем спутника (т.е. систем ориентации, энергопитания,
связи) пришлось бы расположить за главным зеркалом, и для такого спутника с
большим моментом инерции потребовалось разработать мощную и дорогую систему
ориентации.
В варианте с 2,4-метровым зеркалом служебные системы скомпонованы в
виде тора, окружающего главное зеркало, благодаря чему момент инерции
спутника сильно уменьшится. Теперь спутник официально называется
Космический телескоп им. Хаббла, в честь Э. Хаббла, открывшего расширение
Вселенной.
Ограничение на длину инструмента и потребность иметь большое поле
зрения привели к выбору оптической системы Ричи-Кретьена, в которая широко
применяется и в современных наземных рефракторах. Главное и вторичное
зеркала соответственно имеют форму вогнутого и выпуклого гиперболоидов и
находятся на расстоянии 4,9 м друг от друга (эквивалентное фокусное
расстояние 58 м). К качеству изготовления оптики предъявлялись
исключительно высокие требования: например, поверхность главного зеркала не
должна отклонятся от расчетной более чем на 10 нм.
Оптические детали телескопа крепятся к ферме из графито-эпоксидного
композиционного материала, способной сохранять их взаимное расположение с
точностью до 1 мкм, несмотря на перепады температуры. Требования к
механической прочности конструкции связаны с 3-4 кратными перегрузками,
возможными при взлете и посадке МТКК, а отнюдь не с условиями работы
телескопа на орбите. Общая масса спутника 10.4 т.
В отличии от наземных телескопов Космический телескоп им. Хаббла будет
работать и при ярком солнечном свете. Поэтому передний конец трубы
телескопа существенно удлинен за счет светозащитной бленды, внутри трубы
имеется система диафрагм, покрытых «особо» черной краской, способной
отражать менее 1% падающего света и не давать бликов. Несмотря на эти
меры, по-настоящему «темное» небо телескоп сможет регистрировать только
тогда, когда объект наблюдения находится на угловых расстояниях более 50(
от Солнца, 70( от освещенной части Земли и 15( от Луны.
Система ориентации Космического телескопа им. Хаббла построена на
основе силовых гироскопов. Грубое наведение с точностью 1( будет
осуществляется с помощью звездных датчиков и гироскопов – датчиков скорости
(положение их осей время от времени должно уточнятся по звездам). Однако
расчетное качество изображения, получаемое с помощью 2,4-метрового
телескопа на длине волны 0,5 мкм, равно 0,05((, и чтобы использовать это
преимущество перед наземными инструментами, требуется обеспечивать
стабилизацию телескопа с еще более высокой точностью.
Направление оптической оси телескопа определяется тремя датчиками
точного гидирования по изображениям звезд более ярких, чем 1,4m, в
периферийной части поля зрения телескопа, разбитой соответственно на 3
сектора. По команде датчики начинают поиск гидировочных звезд, перемещаясь
по спирали с центром в расчетном положении. Критериями правильности захвата
нужных звезд служат значения их яркости и взаимное расположение. В случае
неудачи поиск повторяется, затем переходят к поиску запасных звезд (если
таковые имеются). Очевидно, выбор звезд должен производиться заранее, и это
очень трудоемкая работа. Более того, точность координат существующих
звездных каталогов, как правило, недостаточна, поэтому запуску Космического
телескопа им. Хаббла должно было предшествовать фотографирование всего неба
на наземных телескопах с большим полем зрения и составление специального
каталога гидировочных звезд с точно известными положениями.
Датчики точного гидирования относятся к числу наиболее сложных систем
телескопа и включают в себя прецизионные механические узлы, диссекторные
телекамеры и даже интерфомометры. Небольшие смешения звезды в поле зрения
соответствуют изменению разности фаз световых волн, приходящих на
противоположные края зеркала телескопа: изменяются интенсивности
интерферирующих пучков, и на выходе датчика возникает сигнал ошибки. При
точности гидирования 0,007(( время реакции датчиков точного гидирования
должно быть меньше 1 с, и не только потому, что возможны быстрые колебания
самого спутника, но и поскольку все звезды смещаются в поле зрения из-за
аберрации света вследствие движения спутника по орбите.
К тому же с помощью Космического телескопа им. Хаббла будут
наблюдаться и планеты, достаточно быстро перемещаться на фоне звезд.
Однако с данной системой наведения этот телескоп не сможет наблюдать земную
поверхность. Следует отметить, что неполадки при работе датчиков точного
гидирования до последнего момента заставляли сомневаться в их
работоспособности.
Как бы не был совершенен орбитальный телескоп, без светоприемной
аппаратуры он «слеп». Выбор типа светоприемника для Космического телескопа
им. Хаббла оказался не прост. Всерьез обсуждались возможность применения
фотопленок, столь долго и успешно служивших астрономам на Земле. К
сожалению, в условиях космоса высокочувствительные пленки постепенно
темнеют из-за воздействия проникающей радиации, и поэтому их пришлось бы
доставлять на Землю не реже одного раза в месяц. Однако частые посещения
орбитального телескопа нежелательны как с экономической, так и с
технической точки зрения. Отражающее покрытие зеркала (пленка алюминия и
фтористого магния) очень чувствительно к газовой атмосфере, окружающей
всякий крупный (а тем более маневрирующий) космический объект, поэтому
плотная крышка будет открываться лишь после удаления МТКК и вновь
закрываться с его приближением.
В 1973 году было решено использовать электронные приемники
изображения, лучшим из которых считалась разрабатываемая в Принстонском
университете Р. Даниельсоном и его сотрудниками передающая телевизионная
трубка секон. Каково же было разочарование его создателей, когда в 1977 г.
стало известно о резкой переориентации руководителей программы на
твердотельные приемники. Это было смелое решение, ибо технология создания
таких приемников насчитывала тогда всего несколько лет, и в астрономии они
еще не использовались.
В настоящее время эти ПЗС-приборы – приборы с зарядовой связью – можно
увидеть чуть ли не на каждом американском телескопе, и их преимущества
хорошо известны: высокий квантовый выход, доходящий до 60%, большое
количество чувствительных элементов, малый шум, большой рабочий диапазон
изменения яркости объекта и высокая геометрическая стабильность.
Использование приведенного материала в учебном процессе.
1 Включение материала в темы занятий по физике, естествознанию
(рекомендации для учителя).
На весь курс астрономии в программе средней школы отводится мало
времени. За это время ученики должны освоить астрономию, сферическую
астрономию, астрофизику, космологию и космогонию. Целостный курс астрономии
практически распадается на ряд ознакомительных разделов, теряя филосовско-
мировозренческое значение.
Одним из выходов видится экономия времени за счет введения различных
элементов астрономических знаний в курс других школьных дисциплин в
качестве иллюстративного материала. Например, развитие представлений о
строении Солнечной системы – в истории; определение географических
координат астрономическими методами, основы измерения времени – в
географию; законы Кеплера, источники энергии Солнца, определение радиальной
составляющей скорости звезд на основе эффекта Доплера – в физику;
определение пространственной скорости звезд – в физику и геометрию;
определение расстояний до звезд и до тел Солнечной системы – в геометрию;
химический состав планет и звезд – в химию и т.п.
Хотя эти элементы будут просто иллюстрировать законы, изучаемые в
данных дисциплинах, в курсе астрономии учитель уже сможет опираться на них.
Время, требуемое для активизации знаний, значительно меньше чем для
изучения.
Например, в 8-м классе в разделе «Геометрическая оптика» изучаются
законы отражения и преломления света. В качестве примера применяемых
законов в технике рассматривается всего одно устройство – фотоаппарат,
приводятся его оптическая схема и принцип работы. Другие оптические
приборы, такие, как телескоп и микроскоп, представлены только фотографиями.
Однако эти приборы в школе применяются при изучении астрономии и биологии,
и учащиеся должны знать их устройство. Оптические схемы микроскопа и
телескопа вполне доступны пониманию детей этой возрастной группы, а
оптические схемы телескопов – рефлекторов Ньютона и Кассегрена могут стать
хорошей иллюстрацией того, как работают законы отражения света. Это удачно
используется в интегрированном курсе физики и астрономии.
В 11-м классе вместо объяснения оптических схем телескопов достаточно
показать их чертеж, тем самым активизировать знания и сократив время на
изучение этого материала примерно на треть урока. Освободившееся время
более полезно потратить на рассказ о крупнейших обсерваториях мира, обращая
внимание на оптические схемы самых крупных телескопов этих обсерваторий.
Таким образом, включение астрономического материала в виде иллюстраций
в другие школьные дисциплины позволяют освободить до одной трети всего
времени без ущерба для самого курса астрономии и тех учебных дисциплин, в
которых будет применятся иллюстративный астрономический материал.
2 Планы-конспекты уроков
План-конспект урока по астрономии (11 класс).
Тема: Оптические телескопы.
Цель: Дать начальные сведения о телескопах.
Тип: Объяснение нового материала.
Элементы усвоения: Типы телескопов.
Приборы и принадлежности: Схемы рисунки.
Методы: фронтальный опрос, рассказ, беседа.
Требования к знаниям и умениям учащихся:
а) знать: 1) Предыдущий материал.
б) уметь: 1) Отвечать на поставленные вопросы.
2) Внимательно слушать новый материал.
Задачи учителя: обучающие – проконтролировать выполнение учащимися
домашнего задания. Обеспечить усвоение нового материала.
Развивающие – развить мышление, память, внимание и т.д
Воспитывающие – воспитать умение слушать других, умение
настраиваться на учебную работу
Ход урока:
|Время |Деятельность учителя |Деятельность ученика |
|2 минуты |Приветствие. Организационный|Приветствие |
| |момент | |
|8-10 минут |Опрос по прошлой теме |Отвечают на вопросы |
|25 минут |Объяснение нового материала |Слушают объяснения учителя и |
| | |отвечают на поставленные |
| | |вопросы. |
|3 минуты |Подведение итогов |Записывают домашнее задание |
Дидактический материал (опрос по прошлой теме).
Объяснение нового материала:
Наблюдения основной источник информации о небесных телах, процессах и
явлениях, происходящих во Вселенной. Для проведения наблюдений во многих
странах созданы специальный научно-исследовательские учреждения –
астрономические обсерватории. У нас, их несколько десятков: главная
астрономическая обсерватория Российской Академии наук – Пулковская (в Санкт-
Петербурге), Специальная астрофизическая обсерватория (на Северном
Кавказе), Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга (в
Москве) и др.
Современные обсерватории оснащены крупными оптическими телескопами,
представляющими собой очень
|
