Please enable JavaScript.
Coggle requires JavaScript to display documents.
Методы астрофизических исследований - Coggle Diagram
Методы астрофизических исследований
Излучение небесных тел
Солнце и звёзды
излучают электромагнитные волны всевозможной длины, от гамма-лучей до длинных радиоволн.
Планеты и их спутники
отражают солнечный свет и сами в различной степени излучают инфракрасные лучи
Разреженные газовые туманности
в зависимости от физического состояния излучают электромагнитные волны строго определённой частоты.
В частности, невидимые межзвёздные холодные водородные облака испускают радиоволны λ = 21 см.
Оптические телескопы
Рефлектор
Объектив- вогнутое зеркало
Рефрактор
Объектив- стеклянная линза
Основное назначение телескопов
состоит в том, чтобы собрать как можно больше световой энергии от небесного тела и различить как можно меньшие детали.
Объектив телескопа, имея значительные размеры ( диаметр D)
Воспринимает световой поток, и концентрируя его, позволяет видеть слабые небесные объекты, недоступные невооруженному глазу.
Диаметры объективов оптических телескопов
выражают в миллиметрах, поэтому длину световой волны следует представить в тех же единицах
Диаметр объектива D и его фокусное расстояние F определяют важную характеристику телескопа-
светосилу
:
А=D/F
Чем больше светосила A, тем более ярким получается изображение протяжённого объекта в фокальной плоскости телескопа
Окуляр телескопа
Состоит из короткофокусной линзы
поэтому протяженное светило представляется увеличенных размеров
Формула увеличения телескопа
W=F/f
F — фокусное расстояние объектива
f — фокусное расстояние окуляра
Разрешающая способность телескопа
способность телескопа видеть отдельно близко расположенные объекты и мелкие детали на поверхности небесного тела.
Выражается минимальным углом Q между 2-мя точками, которые можно четко различить
обратно пропорциональна диаметру объектива и прямо пропорциональна длине электромагнитных волн, воспринимаемых телескопом.
Вычисленное дуги разрешение:
λ- длина волны, D- диаметр волны
равна
предназначенные для визуальных наблюдений, рассчитаны на восприятие световых волн λ=550 нм
Проницающая способность телескопа
Вычисляется по формуле:
Самый крупный телескоп в России:
Большой телескоп Азимутальный(6м. зеркало)
Радиотелескопы
Впервые космическое радиоизлучение было обнаружено в 1931 г. американским инженером Карлом Янским при изучении им атмосферных радиопомех
В апреле 1933 г. Янский установил, что это радиоизлучение исходит от Млечного Пути.
в 1944 г. было открыто радиоизлучение Солнца
1946 г. началось строительство и установка в астрономических обсерваториях радиотелескопов для приема радиоизлучения небесных объектов
Состоят из антенны и чувствительного радиоприемника с усилителем (радиометра)
Небольшими антеннами (до 100 м в диаметре) служат металлические вогнутые зеркала, каркасы параболической и цилиндрической формы, покрытые металлической сеткой
Они отражают сфокусированные радиоволны на облучатель
Самый крупный стационарный радиотелескоп PATAH-600 установлен вблизи станицы Зеленчукской Ставропольского края.
Его приёмная антенна имеет вид замкнутого кольца диаметром 600 м.
Отражатели наиболее крупных радиотелескопов собираются из плоских металлических зеркал, расположенных сплошной полосой параболического сегмента. Такие радиотелескопы неподвижны, а их приёмники способны перемещаться в небольших пределах.
У крупного стационарного радиотелескопа диаметром 300 м, установленного в Аресибо (ПуэртоРико)
антенной параболической формы служит кратер потухшего вулкана; кратер забетонирован и сверху покрыт металлическим слоем.
Разрешающая способность радиотелескопов
Однако она всегда ниже, чем у оптических телескопов, так как длина радиоволн значительно больше длины световых волн.
тоже зависит от диаметра их антенн и длины воспринимаемых радиоволн
если два радиотелескопа установлены на значительном расстоянии друг от друга, одновременно воспринимают радиоизлучение одного и того же источника и подают сигналы на общий радиоприёмник, то разрешение резко повышается.
Два таких спаренных радиотелескопа называются
Радиоинтерферометр
инструмент для радиоастрономических наблюдений с высоким угловым разрешением, который состоит, как минимум, из двух антенн, разнесённых на расстоянии и связанных между собой кабельной линией связи
