Ультрафиолетовая астрономия. РЕАЛЬНАЯ ФИЗИКА. Глоссарий по физике

Ультрафиолетовая астрономия - раздел наблю-дательной астрономии, связанный с наблюдением ультрафиолетового излучения космич. объектов, к-рое в астрономии условно делится на ближнее (3500-1000 А^o) и далёкое (жёсткое, l< 1000 А^o). В коротковолновой области УФ-диа-пазон примыкает к мягкому рентг. диапазону (100- 300 А^o). В УФ-диапазоне расположены резонансные линии всех элементов, а также MH. линии и полосы молекул, включая полосы молекулярного водорода, одной из гл. компонент межзвёздной среды. В УФ-диапазоне велико поглощение космич. пыли. Кроме того, здесь находится и максимум излучения голубых горячих звёзд с эффективной температурой, превышающей 10⁴ К. В УФ-области расположены линии излучения корон и хромосфер холодных и горячих звёзд. MH. внегалактич. источники (активные и сейфертовские галактики, квазары) также эффективно излучают в УФ-диапазоне. Таким образом, У. а. может дать и уже дала ценные сведения практически обо всех объектах как в Солнечной системе (планеты и их спутники, кометы, межпланетная среда), так и за её пределами (звёзды, галактики, туманности, межзвёздные газ и пыль).

На высотах 20-70 км земная атмосфера содержит небольшую примесь озона (O₃), макс. относит. концентрация к-рого достигает всего 7·10^-6. Однако большое сечение поглощения (3·10^-18 см²) в спектральной области 2000-3000 А^o приводит к полному поглощению излучения с

В более коротковолновом диапазоне

поглощение определяется диссоциацией молекулярного кислорода и ионизацией атомов кислорода и азота. Для исключения атм. поглощения требуется подъём наблюдат. аппаратуры на высоту 150-200 км. Однако в резонансных линиях кислорода, гелия и водорода атм. поглощение заметно и на больших высотах. Рассеяние солнечного УФ-излучения в резонансных линиях водорода и гелия приводит к появлению фона, следы к-рого прослеживаются на расстояниях вплоть до 120 тыс. км от Земли. Рассеяние на атомах межзвёздной среды, проникающих в Солнечную систему, вызывает появление почти изотропного фона в линиях водорода и гелия, интенсивность которого равна соответственно 500R и 10R (1R= 10⁶фотонов/см² с 4p).

История У. а. началась в 1947, когда американские астрономы, используя трофейные немецкие ракеты ФАУ-2, получили фотографии солнечного спектра в области 3000-1000 А^o с высот порядка 100 км. Затем вплоть до конца 1960-х гг. эти исследования велись с вертикально запускаемых ракет, обеспечивших длительность проведения эксперимента до 10 мин. Начиная с 1968 гл. средством для наблюдений в УФ-области стали специализированные ИСЗ, оснащённые системой астроориентации, обеспечива- ; ющей наведение и стабилизацию спутника или УФ-теле-скопа с очень высокой точностью (вплоть до 0,01''). Среди MH. спутников, запущенных для проведения исследований в УФ-области, следует выделить спутники "Коперник" (США, 1972), IUE (International UV Explorer; США, Великобритания; ESA, 1978), "Астрон" (СССР, 1983) и космич. телескоп им. Э. Хаббла (США, 1990).

Для исследований в УФ-области используют весьма близкую к традиционной (для видимого диапазона) астр. аппаратуру (телескопы, детекторы, спектрометры). Пропускающими материалами для линз, призм и окон детекторов служат кристаллы EiF, MgF₂, CaF, BaF, кристал-лич. и плавленый кварц. Коротковолновая граница LiF достигает 1050

, MgF₂ -1150

. В более коротковолновой области

применяют тонкие плёнки металлов Al, Sn и др. толщиной 0,1 -10 мкм. К сожалению, эти плёнки не являются герметичными и потому не пригодны для окон детекторов. В качестве отражательных покрытий для зеркал и дифракционных решёток используется Al с защитным слоем из MgF₂ или LiF толщиной 100-500

Такие покрытия обладают коэф. отражения до 70% для длин волн больших 1050 А^o. В более коротковолновой области спектра применяют незащищённые покрытия из Au, Pt, Re или Os с коэф. отражения до 25%.

В качестве детекторов используют спец. фотоматериалы с безжелатиновой эмульсией, фотоэлектронные умножители, канальные фотоумножители, микроканальные пластины (сборки неск. тыс. канальных фотоумножителей) и телевиз. трубки разл. типов (см. Приёмные электроннолучевые трубки). Для фотоэлектронных детекторов применяют фотокатоды из CsI, CsTe, KBr и др. с макс. квантовым выходом в УФ-области до 20%. Используются и ПЗС-матрицы (см. Прибор с зарядовой связью)в комбинации с микроканальными пластинами или с покрытием люминофором, трансформирующим УФ-излучение в видимое. Дифракц. решётки для этого диапазона отличаются лишь защитным покрытием. Схемы спектрометров и спектрографов аналогичны лабораторным.

Первый крупный и успешный космич. эксперимент в области У. а. осуществлён 21 августа 1972 на ИСЗ "Коперник". На нём был установлен телескоп кассегреновской системы (см. Оптический телескоп с )диаметром гл. зеркала 80 см и эквивалентным фокусным расстоянием 15,89 м, оснащённый спектрометром с последоват. сканированием участков спектра. Спектральный диапазон охватывал область от 710 до 3275

Спектральное разрешение в этом эксперименте было рекордно высоким

. Как правило, регистрировались небольшие

участки спектров ярких звёзд вплоть до 6-7^т. Осн. научная задача этого эксперимента - изучение хим. состава и физ. условий в межзвёздной среде. Наблюдались плотные и разреженные межзвёздные облака, межоблачная среда, пылевая компонента. Особенно важными были наблюдения молекулярного водорода, к-рый не имеет полос поглощения в видимой области спектра. Исследовался и дейтерий по полосам молекулы HD. Проводились наблюдения хромосфер холодных звёзд.

Вторым выдающимся экспериментом в области У. а. является спутник IUE, запущенный на высокоапогейную орбиту 26 января 1978 и успешно функционирующий св. 17 лет. Спутник IUE работает в режиме непосредств. передачи данных на пункт приёма 24 ч в сутки. Аппаратура спутника состоит из телескопа с бериллиевым гл. зеркалом диаметром 45 см и эквивалентным фокусным расстоянием 6,75 м и эшельного (см. Эшелле)спектрометра со скрещённой дисперсией с 2 камерами на область 1150-1950

и 1900-3200

соответственно. Одновременно производится регистрация всего спектра. Спектральное разрешение спектрометра ок. 0,2

при размерах щели

Предельная звёздная величина, доступная инструменту, составляет 14^т для звёзд спектрального класса А0 при экспозиции, равной 8 ч. В качестве детекторов в спектрометре используют видиконы с мультищелочным фотокатодом и окном из MgF₂. Зарегистрировано св. 50 тыс. спектров. В их получении и интерпретации участвовали 5 тыс. астрономов мн. стран. Со спутника IUE исследовались планеты Солнечной системы и их спутники, кометы, нормальные и переменные звёзды, межзвёздная среда, ядра планетарных туманностей, горячие белые карлики, хромосферы холодных звёзд, нормальные и активные галактики, квазары. Диапазон яркостей исследованных объектов очень широк: от -4^т до +20^т.

На ИСЗ "Астрон", запущенном на высокоапогейную орбиту 23 марта 1983, был установлен УФ-телескоп системы Ричи - Кретьена с диаметром гл. зеркала 80 см и эфф. фокусным расстоянием 8 м. В фокусе УФ-телескопа размещался роуландовский дифракционный спектрометр с последоват. сканированием спектра в области 1500- 3400 А^o с высоким (0,4 А^o) и низким (28 А^o) спектральным разрешением. Двухступенчатая система ориентации обеспечивала наведение и стабилизацию телескопа с точностью до

. Чувствительность телескопа позволяла регистрировать за 3 ч экспозиции спектры звёзд спектрального класса А0 вплоть до 13^т. "Астрон" успешно функционировал на орбите св. 6 лет. За это время получено ок. 400 спектров разл. астр. объектов, в т. ч. Сверхновой 1987 А, кометы Галлея, вспыхивающих и нестационарных звёзд, внегалактич. объектов и др. источников.

Крупнейшим УФ-телескопом является космич. телескоп им. Э. Хаббла (США), запущенный на орбиту 25 апреля 1990. Гл. зеркало телескопа диам. 2,4 м имеет фокусное расстояние 24 м. Телескоп построен по схеме Ричи - Кретьена с эквивалентными фокусными расстояниями 24, 48, 96 и 288 м. В фокальной плоскости телескопа установлены 5 науч. инструментов: широкоугольная (планетная) камера с полем зрения 3x3, снабжённая 16 светофильтрами (от УФ- до красной области спектра), 3 поляроидами и 3 диф-ракц. решётками для получения спектров низкого разрешения; камера для фотографирования слабых объектов, снабжённая коронографом для поиска планетных систем около звёзд; спектрограф высокого разрешения (вплоть до 0,01

), построенный по схеме со скрещённой дисперсией, с использованием 7 дифракц. решёток; спектрограф для слабых астр. объектов с 11 входными апертурами и 8 дифракц. решётками с разрешением от 20 до 2

(спектрограф предназначен для работы от УФ- до ближней ИК-области спектра); скоростной фотометр для измерения переменности источников с временным разрешением 14 мкс, снабжённый 27 светофильтрами. Точная система ориентации позволяет проводить астрометрические эксперименты. После вывода телескопа на орбиту выяснилось, что качество гл. зеркала из-за сферич. аберрации (см. Аберрации оптических систем)в 6 раз хуже предполагаемого по данным наземных испытаний. Это налагало определ. ограничения на все параметры телескопа: пространственное и спектральное разрешение, предельную чувствительность. В декабре 1993 экспедиция на пилотируемом космич. аппарате "Шаттл" установила перед камерами прямого изображения линзовые корректоры, что полностью исправило дефект гл. зеркала. Был также снят скоростной фотометр. При помощи телескопа уже получены весьма интересные данные, гл. обр. в области внегалактич. астрономии. Последующие экспедиции запланированы на март 1997, сер. 1999 и сер. 2002.

В СПІА, России, Японии и Канаде ведутся работы по созданию нового поколения космич. УФ-телескопов. Среди них следует выделить проекты "EUV Explorer" (США) и "Лайман" (США и Канада) для проведения исследований в коротковолновой области УФ-диапазона (l < 1200 А^o) с использованием оптики нормального и косого падения ("EUV Explorer" успешно запущен в конце 1995). В России разрабатывается проект УФ-телескопа с диаметром гл. зеркала 1,7 м и эквивалентным фокусным расстоянием 17 м. В фокальной плоскости предполагается разместить неск. камер для получения прямых изображений в УФ-и видимом диапазонах, а также 4 спектрометра, перекрывающих область от 900 до 8000

. Телескоп предполагается вывести на орбиту с периодом 4-7 сут.

Для наблюдений протяжённых источников нет необходимости применять телескопы большого диаметра. К таким наблюдениям относятся планетные исследования, позволившие детально изучить верх. атмосферы Меркурия, Земли, Венеры, Марса, Юпитера, Сатурна, Урана, Нептуна и их спутников. На всех аппаратах, запущенных к этим планетам ("Марс", "Венера", "Вега", "Фобос", "Пионер", "Викинг", "Вояджер"), были установлены УФ-спектромет-ры для регистрации солнечного излучения, рассеянного в атмосферах планет. В УФ-диапазоне хорошо просматривается облачная структура атмосферы Венеры. В линии атомарного водорода

обнаружены протяжённые водородные короны атмосфер Земли, Венеры и Марса. В этой же линии на громадные расстояния прослеживаются оболочки, окружающие ядра комет. УФ-на-блюдения в линиях

и Не

позволили обнаружить эффект, получивший назв. "межзвёздный ветер". Эффект связан с движением Солнца относительно локальной межзвёздной среды со скоростью ок. 25 км/с. T. к. время ионизации атомов межзвёздной среды на много порядков меньше времени рекомбинации, то в отличие от стационарной зоны HII, окружающей горячие звёзды, вокруг Солнца образуется вытянутая вдоль движения каплеобразная полость, в к-рой водород полностью ионизован вплоть до расстояний 10 а. е., а гелий-до 0,3 а. е. Анализ распределения интенсивности в линиях водорода и гелия позволил определить параметры локальной межзвёздной среды в окрестностях Солнца: плотность и температуру водорода и гелия, степень ионизации водорода, направление и величину скорости движения Солнца.

Литература по ультрафиолетовой астрономии

Знаете ли Вы, что релятивистское объяснение феномену CMB (космическому микроволновому излучению) придумал человек выдающейся фантазии Иосиф Шкловский (помните книжку миллионного тиража "Вселенная, жизнь, разум"?). Он выдвинул совершенно абсурдную идею, заключавшуюся в том, что это есть "реликтовое" излучение, оставшееся после "Большого Взрыва", то есть от момента "рождения" Вселенной. Хотя из простой логики следует, что Вселенная есть всё, а значит, у нее нет ни начала, ни конца... Подробнее читайте в FAQ по эфирной физике.