Астропедия

Самодельный гелиорегистратор

admin — Tue, 05 Aug 2008 19:30:02 +0000

С помощью этой остроумной установки можно ежедневно регистрировать интервалы времени, в которые Солнце не закрыто облаками. Главная деталь прибора — фокусирующая линза.
Вероятно, все вы, ребята, пользовались лупой в качестве «выжига-тельного стекла». Вы знаете, конечно, что, для того чтобы выжечь на бумаге точку, нужно установить лупу перпендикулярно солнечным лучам, а бумагу расположить позади нее на удалении фокусного расстояния. Если лупу непрерывно поворачивать вслед за Солнцем, «заставить следить» за ним, то на бумаге прожгется черточка, которая будет увеличиваться до тех пор, пока наше дневное светило не скроется за облаками или не уйдет за горизонт. На этом и основан принцип работы гелиорегистратора. Только в приборе заводского изготовления (метеорологи называют его гелиографом) привычную нам линзу заменили прозрачным стеклянным шаром, который работает как выжигающее стекло вне зависимости от положения Солнца над горизонтом.
В самодельном гелиорегистраторе в качестве шаровой линзы можно с успехом использовать наполненную водой и герметически закрытую шарообразную колбу. Универсальный штатив с шарнирным зажимом послужит держателем. Вы можете сделать его сами, используя фотоштатив и зажим из двух деревянных брусочков, имеющих вырезы в форме полуколец по размеру горлышка колбы. К держателю, например, с помощью деталей «конструктора» прикрепите дугообразную металлическую полоску; на ее внутренней поверхности укрепите скрепками ленточку из бумаги-миллиметровки, на которой оставит прожженный след движущееся по небу Солнце. Радиус, длину и ширину металлической дуги (соответственно и бумажной полоски), как и ее удаление от колбы, надо определить экспериментальным путем. Эти параметры зависят от фокусного расстояния используемой линзы-.
Гелиорегистратор установите на площадке с открытой южной частью небосвода. Горлышко колбы направьте вверх и наклоните к северу в большей или меньшей степени, в зависимости от времени года. Самодельный гелиорегистратор можно использовать и зимой. Для того чтобы вода в колбе не замерзала, растворите в ней примерно столовую ложку поваренной соли, а лучше — хлорида кальция кристаллогидрата. Зимой бумажные полоски должны быть темного цвета.
Если ежесуточно менять бумажные полоски, не забывая проставлять на них даты, то обработка полученных результатов позволит вам со временем определить число солнечных дней в прошедшем году, распределение их по месяцам и по сезонам, суммарное число часов прямой солнечной радиации и т. д. Эти данные интересны при исследовании астроклиматических условий в месте наблюдения и при изучении солнечно-земных связей. При вычислении ежесуточной продолжительности прямого солнечного сияния вам поможет таблица в статье Долгота дня.

Астрономический зонт

admin — Mon, 04 Aug 2008 19:24:30 +0000

Астрономический зонт — звездная карта оригинальной конструкции, которую несколько десятилетий назад предложили два ученых, независимо друг от друга, — К. Фламмарион (Франция) и М. Е. Набоков (СССР). Основой для такой карты служит обыкновенный зонт черного или синего цвета. На его внутреннюю поверхность наносятся изображения той части звездного неба, которая заключена в пределах от склонения +30° до Северного полюса мира, причем осью мира здесь является ручка зонта.
Сделать астрономический зонт вы можете сами. Начинайте с сетки экваториальных координат. Для этого прежде всего разделите длину дуги от края купола до его вершины на 6 равных частей и через места деления проведите 6 параллелей. Для каждой параллели берите шнурок нужной длины с привязанным кусочком мела и проводите им окружности с центром в . вершине купола. Окружности обозначают небесные параллели с десятиградусными интервалами по склонению. Чтобы провести круги склонения, разделите крайнюю параллель на 8 равных частей и места деления соедините меловыми линиями с полюсом. Получите 8 кругов склонения с интервалом в 3 ч. Еще проще это будет сделать, если ваш зонт, как это часто бывает, состоит из 8 клиньев. Намеченную таким образом координатную сеть зафиксируйте вышивкой или масляной краской. Тем же способом нанесите соответствующие цифровые обозначения.
Теперь приступайте к нанесению на карту звезд. Ограничьтесь изображением лишь тех звезд, которые нанесены на звездную карту в статье Звездное небо. Звезды намечайте заостренным кусочком мела, а затем закрепляйте белилами или вышивкой. Рисунок созвездий станет более узнаваем, если разницу в видимом блеске звезд вам удастся выразить диаметром дисков или числом и длиной вышитых лучиков.
Как пользоваться астрономическим зонтом? Набоков рекомендовал устроить для него постоянный держатель. Вройте в землю столб высотой около 1,5 м, срезанный в верхней части под углом, равным 90° —ср , где Ф — широта места наблюдения. К скошенному торцу столба прибейте или приверните шурупами полуметровую планку. На ней полосками жести укрепите трубку, в которую в дальнейшем и будете вставлять астрономический зонт. Столб и трубку ориентируйте таким образом, чтобы в нее можно было увидеть Полярную звезду. Переносной держатель'можно устроить с помощью фотоштатива. Вставленный в трубку зонт, медленно поворачивая, постарайтесь установить в соответствии с наблюдаемой картиной звездного неба. Это легче всего сделать по положению ковша Большой Медведицы. Для первых «экскурсий» по небосводу советуем прикрепить к зонту булавками или приметать нитками бумажные полоски с названиями созвездий. Это поможет вам быстрее разобраться в лабиринте звезд и созвездий. Работая с зонтом, пользуйтесь карманным фонариком.

Собственные движения звезд

admin — Sun, 03 Aug 2008 19:21:18 +0000

На заре развития астрономии звезды считались неподвижно укрепленными на небосводе, но по мере накопления данных и увеличения точности наблюдений это представление было разрушено. Впервые предположение о том, что угловые расстояния между звездами изменяются со временем, высказал китайский астроном И Син (683—727 гг. н.э.). Современной астрономии известно много причин, из-за которых угловые расстояния между звездами изменяются. Это рефракция света в атмосфере (см. Рефракция астрономическая) , суточная и годичная аберрация света, годичный параллакс.
Собственными движениями звезд называют лишь те их угловые перемещения, которые происходят вследствие реального движения звезд в пространстве или вследствие движения в пространстве Солнечной системы, из которой мы ведем наблюдения. При этом ту часть собственного движения, которая вызвана движением звезды в пространстве, называют пекулярным движением, а часть, обусловленную движением ? Солнечной системы, — параллактическим.
Собственное движение звезды равно ее угловому перемещению за год, обычно выражаемому в угловых секундах. Собственные движения очень малы и для большинства звезд не превышают сотых долей секунды в год. Наибольшее собственное движение, равное 10,27", имеет звезда Барнарда в созвездии Змееносца. Знание собственных движений необходимо для построения фундаментальных каталогов звезд, определения их расстояний, для изучения кинематики (механики движения) звезд в нашей Галактике, а также в звездных скоплениях и ассоциациях.
Определение собственных движений звезд из-за малости их связано с большими трудностями. Современные определения собственных движений выполняются фотографическим методом, который основан на сравнении нескольких астрофотографий одной и той же области, сделанных через достаточно, большой (20 лет и более) промежуток времени. Точность определения собственных движений фотографическим методом -.составляет ±0,003".
Первые собственные движения звезд были определены английским астрономом Э. Гал-леем в 1718 г. для трех ярких звезд: Сириуса, Арктура, Альдебарана. Систематические работы по определению собственных движений начинались в конце XVIII в., но большой размах они получили только в нашем столетии, в связи с применением фотографии в астрономии. К середине 70-х гг. собственные движения определены приблизительно для 300 000 звезд.

Наблюдения серебристых облаков

admin — Sat, 02 Aug 2008 19:02:59 +0000

Основной задачей, которую вы можете перед собой поставить, наблюдая серебристые облака, является патрулирование сумеречного сегмента с целью их обнаружения. Наблюдения проводятся визуально, невооруженным глазом, но бинокль поможет вам раньше заметить появление серебристых облаков. Патрулируя сумеречный сегмент, вы должны внимательно осматривать сектор зори каждые 15 мин (например: в 21 ч 00 мин, 21 ч 15 мин, 21 ч 30 мин и т. д.). При появлении серебристых облаков вы должны оценить их яркость по пятибалльной шкале: 1 — очень слабые серебристые облака, обнаруживаются только при внимательном осмотре сумеречного сегмента; 2 — облака замечаются легко; 3 — облака хорошо заметны, резко выделяются на фоне сегмента; 4 — яркие облака, привлекающие к себе внимание; 5 — исключительно яркие серебристые облака. Одновременно нужно определить их морфологические формы: тип I — флер (облака однородной яркости); тип II — полосы (размытые полосы различной яркости, параллельные друг другу или переплетающиеся между собой под небольшим углом); тип III — гребешки (напоминают рябь на поверхности воды при слабом ветре); тип IV — вихри (завихрения внутри поля или выбросы из него). Оценки яркости и структуры записыва-ются в журнал наблюдений. Отсутствие серебристых облаков также следует отметить в журнале словом «нет». Кроме того, в журнале следует привести описание поля серебристых облаков в свободной форме, отметив особенности в цвете, яркости, структуре, в скорости изменения формы и размеров всего поля облаков, а также отдельных деталей внутри поля.
Для того чтобы получить объективные данные об изменении формы, размеров и положения поля облаков на сегменте, полезно выполнить угломерные измерения, измерив высоту и азимут самой высокой и самой низкой, крайней левой и крайней правой точек поля облаков. Угломерные измерения также проводятся каждые 15 мин.
Для фотографирования серебристых облаков удобно использовать зеркальные камеры «Зенит», «Любитель», но можно воспользоваться и любым другим аппаратом. Фотоаппарат следует установить на жестком штативе и пользоваться спусковым тросиком. Фотографирование целесообразно проводить через 3—5-минутные интервалы. Это позволит проследить по снимкам изменения в поле облаков. Выдержки при фотографировании серебристых облаков определяются экспериментально и лежат в пределах 5—30 с. При более длительных экспозициях изображения получатся размытыми. Фотопленку следует взять наиболее высокой чувствительности и полностью открыть диафрагму фотоаппарата.
Для широты 55° патрулирование сумеречного сегмента нужно начинать в 21 ч местного солнечного времени и заканчивать в 3 ч ночи. С 11 августа сумеречный сегмент можно патрулировать с 20 до 23 ч а затем с 1 до 4 ч ночи.
Необходимо, чтобы с площадки, на которой располагаются наблюдатели, северная часть неба между северо-востоком и северо-западом 6i ча закрыта не более чем на 5° над горизонтом.

Светимость

admin — Fri, 01 Aug 2008 18:49:01 +0000

Одни звезды кажутся нам более яркими, другие более слабыми. Однако это еще не говорит об истинной мощности излучения звезд, поскольку все они находятся, на разных расстояниях. Например, голубой Ригель из созвездия Ориона имеет видимую звездную величину 0,11, а находящийся недалеко на небе ярчайший Сириус имеет видимую звездную величину —1,5. Тем не менее Ригель излучает энергии в видимых лучах в 2200 раз больше, чем Сириус, а кажется слабее только потому, что находится от нас в 90 раз дальше. Таким образом, видимая звездная величина сама по себе не может быть характеристикой звезды, поскольку зависит от расстояния. Истинной характеристикой служит светимость, т. е. полная энергия, которую излучает звезда в единицу времени. Светимость Солнца составляет 3,8 • 1026 Вт, и эта ' величина принимается обычно за единицу измерения светимости других звезд.
Светимости звезд крайне разнообразны. Так, у одной из звезд-гигантов — S Золотой Рыбы — светимость в 500 ООО раз больше солнечной, а светимость самых слабых звезд-карликов примерно во столько же раз меньше. Солнце среди остальных звезд является по светимости самой рядовой звездой.
Истинную мощность излучения звезд можно охарактеризовать и другим способом. Представим себе, что мы расположили все звезды рядом и рассматриваем их с одного и того же расстояния. Тогда видимая звездная величина уже не будет зависеть от расстояния и будет определяться только светимостью. В качестве стандартного расстояния условились брать 10 пс (см. Единицы расстояний). Видимая звездная величина, которую бы имела звезда на таком расстоянии, называется абсолютной звездной величиной. Расстояние до звезды г, абсолютная звездная величина М и видимая звездная величина m связаны простой формулой:
М = m + 5—5 Igr.
Величина m—М называется модулем расстояния. Для примера подсчитаем абсолютную звездную величину для одной из самых ярких и близких к нам звезд —а Центавра. Ее видимая звездная величина —0,1, расстояние до нее 1,33 пс. Подставляя это в формулу, получаем: М = — 0,1 +5—5 lgl,33 = 4,3, т. е. абсолютная звездная величина близка к абсолютной звездной величине Солнца, равной 4,8.
Следует еще учитывать поглощение света звезды межзвездной средой. Такое поглощение ослабляет блеск звезды и увеличивает видимую звездную величину т. В этом случае: tn=M—5 + 5\gr + A (г),
где слагаемым А (r) учитывается межзвездное поглощение.

Рефракция астрономическая

admin — Wed, 30 Jul 2008 18:27:39 +0000

Рефракция астрономическая — явление преломления световых лучей от небесных светил при прохождении через атмосферу. Поскольку плотность планетных атмосфер всегда убывает с высотой, преломление света происходит таким образом, что своей выпуклостью искривленный луч во всех случаях обращен в сторону зенита. В связи с этим рефракция всегда приподнимает изображения небесных светил над их истинным положением .
Величина рефракции, т. е. угол между истинным и видимым положениями светила на небосклоне, связана с длиной пробега луча в атмосфере и углом наклона луча к атмосферным слоям, равной плотности. Рефракция равна нулю в зените и возрастает по мере удаления от зенита с приближением к горизонту. Для наблюдений с поверхности Земли величина рефракции г выражается приближенной формулой г = 57" • tgz, где z — видимое зенитное расстояние светила (см. Небесные координаты). Эта формула остается справедливой лишь для 2<70°. Величина рефракции в данный момент времени для данного пункта наблюдений меняется в зависимости от температуры, давления, влажности и других метеорологических факторов. При выполнении высокоточных астрономических измерений (см. Астрометрия) рефракция учитывается путем введения в результаты измерений соответствующих поправок.
Рефракция вызывает на Земле ряд оптико-атмосферных эффектов: увеличение долготы дня вследствие того, что солнечный диск из-за рефракции поднимается над горизонтом на несколько минут раньше момента, в который Солнце должно было бы взойти на основании геометрических соображений; сплюснутость видимых дисков Луны и Солнца близ горизонта из-за того, что нижний край дисков поднимается рефракцией выше, чем верхний; мерцание звезд и др. Вследствие различия величины рефракции у световых лучей с разной длиной волны (синие и фиолетовые лучи отклоняются больше, чем красные) вблизи горизонта происходит кажущееся окрашивание небесных светил.
Приведенные в таблице поправки использую-ются при наблюдениях звезд, планет и других светил, удаленных на очень большие расстояния от Земли.
Для более близких небесных тел, которые находятся, скажем, ближе Луны, влияние рефракции несколько отлично от величин, приведенных в таблице. Связано это с тем, что вследствие искривления луча света в атмосфере направления на близкие светила из точки, где стоит наблюдатель, и из точки, в которой луч света входит в земную атмосферу, непараллельны и составляют небольшой угол. Этот угол называют рефракционным параллаксом. Поправка на рефракционный параллакс вносится . в результаты наблюдений Луны (до 1,2") и искусственных спутников Земли (до нескольких десятков минут).

Рентгеновская астрономия

admin — Tue, 29 Jul 2008 18:24:07 +0000

Рентгеновская астрономия — раздел астрономии, исследующий источники космического рентгеновского излучения с длиной волны от 0,01 нм до 10 нм (см. Электромагнитное излучение небесных тел).
Для проведения астрономических наблюдений в этой области длин волн аппаратура поднимается за пределы земной атмосферы с помощью ракет или искусственных спутников Земли.
К настоящему времени зарегистрировано рентгеновское излучение Солнца, звезд и других небесных тел, расположенных вне Солнечной системы.
Рентгеновское излучение Солнца образуется в хромосфере и короне — слоях атмосферы Солнца, нагретых до температуры от десятков тысяч до миллионов градусов. Мощность солнечного рентгеновского излучения зависит от активности Солнца (см. Солнечная активность) и сильно меняется со временем.
Мощные рентгеновские источники в нашей Галактике образуют главным образом два класса: остатки сверхновых звезд и так называемые аккрецирующие источники.
В большинстве остатков сверхновых звезд источником рентгеновского излучения является нагретый межзвездный газ. Выброшенная с большой скоростью при вспышке сверхновой звезды, оболочка сжимает окружающую межзвездную среду и нагревает ее до температуры в миллионы и десятки миллионов градусов. При такой температуре наибольшее количество энергии излучается в виде рентгеновских лучей.
Аккрецирующие источники представляют собой двойные звезды, в которых компактный объект — белый карлик, нейтронная звезда или черная дыра — расположен на небольшом расстоянии от нормальной звезды. При некоторых условиях вещество с нормальной звезды может перетекать на компактный объект. При падении газа на компактный объект (этот процесс называется аккрецией) выделяется большое количество энергии, газ нагревается до высокой температуры и происходит интенсивное излучение в рентгеновском диапазоне длин волн.
Излучение аккрецирующих источников отличается сильной переменностью. По характеру переменности среди них выделяют рентгеновские пульсары, вспыхивающие рентгеновские источники и рентгеновские новые.
В рентгеновских пульсарах компактный объект представляет собой вращающуюся нейтронную звезду с сильным магнитным полем. Вращение нейтронной звезды приводит к тому, что рентгеновское излучение приходит к нам в виде отдельных, периодически повторяющихся с небольшими интервалами импульсов.
Вспыхивающими рентгеновскими источниками называются источники всплесков рентгеновского излучения продолжительностью от нескольких секунд до нескольких минут. У некоторых из них всплески повторяются, однако строгой периодичности не обнаружено.
Рентгеновские новые за несколько дней резко увеличивают свою светимость и в течение нескольких недель или месяцев являются очень яркими в рентгеновских лучах объектами, после чего постепенно ослабевают. Некоторые рентгеновские новые одновременно являются и рентгеновскими пульсарами.
Из объектов, расположенных вне нашей Галактики, рентгеновское излучение обнаружено у ряда галактик и у скоплений галактик, у квазаров. Рентгеновское излучение обычных галактик, таких, как Магеллановы Облака и Туманность Андромеды, является следствием наличия в них источников, подобных источникам в нашей Галактике. Кроме того, у некоторых галактик обнаружено рентгеновское излучение, связанное с активностью их ядер. В скоплениях галактик источником рентгеновского излучения является разреженный межгалактический газ, нагретый до температуры десятков и сотен миллионов градусов.
Наблюдается также фоновое рентгеновское излучение, приходящее, по-видимому, как из межзвездного, так и из межгалактического пространства.

Радиолокационная астрономия

admin — Tue, 29 Jul 2008 18:18:06 +0000

Радиолокационная астрономия — раздел астрономии, основанный на применении методов радиолокации в исследованиях небесных тел. Радиолокационная астрономия — один из самых молодых разделов астрономии. Вместе с тем ее результаты вошли в основы современных знаний о Солнечной системе. Методами радиолокации была измерена астрономическая единица с точностью до 10 км. Разгаданы многие тайны планеты Венера, скрывавшиеся за ее плотной атмосферой (размеры и структура ее поверхности, вращение). Методом радиолокации определены высотные профили поверхности Марса, период вращения Меркурия, физические свойства материалов поверхностей планет, уточнены параметры орбит планет. Обнаружены отдельные быстродви-жущиеся образования в солнечной короне. С помощью радиолокации измеряются скорости и направления движения метеорных частиц в атмосфере Земли. Радиолокация планет используется для выведения космических аппаратов к планетам и посадки их на поверхность.
Радиолокационные методы принципиально отличаются от других астрономических методов наблюдения. Если астрономы обычно наблюдают излучения небесных тел, то в радиолокационной астрономии регистрируют сигналы, посылаемые наблюдателем и отраженные этими телами . Выбор зондирующих сигналов и сравнение с ними отраженных эхо-сигналов значительно расширяют возможности наблюдателя, приближают наблюдения к физическому эксперименту. Поэтому радиолокационную астрономию называют активной.
Астрономическое применение радиолокация нашла в конце 40-х гг. XX в. Первыми ее объектами стали метеорные частицы, точнее, их ионизованные следы в атмосфере Земли. Затем стали исследовать Луну и Солнце. Радиолокация планет началась с 1961 г. с Венеры. Вскоре последовали радиолокационные контакты с Меркурием, Марсом, Юпитером, Сатурном, малой планетой Икаром.
Астрономические исследования привели к существенному развитию методов и техники радиолокации. Прежде всего это было вызвано исключительно слабой интенсивностью эхо-сигналов. Она изменяется обратно пропорционально четвертой степени расстояния до объекта. Так, даже наблюдая Луну при значительной площади отражающего участка ее поверхности, приходится иметь дело с сигналом, в десятки тысяч раз более слабым, чем при наблюдениях самолетов, а при наблюдениях Венеры — в миллионы раз более слабым, чем при наблюдениях Луны. Только исключительно быстрые темпы развития радиолокационной техники позволили одному и тому же поколению наблюдателей осуществить радиолокацию и Луны, и Венеры.
Современный планетный радиолокатор — сложная, управляемая ЭВМ радиоэлектронная система, в которой применяются грандиозные антенные сооружения, самые мощные передатчики и наиболее чувствительные радиоприемные устройства. Тем не менее из-за слабости эхо-сигналов для наземных радиолокационных наблюдений еще недоступны малые тела Солнечной системы, а также малые детали больших планет. Поэтому кроме наземных стали использоваться также бортовые радиолокаторы автоматических межпланетных станций, приближающихся к объектам наблюдения.
Поразительно быстрые успехи наземной радиолокационной астрономии по сравнению с прежними темпами накопления наблюдательных данных о Солнечной системе объясняются прежде всего тем, что радиолокация принесла в астрономию прямые и высокоточные измерения дальности и лучевой скорости объектов. Определение дальности основывается на измерении времени распространения сигнала от передатчика до объекта и обратно — так называемое время запаздывания. Умножив его на известную скорость распространения (скорость света), получают длину пути, пройденного сигналом. Ошибки измерений дальности, произведенных таким способом, менее 1 км. Это позволяет решать задачи проверки и уточнения известных законов движения планет и законов общей теории относительности. В частности, был проверен и подтвержден вывод теории тяготения А. Эйнштейна (см. Теория относительности) о замедлении скорости электромагнитных волн в сильном поле тяготения (путь радиосигнала проходил вблизи Солнца).
Определение лучевых скоростей основывается на эффекте Доплера, который проявляется в изменении длины волны электромагнитных колебаний в зависимости от скорости приближения или удаления наблюдаемого объекта. Сигналы, отраженные от Луны и планет, имеют вследствие эффекта Доплера расширение спектра волн, вызванное тем, что отдельные элементарные участки отражающей поверхности из-за вращения объекта имеют различные лучевые скорости и направления осей вращения планет.
Зарегистрированный на магнитную пленку эхо-сигнал можно разложить затем на элементарные сигналы, различающиеся как по времени запаздывания, так и по доплеров-скому сдвигу волны. Энергия каждого элементарного сигнала поступает от пары симметричных относительно экватора участков отражающей поверхности. Вклад от одного из них исключается с помощью диаграммы направленности приемной антенной системы. Так строятся отражательные радиокарты объектов. Карта Луны, построенная таким образом, по своей детальности и четкости не уступает лучшим фотографиям Луны. Этот способ составления карт был применен и для закрытой облаками Венеры. Из-за слабости эхо-сигнала, а также из-за того, что Венера всегда обращена к Земле одной стороной, получено изображение лишь небольшого ее участка, на котором можно различить кратеры размером в сотни километров. Более мелкие детали (в несколько километров) можно различить на радиокартах, полученных с помощью радиолокаторов бокового обзора, которые были установлены на советских автоматических межпланетных станциях «Венера-15», «Венера-16». Эти станции были выведены на эллиптические орбиты искусственных спутников Венеры с перицентрами над северной полярной областью планеты. С борта этих же спутников радиолокационным методом (с точностью 50 м) были измерены профили поверхности планеты.

Радиоинтерферометр

admin — Sun, 27 Jul 2008 18:16:35 +0000

Радиоинтерферометр представляет собой радиотелескоп, состоящий из двух различных антенн, электрически связанных в единую систему. Радиосигналы с двух антенн подаются на общее приемное устройство. Если направление на источник космического радиоизлучения перпендикулярно базе интерферометра, т. е. прямой, соединяющей обе антенны, то сигналы от двух антенн имеют одну и ту же фазу и регистрируется усиленный сигнал. Через некоторое время вследствие вращения Земли источник изменит положение относительно базы, тогда радиоволны от источника будут приходить на антенны с разной фазой: путь движения радиоволны до антенны А больше на отрезок Л С, и величина результирующего сигнала уменьшится. Если отрезок АС равен половине длины (или нечетному числу половин длин волн радиоизлучения), то радиоволны приходят в противоположной фазе и сигналы от антенн А и В полностью погасят друг друга. Таким образом, при движении источника мощность принимаемого сигнала будет плавно изменяться, увеличиваясь и уменьшаясь, т. е. диаграмма направленности радиоинтерферометра представляет собой серию лепестков. Угловые размеры лепестков определяются отношением длины волны принимаемого радиоизлучения к длине базы L. Так что разрешающая способность радиоинтерферометра, зависящая от угловых размеров лепестков, тем выше, чем дальше друг от друга установлены антенны.
Изучая строение и размеры далеких космических радиоисточников, например квазаров, необходимо иметь инструменты с разрешающей способностью лучше одной угловой секунды.
Чтобы достичь такой разрешающей способности, база радиоинтерферометра должна быть не менее 200 км. Это расстояние слишком велико, чтобы использовать проводную электрическую линию для связи антенн с одним и тем же приемным устройством. Для того чтобы преодолеть это затруднение, используют радиоинтерферометр со сверхдлинными базами.
Такой радиоинтерферометр принимает радиосигналы от космического источника на каждой антенне независимо, но точно в один и тот же момент времени. Каждый сигнал записывается, например, на ленту магнитофона. Затем две записи сигнала совмещаются в центре обработки, и результирующий сигнал получается таким же, каким он был бы получен с помощью интерферометра, антенны которого соединены непосредственно электрической проводной линией.
Такой метод позволяет осуществлять интерференцию с очень большими базами. Так, при совместных советско-американских исследованиях была использована межконтинентальная база между радиотелескопами, один из которых был установлен в СССР, а другой — в США. Длина базы при этом в 300 ООО ООО раз превышала длину волны принимаемого радиоизлучения. Это позволило изучать далекие космические источники с огромным угловым разрешением — около 0,0004".
Возможно создание космических радиоинтерферометров, в которых одна антенна устанавливается на Земле, а другая — на орбитальной станции или на Луне.

Пулковская обсерватория

admin — Sat, 26 Jul 2008 16:27:16 +0000

Главная астрономическая обсерватория Академии наук России — научно-исследовательское астрономическое учреждение — расположена в 20 км к югу от центра Ленинграда, на Пулковских высотах (75 м над уровнем моря). Основана в 1839 г. выдающимся русским ученым В. Я- Струве, который был первым ее директором до конца 1861 г., когда его сменил сын — О. В. Струве. При основании на Пулковской обсерватории был установлен 38-см рефрактор, а 50 лет спустя — 76-см; эти телескопы были в свое время крупнейшими в мире.
Обсерватория была всемирно известна точностью астрометрических наблюдений, в частности при определении координат звезд для составления звездных каталогов, определением основных астрономических постоянных — прецессии, нутации, аберрации и рефракции, наблюдениями двойных звезд и спутников планет. Работы обсерватории были связаны с географическим изучением России и развитием мореплавания. Первоначально созданная для астрометрических наблюдений, обсерватория по мере развития астрономии оснащалась астрофизическими инструментами — астрографами для фотографирования звездного неба, фотометрами для измерения яркости светил, спектрографами для изучения их спектров, солнечными телескопами для наблюдений явлений на Солнце. Для наблюдений звезд, невидимых на широте Пулкова, были организованы 2 филиала: в 1908 г. астрофизический в Симеизе, в Крыму, и в 1912 г. астрометрический в Николаеве.
Во время Великой Отечественной войны все здания Пулковской обсерватории были полностью разрушены. Инструменты средней величины удалось спасти, но от больших телескопов осталась только оптика. Погибла значительная часть уникальной библиотеки. Но еще до победоносного окончания войны было принято правительственное решение о восстановлении обсерватории. В 1946 г. началось строительство, и в мае 1954 г. состоялось торжественное открытие обсерватории, которая не только была восстановлена, но значительно расширена и снабжена новыми инструментами. Восстановление обсерватории организовал ее директор Герой Социалистического Труда академик А. А. Михайлов. В настоящее время научная деятельность обсерватории ведется в области создания каталогов звездных положений и определения астрономических постоянных, исследования Солнца и звезд, радиоастрономических-наблюдений, астрономического приборостроения и т. д.
Из филиалов сохранилось отделение в Николаеве: Симеизская обсерватория была передана Астрономическому совету АН России. Близ Кисловодска на Кавказе на высоте 2070 м была создана горная астрономическая станция, а в Благовещенске-на-Амуре организована широтная лаборатория для исследования движения земных полюсов, которая позже была реорганизована в самостоятельное научное учреждение. Кроме того, у обсерватории имеются постоянно действующие экспедиции в Закавказье и на Памире.
Обсерватория издает «Труды» (с 1893 г.), «Известия» (с 1907 г.), «Солнечные данные» (с 1954 г.) и др.