Для солнечных исследований разработаны приборы, которые позволяют получить монохроматические изображения в любой длине волны. Это – спектрогелиограф и спектрогелиоскоп. Спектрогелиограф представляет собой монохроматор, за выходной щелью которого находится фотографическая кассета. Кассета движется с постоянной скоростью в направлении, перпендикулярном выходной щели, и с такой же скоростью в плоскости выходной щели перемещается изображение Солнца. Легко понять, что в этом случае на фотографической пластинке получиться изображение Солнца в заданной длине волны, называемое спектрограммой. В спектрогелиоскопе, перед выходной щелью и после выходной щели устанавливаются вращающиеся призмы с квадратным сечением. В результате вращения первой призмы некоторый участок солнечного изображения периодически перемещается в плоскости входной щели. Вращение обеих призм согласованно, и если оно происходит достаточно быстро, то, наблюдая в зрительную трубу вторую щель, мы видим монохроматическое изображение Солнца.

2Достижения современной оптической астрономии.

2.1Использование ПЗУ-матриц ЭВМ.

Развитие физики твердого тела и достижения в области твердотельной технологии обеспечили возможность промышленного изготовления стабильных фотоприемников, пригодных для эксплуатации в инфракрасной бортовой оптико-электронной аппаратуре. Успехи в этих областях знаний позволили создать в последние годы линейки и матрицы приемников с высокой плотностью чувствительных элементов.

Для формирования выходного сигнала аппаратуры необходимо поочередно измерить электрические сигналы, поступающие с каждого элемента линейки. Можно сказать, должно быть обеспечено последовательное подключение электрических проводников от отдельных элементов к общему выходу.

Путем такого «опроса» чувствительных площадок, расположенных в ряд, вырабатывается электрический сигнал, соответствующий одной строке изображения. Процесс переключения электрических цепей чувствительных элементов в аппаратуре осуществляется специальным электронным переключателем последовательного действия. В итоге линейка приемников обеспечивает строчное сканированное изображение электронным, а не механическим способом.

В новейших, наиболее перспективных образцах инфракрасной аппаратуры все чаще используются твердотельные схемы, обеспечивающие прием и обработку сигнала с линейки или матрицы в одном устройстве. Первых два коротких сообщения группы американских исследователей об этой новой идее в области физики твердого тела и об ее экспериментальной проверке появились в 1970 году. Приборы с зарядовой связью – так был назван этот класс устройств – привлекали к себе чрезвычайный интерес и за прошедшие после их изобретения годы нашли самое широкое применение в устройствах формирования изображений в вычислительной технике, в устройствах отображения информации.

С точки зрения физики приборы с зарядовой связью интересны тем, что электрический сигнал в них представлен не током или напряжением, а электрическим зарядом. Основной принцип их действия изображен на рисунке . прибор с зарядовой связью представляет собой линейку электродов на изолирующей основе, нанесенной на поверхность тонкой пластины полупроводника. Обычно под металлическими под металлическими электродами расположен изолирующий слой окисла SiO₂, а в качестве полупроводникового материала используется Si. В результате образуется как бы сэндвич: металл – окисел – полупроводник (рисунок ).

В приборах с зарядовой связью появляется возможность, подавая напряжение на металлические электроды, воздействовать через изолятор на положение энергетического уровня, сдвигая его вниз от горизонтальной линии в местах расположения электродов. В итоге на границе раздела Si – SiO₂ энергетическая диаграмма будет представлять собой не ровную, а холмистую поверхность, на которой впадины будут расположены под теми электродами, к которым приложено напряжение.

Для наглядности впадины этого рельефа на энергетической диаграмме представляют в виде ямы с плоским дном и вертикальными стенками. На рисунке , б изображены такие прямоугольные потенциальные ямы, сформированные с помощью напряжений, приложенных к электродам. Чем выше напряжение на электроде, тем глубже яма под данным электродом в месте его расположения. Когда фотон попадает на чувствительный к излучению Si и создает электронно-дырочную пару, то электрон стекает в ближайшую потенциальную яму. При дальнейшем облучении образца электроны будут накапливаться и сохраняться в соответствующих потенциальных ямах.

Для совокупности электронов, захваченных потенциальной ямой, физики также придумали образное название, ставшее общепризнанным, - «зарядовый пакет». Такие зарядовые пакеты в соответствии с изложенным механизмом будут возникать на поверхности полупроводника

2.2Использование спутниковых систем Земли для определения расстояния до звезд.

Определение расстояний до тел солнечной системы основано на измерении их горизонтальных параллаксов. Параллаксы, определенные по параллактическому смещению светила, называются тригонометрическими.

Зная горизонтальный экваториальный параллакс Pо светила, легко определить его расстояние от центра Земли (рисунок ). Действительно, если То=Ro есть экваториальный радиус Земли, ТМ= - расстояние от центра Земли до светила М,  угол Р – горизонтальный экваториальный параллакс светила Ро, то из прямоугольного треугольника ТОМ имеем

(15)

Для всех светил, кроме луны, параллаксы очень малы. Поэтому формулу (15) можно написать иначе, положив

(16)

а именно,

(17)

Расстояние  получается в тех же единицах, в которых выражен радиус Земли Rо. По формуле (17) определяются расстояния до тел Солнечной системы. Быстрое развитие радиотехники дало астрономам возможность определять расстояние до тел Солнечной системы радиолокационными методами. В 1946 году была произведена радиолокация Луны, а в 1957 – 1963 годах – радиолокация Солнца, Меркурия, Венеры, Марса и юпитера. По скорости распространения радиоволн с=3*10⁵ км/сек и по промежутку времени t (сек) прохождения радиосигнала с земли до небесного тела и обратно легко вычислить расстояние до небесного тела

(18)

Расстояние до звезд определяются по их годичному параллактическому смешению, которое обусловлено перемещением наблюдателя (вместе с Землей) по земной орбите (рисунок ).

Угол, под которым со звезды был бы виден средний радиус земной орбиты при условии, что направление на звезду перпендикулярно к радиусу, называется годичным параллаксом звезды . Если СТ= есть средний радиус земной орбиты, МС= - расстояние звезды М от солнца С, а угол  - годичный параллакс звезды, то из прямоугольного треугольника СТМ

(19)

годичные параллаксы звезд меньше 1, и поэтому

(20)

Расстояние  по этим формулам получается в тех же единицах, в которых выражено среднее расстояние а Земли от Солнца.

Если расстояние до небесных тел очень велики, то выражать их в километрах неудобно, так как получается очень большие числа, состоящие из многих цифр, поэтому в астрономии, помимо километров, приняты следующие единицы расстояний:

• астрономическая единица (а.е) – среднее расстояние Земли от Солнца;

• парсек (пс) – расстояние, соответствующее годичному параллаксу в 1;

• световой год – расстояние, которое свет проходит за один год, распространяясь со скоростью около 300000 км/сек. Если астрономическую единицу принять равной 149600000 км, то 1 пс=30,86*10¹² км= 206263 а.е.=3,26 светового года; 1 световой год=9,460*10¹² км=63240 а.е.=0,3067 пс.

В а.е. обычно выражаются расстояния до тел солнечной системы. Например, Меркурий находится от Солнца на расстоянии 0,387 а.е, а Плутон – на расстоянии 39,75 а.е.

Расстояние до небесных тел, находящихся за пределами солнечной системы, обычно выражаются в парсеках, кило парсеках (1000 пс) и мега парсеках (1000000 пс), а также в световых годах. В этих случаях

и

Ближайшая к Солнцу звезда «проксима Центавра» имеет годичный параллакс =0,762. следовательно, она находится от нас на расстоянии 1,31 пс или 4,26 светового года.

Чтобы перейти от видимого положения звезд на небе к действительному их распределению в пространстве, необходимо знать расстояние до них.

Непосредственным методом определения расстояния до звезд является измерение их годичных параллаксов. Однако этим способом параллаксы могут быть найдены только для ближайших звезд. Действительно, предельные углы, которые удается измерить аксонометрическими методами, составляют около 0,01.

Следовательно, если параллакс звезды в результате наблюдений оказался равным =0,020,01, то расстояние до нее по формуле

(21)

Получится в пределах от 30 до 100 пс, соответствующих возможным ошибкам в определении параллакса. Отсюда видно, что расстояние до сравнительно близких объектов, удаленных от нас не более, чем на несколько парсеков, определяются более или менее надежно. Так, например, расстояние до одной из ближайших звезд ( Центавра), равное 1,33 пс, известно с ошибкой, меньше 2 %. Однако для звезд, удаленных больше чем на 100 пс, ошибка в определении расстояния больше самого расстояния и метод тригонометрических параллаксов оказывается непригодным. В лучшем случае он позволяет сделать вывод, что расстояние превышает несколько сотен парсеков. Всего в настоящее время тригонометрические параллаксы измерены не более чем для 6000 звезд.

Расстояния до звезд могут быть найдены в тех случаях, когда каким-нибудь образом известны их светимости, так как разность между видимой и абсолютной звездными величинами равна модулю расстояния, который входит в формулу (22)

(22)

Наиболее надежно модуль расстояния удается найти для звезд, принадлежащих скоплениям. Однако при этом необходимо учитывать, что получаемые величины, как правило, бывают искажены влиянием межзвездного поглощения света.

Особенности спектров, лежащих в основе разделения звезд по классам светимости, могут быть использованы для определения абсолютных звездных величин, а, следовательно, и расстояний (метод спектральных параллаксов).