К.А. Постнов, А.В. Засов - Курс общей астрофизики (1110768), страница 11
Текст из файла (страница 11)
Эффективная разрешающая способность при этом становится порядкаλ/S. В интерферометрии со сверхдлинной базой используются телескопы, расположенные в разных концах Земли (например, в Европе и в Австралии), при этом достигается разрешающая способность лучше 100 мкс дуги.В отличие от одиночного радиотелескопа, радиоинтерферометррегистрирует не все изображение, а только одну из пространственных Фурье-гармоник распределения яркости источника по небу.Для построения изображения нужно иметь как можно больше гармоник с разными фазами (метод апертурного синтеза). Это достигается при одновременном наблюдении источника большим числом антенн с разными базами и ориентациями. Например, большая антенная решетка VLA (Very Large Array) в Нью-Мексико(США) состоит из 27 антенн диаметром 25 м каждая, расположенных вдоль образующих в виде буквы Y.
Разрешение VLA до 1 угловой секунды на длине волны 10 см.√n раз: σn2 =Sminnσi2 /n(n − 1) ∼ σ 2 /n. Минимально обнаружимый сигнал есть√= Bσn = Bσ/ n, откуда и следует формула (3.3).i=162Глава 3. Особенности астрономических наблюденийЕще большего разрешения можно добиться, выведя один из радиотелескопов в космос (космический радиоинтерферометр). В настоящее время рассматривается ряд таких проектов, в т.ч. и в России (проект “Радиоастрон”).3.2.4.
Рентгеновские телескопы и детекторыДля регистрация жестких квантов используют их особенностивзаимодействия с веществом. Для регистрации фотонов с энергией менее 20–30 кэВ применяются детекторы, использующие фотоэффект в газе или на поверхности твердого тела. К ним относятсяпропорциональные газонаполненные счетчики, амплитуда электрического импульса на выходе которых пропорциональна (в некотором спектральном диапазоне) энергии падающего фотона E.
Эффективность таких детекторов определяется сечением фотоионизации газа-наполнителя (обычно инертный газ Ar, Xe) и коэффициентом пропускания окна счетчика (обычно используют тонкиефольги легких металлов Be, Al толщиной 10–100 мкм, или органические пленки толщиной 1–10 мкм и меньше. Для быстрого прекращения электрического разряда в инертном газе, вызванного попаданием жесткого кванта, добавляют электроотрицательный газ(метан или CO2 ).
Спектральное разрешение таких счетчиков невелико (E/∆E ∼ 5) и обратно пропорционально квадратному корнюиз энергии падающего фотона. Площадь отдельных газонаполненных пропорциональных счетчиков может быть порядка 300 см2 .Для регистрации фотонов с энергией hν от 30 кэВ до 10 МэВприменяют сцинтиляционные детекторы, в качестве которых используют кристаллы NaI или CsI с добавками Tl или сцинтилирующие органические пластмассы.
Падающий фотон вызывает в сцинтилирующем веществе вспышку УФ- или видимого излучения, амплитуда которой в определенном спектральном диапазоне пропорциональна энергии поглощенного кванта. Импульсы видимого излучения регистрируются фотоумножителями. Площадь сцинтиляционных детекторов ограничена технологией выращивания монокристаллов CsI или NaI и, как правило, не превышает 100–300 см2 .3.2. Телескопы и приемники излучения63Для регистрации рентгеновских фотонов их иногда предварительно преобразуют в пучок электронов, и лишь потом в видимый свет.Для этих целей используются многонитяные двухкоординатныепропорциональные газонаполненные счетчики, диодные матрицыили матрицы ПЗС.В мягком рентгеновском диапазоне применяют отражательныефокусирующие телескопы (телескопы с зеркалами косого падения), строящие рентгеновское изображение.
Работа таких телескопов основана на росте коэффициента отражения металлов с приближением угла падения к 90 градусам. Высокий коэффициент отражения (свыше 50%) для Au и Pt достигается при углах падения свыше 87◦ . Хорошее качество рентгеновского изображения дает двухзеркальная система, состоящая из параболоида и гиперболоида вращения (рентгеновский телескоп косого падения типа Уолтера, см. рис. 3.6). Угловое разрешение современных телескоповпараболоидыгиперболоидыпотокрентгеновскихлучейфокусРис. 3.6. Схема рентгеновского телескопа типа Уолтера с зеркалами косого падения.косого падения достигает 1 . Эффективная площадь таких телескопов зависит от энергии фотонов и достигает 20 см2 на энергиях 0.5–1 кэВ. Максимальная эффективная площадь телескопов косого падения (около 1000 см2 ) реализована на спутниках XMMNewton (ESA) и Chandra (NASA).
Угловое разрешение на телескопе Chandra составляет около 1 .Для построения изображений в жестком рентгеновском и гамма-диапазоне (hν ∼ 30 кэВ–10 МэВ) используют специфическийГлава 3. Особенности астрономических наблюдений64метод кодированной апертуры. Суть его состоит в том, что передприемником (обычно это кристаллы CdTe, CsI или Ge) устанавливают мозаику из чередующихся окошек и непрозрачных элементов (обычно из вольфрама или свинца).
Маска формирует на элементах детектора “тень” от каждого источника, попадающего в поле зрения, и после специальной математической обработки сигнала можно восстановить направление прихода фотонов относительно маски и их энергию. В настоящее время на космической гаммаобсерватории ИНТЕГРАЛ (телескоп IBIS) этим методом строятсяизображения гамма-источников с угловым разрешением порядка10 угловых минут. Спектральное разрешение для линий в гаммадиапазоне (спектрометр SPI обсерватории ИНТЕГРАЛ) достигает∼ 2.2 кэВ на энергиях 1.33 МэВ.Еще более жесткое гамма-излучение можно регистрировать иназемными приемниками света. Оптическое излучение, детектируемое приемниками, рождается при прохождении атмосферы быстрыми частицами, образованными при взаимодействии жесткогогамма-кванта с атомами атмосферы (черенковское излучение).
Крупнейшая действующая установка для регистрации сверхжесткогогамма-излучения с энергией свыше 100 ГэВ – H.E.S.S. 2 – состоитиз 4 телескопов для регистрации черенковского излучения от космических ливней, порождаемых такими фотонами. Полная площадь каждого зеркала, состоящего из 382 60-см круглых сегментов,порядка 100 кв. м. Установка находится в Намибии в 100 км от столицы – г. Виндхука.3.3. Физические ограничения на точностьастрономических измерений3.3.1. Когерентность светаЗвезды – не точки, они имеют конечный (хотя и очень малый)угловой размер, но воспринимаются телескопами практически все2От англ.
High Energy Stereoscopic System, а также в честь физика ВиктораГесса, открывшего космические лучи в 1912 годуФизические ограничения на точность...65гда как точечные источники. Например, диск Солнца с радиусомвидимой фотосферы R = 7 · 1010 см с расстояния 10 пк будет виден под углом θ = R /d ≈ 0.0006 .
Поскольку наблюдения проводятся телескопами (приемниками) с конечной апертурой (диаметром) D, нужно учитывать дифракцию света: для монохроматического источника с длиной волны λ размер дифракционного кружкаизображения точечного источника βd 1.22λ/D.3Если источник не точечный и имеет конечный угловой размерθ, то при θ < βd источник должен рассматриваться как когерентный, т.к. разница в длине пути лучей с разных “краев” источникаменьше половины длины волны (пример – звезда Вега: θ = 0.003 ,° , будем иметь βatm > βd ≈ 0.12 θ, т.е.при D = 1 м, λ = 5500 Aлюбое отклонение волнового фронта в пределах угла βd оставляетизображение когерентным – разность фаз не превышает π).
Еслиже θ > βd , то разность фаз лучей с “краев” источника больше π, источник некогерентный, поэтому интерференционная картина присложении различных частей источника размоется. Таким образом,из-за случайных искажений волнового фронта от источника с угловым размером θ интерференционная картина будет наблюдаться дотех пор, пока D ≤ 1.22λ/θ. На этом принципе основано определение звездных размеров с помощью интерферометров Майкельсона,благодаря которым удалось измерить диаметры некоторых близких звезд-гигантов еще в 1920-х гг. Основная ограничение при использовании этого метода связано с размытием интерференционной картины атмосферной турбулентностью.3Атмосферная турбулентность искажает фронт световой волны, размывая точечное изображение до размеров порядка 1 , что намного больше диаметра дифракционного кружка.
Довольно редко на высокогорных обсерваториях достигается “качество изображения” ∼ 0.1 (например, в обсерватории Мауна Кеа(4000 м над уровнем моря) на Гавайских островах, в Европейской Южной Обсерватории в Чили, на горной обсерватории Майданак в Узбекистане). Космическиетелескопы, разумеется, свободны от влияния атмосферы, и там достигается дифракционный предел углового разрешения. Места установки крупных телескопов тщательно выбираются исходя из того, насколько часто атмосфера позволяетреализовать хорошее качество изображений.66Глава 3. Особенности астрономических наблюденийРеальные астрономические источники, как правило, не монохроматические. Для них важно понятие длины (области) когерентности.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
