Реферат: Астрофизика - текст реферата. Скачать бесплатно.
Банк рефератов, курсовых и дипломных работ. Много и бесплатно. # | Правила оформления работ | Добавить в избранное
 
 
   
Меню Меню Меню Меню Меню
   
Napishem.com Napishem.com Napishem.com

Реферат

Астрофизика

Банк рефератов / Астрономия, авиация, космонавтика

Рубрики  Рубрики реферат банка

закрыть
Категория: Реферат
Язык реферата: Русский
Дата добавления:   
 
Скачать
Архив Zip, 112 kb, скачать бесплатно
Заказать
Узнать стоимость написания уникального реферата

Узнайте стоимость написания уникальной работы

Введение. 1 Оптические телескопы и их использование. 1.1 История первых оптических наблюдений. 1.2 Схема и устройство оптических телескопов. 1.3 Использование фотографических методов. 1.4 Спектральные назем ные исследования. 2 Достижения современной оптической астрономии. 2.1 Использование ПЗУ-матриц ЭВМ. 2.2 Использование спутниковых систем Земли для определения расстояния до звезд. 2.3 Космически е телескопы (в оптическом диапазоне ) и открытия сделанные с их помощью. 3 Использование приведенного материала в учебном процессе. 3.1 Включение материала в темы занятий по физике , естествознанию (рекомендации для учителя ). 3.2 Планы-конспекты уроков Заключение Введение. Цель астрофизики – изучение физической природы и эволюции отдельных космических объектов , включая и всю Вселенную . Таким образом , астрофизика решает наиболее общие задачи астрономии в целом . За последние десятилетия она стала ведущим раздело м астрономии . Это не означает , что роль таких «классических» разделов как небесная механика , астрометрия и т.п . – уменьшилась . Наоборот , количество и значимость работ в традиционных областях астрономии в настоящее время также растет , но в астрофизике этот рост проходит быстрее . В целом астрономия развивается гармонически , как единая наука , и направление исследований в различных ее разделах учитывает взаимные их интересы , в том числе и астрофизики . Так , например , развитие космических исследований частично с п особствовало возникновению нового раздела небесной механики – астродинамики . Построение космических моделей Вселенной предъявляет особые требования к «классическим задачам» астрометрии и т.д. Как известно , за свою многовековую историю астрономия претерпела несколько революций , полностью изменивших ее характер . Одним из результатов этого процесса явилось возникновение и бурное развитие астрофизики . Особенно этому способствовало применение телескопа с начала XVII века , открытие спектрального анализа и изобрет ение фотографии в XIX веке , возникновение фотоэлектрии , радиоастрономии и внеатмосферных методов исследования в XX веке . Все это необычно расширило возможности наблюдательной или практической астрофизики , и привело к тому , что в середине XX века астрономия стала всеволновой , т.е . получила возможность извлекать информацию из любого диапазона спектра электромагнитных излучения. Параллельно с развитием методов практической астрофизики , благодаря прогрессу в физике и особенно созданию теории излучения и строени я атома , развилась теоретическая астрофизика . Ее цель – интерпретация результатов наблюдений , постановка новых задач исследований , а также обоснование методов практической астрофизики. Оба раздела астрофизики в свою очередь подразделяются на более частные. Разделение теоретической астрофизики , как правило , производится по объектам исследований : физика звезд , Солнца , планет , туманностей , космических лучей , космологией и т.д . Разделы практической астрофизики обычно отражают те или иные применяемые методы : ас т рофотометрия , астроспектрометрия , астрофотография , колориметрия и т.д. Разделы астрофизики , основание на применение принципиально новых методов , составившие эпоху в астрономии , и , как правило , включающие соответствующие разделы теоретической астрофизики по лучили такие названия , как радиоастрономия , баллонная астрономия , внеатмосферная астрономия (космические исследования ), рентгеновская астрономия , гамма-астрономия , нейтринная астрономия. Совокупность всех видов излучения называется спектром электромагнитно го излучения . Электромагнитный спектр , исследуемый в астрофизике показан в таблице 1. «Я вне себя от изумления , так как уже успел убедится , что Луна представляет собой тело , подобное Земле.» Галилео Галилей (1610 год ) 1 Оп тические телескопы и их использование. 1.1 История первых оптических наблюдений. Трудно сказать , кто первый изобрел телескоп . Известно , что еще древние употребляли увеличительные стекла . Дошла до нас и легенда о том , что якобы Юлий Цезарь во время набега на Британию с берегов Галлии рассматривал в подзорную трубу туманную британскую землю . Роджер Бекон , один из наиболее замечательных ученных и мыслителей XIII века , он изобрел такую комбинацию линз , с помощью которой отдаленные предметы при рассматривании их кажутся близкими. Так ли это было в действительности – неизвестно . Бесспорно , однако , что в самом начале XVII века в Голландии почти одновременно об изобретении подзорной трубы заявили три оптика – Липперсгей , Меци ус и Янсен . Рассказывают , что будто бы дети одного из оптиков , играя с линзами , случайно расположили две из них так , что далекая колокольня вдруг показалась близкой . Как бы там ни было , к конце 1608 года первые подзорные трубы были изготовлены и слухи об э тих новых оптических инструментах быстро распространились по Европе. В Падуе в это время уже пользовался широкой известностью Галилео Галилей , профессор местного университета , красноречивый оратор и страстный сторонник учения Коперника . Услышав о новом опт ическом инструменте решил собственноручно построить подзорную трубу . Сам он рассказывает об этом так : «Месяцев десять тому назад стало известно , что некий фламандец построил перспективу , при помощи которой видимые предметы , далеко расположенные от глаз , с тановятся отчетливо различимы , как будто они находятся вблизи . Это и было причиной , по которой я обратился к изысканию оснований и средств для изобретения сходного инструмента . Вскоре после этого , опираясь на учение о преломлении , я постиг суть дела и сна ч ала изготовил свинцовую трубу , на концах которой я поместил два оптических стекла , оба плоских с одной стороны , с другой стороны одно стекло выпукло-сферическое , другое вогнутое». Этот первенец телескопической техники давал увеличение всего в три раза . Поз же Галилео удалось построить более совершенный инструмент , увеличивающий в 30 раз . И тогда , как пишет Галилей «оставив дела земные , я обратился к небесам». 7 января 1610 года навсегда останется памятной датой в истории человечества . Вечером этого дня Галил ей впервые направил построенный им телескоп на небо . Название «телескоп» было присвоено новому инструменту по решению итальянской Академии наук . Он увидел то , что предвидеть заранее было невозможно . Луна , испещренная горами и долинами , оказалась миром , сх о жим хотя бы по рельефу с Землей . Планета Юпитер предстала перед глазами изумленного Галилея крошечным диском , вокруг которого обращались четыре необычные звездочки – его спутники . Картина эта в миниатюре напоминала Солнечную систему по представлению Копер н ика . При наблюдениях в телескоп планета Венера оказалась похожей на маленькую луну . Она меняла свои фазы , что свидетельствовало о ее обращении вокруг Солнца . На самом Солнце (поместив перед глазами темное стекло ) Галилей увидел черные пятна , опровергнув т е м самым общепринятое учение Аристотеля о «неприкосновенной чистоте небес» . Эти пятна смещались по отношению к краю солнца , из чего Галилей сделал правильный вывод о вращении Солнца вокруг оси. В темные прозрачные ночи в поле зрения галилеевского телескопа было видно множество звезд , недоступных невооруженным глазу . Некоторые туманные пятна на ночном небе оказались скопищами слабо светящихся звезд . Великим собранием скучено расположенных звездочек оказался и Млечный путь – беловатая , слабо светящаяся полоса, опоясывавшая все небо. Несовершенство первого телескопа помешало Галилею рассмотреть кольца Сатурна . Вместо колец он увидел по оде стороны Сатурна два каких-то странных придатка. Открытия Галилея положили начало телескопической астрономии . Но его телескоп ы (рисунок 1), утвердившие окончательно новое коперническое мировоззрение , были очень не совершенны. Уже при жизни Галилея им на смену пришли телескопы несколько иного типа . Изобретателем нового инструмента был уже знакомый нам Иоган Кеплер . В 1611 году в трактате «Диоптрика» Кеплер дал описание телескопа , состоявшего из двух двояковыпуклых линз . Сам Кеплер , будучи типичным астрономом – теоретиком , ограничился лишь описанием схемы нового телескопа , а первым , кто построил такой телескоп и употребил его для астрономических целей , был иезуит Шейкер , оппонент Галилея в их горячих спорах о природе солнечных пятен. Галилей изготовил трубу с увеличением в 30 раз . Эта труба имела длину 1245 мм ; объективом у нее была выпуклая линза , диаметром в 53,5 мм ; плосковогнут ый окуляр имел диаметр в 25 мм . Труба с увеличением в 30 раз была лучшей из труб Галилея ; она до сих пор сохраняется в музее во Флоренции . При ее помощи Галилей сделал все свои телескопические открытия. Галилей открыл на Луне горы и горные цепи , а также не сколько темных пятен , которые назвал морем . При первом же знакомстве с поверхностью Луны Галилео бросилось в глаза сведущее обстоятельство : поверхность Луны казалась похожей на поверхность Земли – на лунной поверхности (как и на земной ) оказались и больши е горы , и горные цепи , и моря , и долины . Галилей первое время предполагал присутствие на Луне воды (в морях ) и атмосферной оболочки. В конце 1609 и в начале 1610 годов Галилей исследовал при помощи телескопа различные небесные объекты , в том числе млечный П уть . Аристотель считал Млечный Путь атмосферным явлением . Но в телескоп Галилей сразу увидел , что сияние Млечного Пути вызывается бесчисленно скученно расположенными звездочками . Таким образом , Млечный путь оказался скоплением звезд , т.е . явлением космиче с ким , а вовсе не атмосферным. Изумительное открытие сделал Галилей , наблюдая в начале января 1610 года планету Юпитер. Сохранился журнал наблюдений Галилея , который он начал регулярно вести с 7 января 1610 года . 7 января он увидел около Юпитера три светлые звездочки ; две находились к востоку от Юпитера , а третья – к западу . 8 января он опять направил свою трубу на Юпитер . И что же ? Расположение звездочек изменилось . Все три звездочки помещались теперь к западу от планеты и ближе одна к другой , чем в предшес т вующее наблюдение . «Они , - пишет Галилей в «Звездном вестнике» , - по прежнему стояли на одной прямой линии , но уже были разделены собой равными промежутками» . 9 января было видно только две , и обе они находились к востоку от Юпитера. 13 января Галилей увид ал уже четыре звездочки около Юпитера ; затем все четыре звездочки он снова наблюдал 15 ,19, 20, 21, 22 и 26 января и окончательно уверился в том , что он сделал совершенно неожиданное открытие : установил существование четырех спутников планеты Юпитер . Этих спутников Галилей решил назвать «светилами Медичи» , посвятив свое открытие герцогу Тосканскому Козимо II Медичи. В октябре 1610 года Галилей сделал новое сенсационное открытие : он заметил фазы Венеры . Галилей был уверен , что Венера имеет фазы и нисколько н е был удивлен , что их увидел . К концу 1610 года относится еще одно замечательное открытие : Галилей усмотрел на диске Солнца темные пятна . Эти пята приблизительно в тоже время увидели и другие : английский математик Гарриот (1560 – 1621), голландский астрон о м Иоганн Фабриций (1587 – 1615) и иезуит Христофор Шейнер (1575 – 1650). Фабриций первый оповестил ученый мир о своем открытии , издав на латинском языке брошюру «Рассказ о пятнах , наблюдениях о Солнце , и кажущемся их перемещении вместе с Солнцем» . В этой брошюре автор утверждает , что впервые заметил пятно на диске Солнца 9 марта 1611 года . После нескольких дней наблюдений пятно исчезло на западном краю солнечного диска , а недели через две снова появилось на восточном . Из этих наблюдений Фабриций заключил, что пятно совершает обращение вокруг Солнца . Вскоре , однако , он понял , что перемещение пятна по солнечному диску только кажущееся , и что в действительности само Солнце вращается вокруг оси. Герриот увидел три черных пятна на солнечном диске 1 декабря 1610 года . Наконец , иезуит Христофор Шейнер увидел солнечные пятна в 1611 году , но не торопился с опубликованием своего неожиданного открытия. Открытие Галилея сравнивали с открытием Америки ; писали , что текущее столетие будет по праву гордится открытием «новых небес» . Имя Галилея прославлялось в многочисленных письмах , в честь него сочинялись оды . Он сделал в короткое время самым знаменитым ученым Европы . Галилей демонстрировал в телескоп небесные объекты многим своим согражданам и случайным посетителям. Замеча ние Галилея относительно природы Луны и относительно лунных гор и горных цепей и сделанные им измерения высот лунных гор показывают , что он стоял на точке зрения Коперника и Бруно . Из чтения «Звездного вестника» читатели могли вывести только такое заключе н ие , что Галилей , на основании своих телескопических наблюдений , считает Луну сходной по своей природе с Землей. С точки зрения церкви это пахло ересью , так как шло в разрез с освещавшейся церковью идеей Аристотеля о категорическом различие «земного» и « не бесного» . В свою трубу Галилей не один раз наблюдал «пепельный свет» молодой Луны ; он , как за столетие до этого и Леонардо да Винчи , объяснил совершенно правильно явление пепельного света тем , что темная часть поверхности луны в это время освещается свет о м Солнца , отраженным от земной поверхности . Галилей использовал свое объяснение в чисто коперническом духе в качестве сильного аргумента в пользу того предложения , что и зама Земля , подобно другим планетам , является светилом . Галилей так и пишет : «При пом о щи доказательств и естественнонаучных выводов мы стократно подтвердили , что Земля движется , как планета , и превосходит Луну блеском своего света» . Подобное заключение вело прямо к нарушению основного положения учения Коперника , что Земля – одна из планет, обращающихся вокруг Солнца . Ученые различных лагерей , читавшие «Звездный вестник» , хорошо это понимали . Вот почему «Звездный вестник» одними читался с восторгом , другими – с отвращением , как книга еретическая , противная церковной традиции и физике Аристот е ля . Говоря о спутниках Юпитера . Галилей также открыто заявляет себя коперниканцем. Против открытий , описанных в «Звездном вестнике» , посыпались печатные возражения . Немецкий астролог Мартин Хорки написал брошюру под заглавием : «Очень краткий поход против « Звездного вестника»» . Это произведение – стряпня астролога , проникнутого верой в свою «науку» и не желавшего «верить галилеевой трубе» , так как «трубы порождают иллюзии» . Спутники Юпитера придуманы Галилеем , утверждал Хорки , «для удовлетворения ненасытной его жадности к золоту». Другой оппонент – итальянец Коломбе – послал Галилею целый трактат , где между прочим возражал против лунных гор и вообще против всякого рода возвышений и углублений на луне . По мнению Коломбе , наблюдавшееся Галилеем на луне пропасти и впадины заполнены каким-то совершенно прозрачным кристаллическим веществом . Таким образом , Луна все-таки представляет собою точную сферу , как и предполагал «великий учитель Аристотель». Флорентинец Франческо Сицци тоже выпустил памфлет против «Звездного вестника» , где свел споры о новых неожиданных открытиях Галилея к чисто богословским тонкостям . Так , Сицци заявляет , что во второй книге Моисея и в четвертой главе книги пророка Захарии будто бы содержаться указания , что число планет на небе равно семи . Ч исло семь вообще является символом совершенства , например , в голове человека – семь «отверстий» (два уха , два глаза , две ноздри и один рот ). Аналогично бог создал семь планет : две «благодетельные» - Юпитер и Венеру , две «вредоносные» - Марс и Сатурн , две я вляющиеся «светилами» - Солнце и Луну , и одну «безразличную» - Меркурий . Отсюда Сицци делает вывод : никаких новых планет (т.е . спутников Юпитера ) не может быть , а Галилей с его трубой грубо ошибся. Таковы были аргументы тогдашних ученых . Однако открытия Га лилея скоро были подтверждены . Существование спутников юпитера констатировал Иоган Кеплер . Он описал свои наблюдения в небольшой брошюре на латинском языке : «Рассказ Иоганна Кеплера о его наблюдениях четырех спутников Юпитера , которых флорентийский матема т ик Галилей по праву открытия назвал Медическими светилами» . Кеплер наблюдал в довольно посредственную трубу . Несколько раз в начале сентября 1610 года Кеплер ясно видел то двух , то трех спутников Юпитера , но в наблюдении четвертого не был уверен . В ноябре 1610 года Пейреск во Франции тоже регулярно , как и Галилей , стал наблюдать спутников Юпитера , задавшись целью составить таблицы их движения . В наблюдениях ему помогали Готье и Гассенди . Таблиц , однако , им составить не удалось , так как наблюдения их были н е достаточно точны. Галилею хотелось подтвердить сделанные им телескопические открытия , отведя нелепые обвинения его в том , что он все это просто придумал . Вскоре ему это удалось . Римская коллегия подтвердила с некоторыми , очень незначительными оговорками де йствительность телескопических открытий Галилея . Отцы-иезуиты римской коллегии сами наблюдали весьма тщательно и усердно , записи и чертежи их наблюдений юпитеровых спутников сохранились и были опубликованы в миланском издании сочинений Галилея . Таким обра з ом , в ожесточенной борьбе между учеными-новаторами и учеными-схоластиками , занимавшим положение Аристотеля , победил Галилей . Но его победа над упрямыми противниками создала ему множество врагов среди ученых схоластического лагеря . Католическая церковь вся ч ески поддерживала учение Аристотеля , так что печатные выступления Галилея против последнего расценивалось его противниками как выпад против церкви и общепринятого тогда церковного миро представления . Борьба Галилея за новую науку , за новое коперническое м и ровоззрение началась . В последующие годы эта борьба еще более развернулась и обострилась. Рассмотрим оптические схемы и принцип действия галилеевского и кеплеровского телескопов . Линза А , обращенная к объективу наблюдения , называется объективом , а та линза В , к которой прикладывает свой глаз наблюдатель – окуляром . Если линза толще посередине , чем на краях , она называется собирательной или положительной , в противном случае – рассеивающей или отрицательной . В телескопе самого Галилея объективом служила плоск овыпуклая линза , а окуляром – плосковогнутая . По существу , галилеевский телескоп был прообразом современного театрального бинокля , в котором используются двояковыпуклые и двояковогнутые линзы в телескопе Кеплера и объектив и окуляр были положительными дво я ковыпуклыми линзами. Представим себе простейшую двояковыпуклую линзу , сферические поверхности которой имеют одинаковую кривизну . Прямые , соединяющие центры этих поверхностей , называются оптической осью линзы . Если на такую линзу падают лучи , идущие паралле льно оптической оси , они , преломляются в линзе , собираются в точке оптической оси , называемом фокусом линзы . Расстояние от центра линзы до ее фокуса называют фокусным расстоянием. Чем больше фокусное кривизна поверхностей собирательной линзы , тем меньше ее фокусное расстояние . В фокусе такой линзы всегда получается действительное изображение предмета. Иначе ведут себя рассеивающие , отрицательные линзы . Падающий на них параллельно оптической оси пучок они рассеивают и в фокусе такой линзы сходятся не сами лу чи , а их продолжение . Поэтому рассеивающие линзы имеют , как говорят , мнимый фокус и дают мнимое изображение. На рисунке 2 показан ход лучей в галилеевском телескопе . Так как небесные светила , практически говоря , находятся «в бесконечности» , то изображение их получаются в фокальной плоскости , то есть в плоскости , проходящей через фокус F и перпендикулярной к оптической оси . Между фокусом и объективом Галилей поместил рассеивающую линзу , которая давала мнимое , прямое увеличение изображение MN . Главным недоста тком галилеевского телескопа было очень малое поле зрения – так называют угловой поперечник кружка неба , видимого в телескоп . Из-за этого наводить телескоп на небесное светило и наблюдать его Галилею было очень трудно . По этой же причине галилеевские тел е скопы после смерти их изобретателя в астрономии не употреблялись и их реликтом можно считать современные театральные бинокли. В кеплеровском телескопе (рисунок 3) изображение CD получается действительное , увеличенное и перевернутое . Последнее обстоятельств о , неудобное при наблюдениях земных предметов в астрономии несущественно – ведь в космосе нет какого-то абсолютного верха или низа , а потому небесные тела не могут быть повернуты телескопом «вверх ногами». Первое из двух главных преимуществ телескопа – это увеличение угла зрения , под которым видим небесные объекты . Человеческий глаз способен в отдельности различать две части предмета , если угловое расстояние между ними не меньше одной минуты дуги . Поэтому , например , на Луне невооруженный глаз различает тол ь ко крупные детали , поперечник которых превышает 100 км . В благоприятных условиях , когда Солнце затянуто облачной дымкой , на его поверхности удается рассмотреть самые крупные из солнечных пятен . Никаких других подробностей невооруженным глазом на небесных т елах не видно . Телескоп же увеличивает угол зрения в десятки и сотни раз. Второе преимущество телескопа по сравнению с глазом заключается в том , что телескоп собирает гораздо больше света , чем зрачок человеческого глаза , имеющий даже в полной темноте диаме тр не больше 8 мм . Очевидно , что количество света , собираемого телескопом , во столько раз больше того количества , которое собирает глаз , во сколько площадь объектива больше площади зрачка . Иначе говоря , это отношение равно отношению квадратов диаметров об ъ ектива и зрачка. Собранный телескопом свет выходит из его окуляра концентрированным световым пучком . Наименьшее его сечение называется выходным зрачком . У галилеевской трубы выходного зрачка нет . В сущности , выходной зрачок – это изображение объектива , соз даваемое окуляром . Можно доказать , что увеличение телескопа (то есть увеличение угла зрения по сравнению с невооруженным глазом ) равно отношению фокусного расстояния объектива к фокусному расстоянию окуляра . Казалось бы , можно достичь любых увеличений . Те о ретически это так , но практически все выглядит иначе . Во-первых , чем больше употребляемое в телескопе увеличение , тем меньше его поле зренья . Во-вторых , с ростом увеличения становятся все заметней движения воздуха . Неоднородные воздушные струи размазывают, портят изображение и иногда то , что видно при малых увеличениях , пропадает для больших . Наконец , чем больше увеличение , тем бледнее , тусклее изображение небесного светила (например , Луны ). Иначе говоря , с ростом увеличения хотя и видно больше подробносте й на Луне , солнце и планетах , но зато уменьшается поверхностная яркость их изображений . Есть и другие препятствия , мешающие применять очень большие увеличения (например , в тысячи и десятки тысяч раз ). Приходится искать некоторый оптимум и поэтому даже в со в ременных телескопах , как правило , наибольшие увеличения не превосходят нескольких сотен раз. При создании телескопов со времен Галилея придерживаются следующего правила : выходной зрачок телескопа не должен быть больше зрачка наблюдателя . Легко сообразить , что в противном случае часть света , собранного объективом , будет напрасно потеряна . Очень важной величиной , характеризующей объектив телескопа , является его относительное отверстие , то есть отношение диаметра объектива телескопа к его фокусному расстоянию. Светосилой объектива называется квадрат относительного отверстия телескопа . Чем «светосильнее» телескоп , т.е . чем больше светосила его объектива , тем более яркие изображения объектов он дает . Количество же света , собираемого телескопом , зависит лишь от д и аметра его объектива (но не от светосилы ). Из-за явления , именуемого в оптике дифракцией , при наблюдениях в телескопы яркие звезды кажутся небольшими дисками , окруженными несколькими концентрическими радужными кольцами . Разумеется , к настоящим дискам звез д дифракционные диски никакого отношения не имеют. Таково было скромное начало развернувшегося позже «Чемпионата» телескопов – длительной борьбы за усовершенствование этих главных астрономических инструментов. 1.2 Схема и уст ройство оптических телескопов. После того как в 1609 году Галилей впервые направил на небо телескоп , возможности астрономических наблюдений возросли в очень сильной степени . Этот год явился началом новой эры в науке – эры телескопической астр ономии . Телескоп Галилея по нынешним понятиям был несовершенным , однако современникам казалось чудом из чудес . Каждый , заглянув в него , мог убедится , что Луна – это сложный мир , во многом подобный Земле , что вокруг Юпитера обращается четыре маленьких спут н ика , так же как Луна вокруг Земли . Все это будило мысль , заставляло задумываться о сложности Вселенной , ее материальности , о множестве обитаемых миров . Изобретение телескопа вместе с системой Коперника сыграло немалую роль в ниспровержении религиозной ид е ологии средневековья. Изобретение телескопа , как и большинство великих открытий , не было случайным , оно было подготовлено всем предыдущим ходом развития науки и техники . В XVI веке мастера-ремесленники хорошо научились делать очковые линзы , а отсюда был од ин шаг до телескопа и микроскопа. Телескоп имеет три основных назначения : 1. Собирать излучения от небесных светил на приемное устройство (глаз , фотографическую пластинку , спектрограф и др .); 2. Строить в своей фокальной плоскости изображение объекта или о пределенного участка неба ; 3. Помочь различать объекты , расположение на близком угловом расстоянии друг от друга и поэтому неразличимые невооруженным глазом. Основной оптической частью телескопа является объектив , который собирает свет и строит изображение объекта или участка неба . Объектив соединяется с приемным устройством - трубой (тубусом ). Механическая конструкция , несущая трубу и обеспечивающая ее наведение на небо , называется монтировкой . Если приемником света является глаз (при визуальных наблюдения х ), то обязательно необходим окуляр , в который рассматривается изображение , построенное объективом . При фотографических , фотоэлектрических , спектральных наблюдениях окуляр не нужен . Фотографическая пластинка , входная диафрагма электрофотометр , щель спектро г рафа и т.д . устанавливаются непосредственное в фокальной плоскости телескопа. Телескоп с линзовым объективом называется рефрактором , т.е . преломляющим телескопом . Так как световые лучи различных длин волн преломляются по-разному , то одиночная линза дает ок рашенное изображение . Это явление называется хроматической аберрацией . Хроматическая аберрация в значительной мере устранена в объективах , составленных из двух линз , изготовленных из стекол с разным коэффициентом преломления (ахроматический объектив или а х ромат ). Законы отражения не зависит от длины волны , и естественно возникла мысль заменить линзовый объектив вогнутым сферическим зеркалом (рисунок 4). Такой телескоп называется рефлектором , т.е . отражательным телескопом . Первый рефлектор (диаметром всего л ишь в 3 см и длиной в 15 см ) был построен ньютоном в 1671 году. Сферическое зеркало не собирает параллельного пучка лучей в точку ; оно дает в фокусе несколько разлитое пятнышко . Это искажение называется сферической аберрацией . Если зеркалу придать форму па раболоида вращения , то сферическая аберрация исчезает . Параллельный пучок , направленный на такой параболоид вдоль его оси , собирается в фокусе практически без искажений , если не считать неизбежного размытия из-за дифракции . Поэтому современные рефлекторы и меют зеркала параболоидальной или , как чаще говорят , параболической формы. До конца XIX века основной целью телескопических наблюдений было изучение видимых положений небесных светил . Важную роль играли наблюдения комет и деталей на планетных дисках . Все э ти наблюдения производились визуально , и рефракторы с двулинзовым объективом полностью удовлетворял потребности астрономов. В конце XIX и особенно в XX веке характер астрономической науки претерпел органические изменения . Центр тяжести исследований перемес тился в область астрофизики и звездной астрономии . Основным предметом исследования стали физические характеристики Солнца , планет , звезд , звездных систем . Появились новые приемники излучения – фотографическая пластинка и фотоэлемент . Стала широко применят ь ся спектроскопия . В результате изменились и требования к телескопам. Для астрофизических исследований желательно , чтобы оптика телескопа не накладывала никаких ограничений на доступный диапазон длин волн : земная атмосфера и так ограничивает его слишком сил ьно . Между тем стекло , из которого делаются линзы , поглощает ультрафиолетовое и инфракрасное излучение . Фотографические иммульсии и фотоэлементы чувствительны в более широкой области спектра , чем глаз , и потому хроматическая аберрация при работе с этими п р иемниками сказывается сильнее. Таким образом , для астрофизических исследований нужен рефлектор . К тому же большое зеркало рефлектора изготовить значительно легче , чем двухлинзовый ахромат : надо обработать с оптической точностью (до 1/8 длины световой волны или 0,07 микрона для визуальных лучей ) одну поверхность вместо четырех , и при этом не предъявляется особых требований к однородности стекла . Все это привело к тому , что рефлектор стал основным инструментом астрофизики . В астрометрических работах по-прежн е му применяются рефракторы . Причина этого состоит в том , что рефлекторы очень чувствительны к малым случайным поворотам зеркала : так как угол падения равен углу отражения , то поворот зеркала на некоторый угол смещает изображен ие на угол 2 . Аналогичный поворот объектива в рефракторе дает гораздо меньшее смещение . А так как в астрометрии надо измерять положение светил с максимальной точностью , то выбор был сделан в пользу рефракторов. Как уже сказано , рефлектор с параболическим зеркалом строит изображение очень четко , однако тут необходимо сделать одну оговорку . Изображение можно считать идеальным , пока оно остается вблизи оптической оси . При удалении от оси появляются искажения . Поэтому рефлектор с о дним толь параболическим зеркалом не позволяет фотографировать больших участков неба размером , скажем , 5 0 x 5 0 , а это необходимо для исследования звездных скоплений , галактик и галактических туманностей . Поэтому , для наблюдений , требующих большого поля зре ния , стали строить комбинированные зеркально-линзовые телескопы , в которых аберрация зеркала исправляется тонкой линзой , часто увиолевой (сорт стекла , пропускающего ультрафиолетовые лучи ). Зеркала рефлекторов в прошлом ( XVIII – XIX веках ) делали металличе скими из специального сплава , однако впоследствии по технологическим причинам оптики перешли на стеклянные зеркала , которые после оптической обработки покрывают тонкой пленкой металла , имеющего большой коэффициент отражения (чаще всего алюминий ). Основными характеристики телескопа являются диаметр D и фокусное расстояние F объектива . Чем больше диаметр , тем больший световой поток Ф собирает телескоп : (1) гд е Е – освещенность объектива и S – его площадь. Другой существенной характеристикой является относительное отверстие : (2) Как не трудно убедиться , освещен ность в фокальной плоскости , создаваемая протяженным объектом : (3) Поэтому при фотографировании слабых протяженных объектов (туманностей , комет ) существенн о иметь больше относительное отверстие . Однако с увеличением относительного отверстия быстро возрастает вне осевые аберрации . Чем больше относительное отверстие , тем труднее их устранять . Поэтому относительное отверстие рефлекторов обычно не превышает 1:3. зеркально-линзовые системы и сложные объективы могут обеспечить в некоторых случаях относительное отверстие 1:1 и более. Для визуального телескопа важный характеристикой является увеличение , равное отношению фокусных расстояний объектива и окуляра : (4) Если невооруженным глазом можно различить звезды с угловым расстоянием не менее 2 , то телескоп уменьшает этот предел в n раз. При фотографировании представляет интерес масштаб изображения в фокальной плоскости . Он может быть выражен в угловых единицах , приходящихся на 1 мм . Чтобы найти масштаб изображения , нужно знать линейные расстояния l между двумя точками изображения с взаи мным угловым расстоянием . (5) Где F - фокусное расстояние объектива . Вывод этой формулы ясен из рисунка При малых углах : (6) если в радианах , и (7) если в градусах . Тогда масштаб изображения (8) и если F выражено в мм , то l тоже буде т в мм . Масштаб M , в зависимости от единицы измерения , получится в градусах на мм ( /мм ), в минутах дуги на мм ( /мм ) или секундах дуги на мм ( /мм ). Так , угловой диаметр солнца и Луны равен приблизительно 0 ,5. При фокусном расстоянии телескопа F =1000 мм диаметр изображения Солнца и Луны в его фокальной плоскости составляет око ло 10 мм и , следовательно Телескоп-рефлектор , приспособленный для наблюдений непосредственно в фокусе параболического зеркала , называется рефлектором с прямы м фокусом . Часто используются более сложные системы рефлекторов ; например , с помощью дополнительного плоского зеркала , установленного перед фокусом , можно вывести фокус в бок за пределы трубы (ньютоновский фокус ). Дополнительным выпуклым пред фокальным зе р калом можно удлинить фокусное расстояние и вывести фокус в отверстие просверленное в центре главного зеркала (кассегреновский фокус ), и т.д . некоторые из таких более сложных систем рефлекторов показаны на рисунке . они удобнее для присоединения приемных у стройств к телескопу , но из-за дополнительных отражений дают большие потери света. Сложной технической задачей является наведение телескопа на объект и смещение за ним . Современные обсерватории оснащены телескопами диаметром от нескольких десятков сантимет ров до нескольких метров . Самый большой в мире рефлектор действовал в советском Союзе . Он имел диаметр 6 м и установлен на высоте 2070 м (гора Пастухова , вблизи станицы Зеленчукской на Северном Кавказе ). Следующий по размерам рефлектор имеет диаметр 5 м и находится в США (обсерватория Маунт Паломар ). Монтировка телескопа всегда имеет две взаимно перпендикулярные оси , поворот вокруг которых позволяет навести его в любую область неба . В монтировке , называемой вертикально-азимутальной , одна из осей направлена в зенит , другая лежит в горизонтальной плоскости . На ней монтируются небольшие переносные телескопы . Крупные телескопы , как правило , устанавливаются на экваториальной монтировке , одна из осей которой направлена в полюс мира (полярная ось ), а другая лежит в плоскости небесного экватора (ось склонения ). Телескоп на экваториальной монтировке называется экваториалом. Чтобы следить за небесным светилом в экваториал , достаточно поворачивать его только вокруг полярной оси в направлении роста часового угла , так как склонение светила остается неизменным . Этот поворот осуществляется автоматически часовым механизмом . Известно несколько типов экваториальной монтировки . Телескопы умеренного диаметра (до 50-100 см ) часто устанавливаются на «немецкой» монтировке (рисунок ), в которой полярная ось и ось склонения образуют параллактическую головку , опирающуюся на колонну . На оси склонения , по одну сторону от колонны , располагается труба , а по другую – уравновешивающий ее груз , противовес . «Английская» монтировка (рисунок ) отличается от немецкой тем , что полярная ось опирается концами на две колонны , северную и южную , что придает ей дополнительную устойчивость . Иногда в английской монтировке полярную ось заменяет четырехугольной рамой , так что труба оказывается внутри рамы (рисунок ). Подобная конструкция не позволяет направить инструмент на полярную неба . Если северный (верхний ) подшипник полярной оси сделать в форме подковы (рисунок ), то такого ограничения не будет . Наконец , можно вообще убрать северную колонну и подшипн и к . Тогда получиться «американская» монтировка или «вилка» (рисунок ). Часовой механизм не всегда действует только , и при получении фотографий с длительными экспозициями , достигающими иногда многих часов , приходится следить за правильностью наведения телес копа и время от времени его подправлять . Этот процесс называется гидированием . Гидирование осуществляется с помощью гида – небольшого вспомогательного телескопа , установленного на общей монтировке с главным телескопом. 1.3 И спользование фотографических методов. С середины прошлого века в астрономии стал применяться фотографический метод регистрации излучения . В настоящее время он занимает ведущее место в оптических методах астрономии. Длительные экспозиции на вы сокочувствительных пластинках позволяют получать фотографии очень слабых объектов , в том числе таких , которые практически недоступны для визуального наблюдения . В отличие от глаза , фотографическая эмульсия способна к длительному накоплению светового эффек т а . Очень важным свойством фотографии является панорамность : одновременно регистрируется сложное изображение , которое может состоять из очень большого числа элементов . Существенно , наконец , что информация , которая получается фотографическим методом , не зав и сит от свойств глаза наблюдателя , как это имеет место при визуальных наблюдениях . Фотографическое изображение , полученное однажды , сохраняется как угодно долго , и его можно изучать в лабораторных условиях. Фотографическая эмульсия состоит из зерен галоидно го серебра ( AgBr , AgCl и др .; в различных сортах эмульсии применяются разные соли ), взвешенных в желатине . Под действием света в зернах эмульсии протекают сложные фотохимические процессы , в результате которых выделяется металлическое серебро . Чем больше св ета поглотилось данным участком эмульсии , тем больше выделяется серебра. Галоидное серебро поглощает свет в области Е . Область спектра 3000-5000 Е называют иногда фотографической (аналогично визуальной , 3900-7600 Е ). Чтобы сделать эмульсию чувствительной к желтым и красным лучам , в ней вводят органические красители – сенсибилизат оры , расширяющие область спектральной чувствительности . Панхроматические эмульсии – это сенсибилизированные эмульсии , чувствительные до 6500-7000 Е (в зависимости от сорта ). Кривые спектральной чувствительности различных эмульсий показаны на рисунке . они широко применяются в астрономической и обычной фотографии . Значительно реже встречаются инфрахроматические эмульсии , чувствительные к инфракрасным лучам до 9000 Е, иногда и до 13000 Е . Звезды на фотографиях выходят в виде кружков . Чем ярче звезда , тем больше го диаметра получается кружочек при данной экспозиции (рисунок ). Различие в диаметрах фотографических изображений звезд является чисто фотографическим эффектом и никак не связан с их истинными угловыми диаметрами . Научной обработке подвергаются , как пра в ило , только сами негативы , так как при перепечатке искажается заключенная в них информация . В астрономии используются как стеклянные пластинки , так и пленки . Пластинки предпочтительнее в тех случаях , когда по негативам изучается относительное положение об ъ ектов . Сравнивая между собой фотографии одной и той же части неба , полученные в разные дни , месяцы и годы , можно судить об изменениях , которые в этой области произошли . Так , смещение малых планет и комет (когда они находятся далеко от Солнца и хвост еще н е заметен ) среди звезд легко обнаруживается при сравнении негативов , полученных с интервалом в несколько суток . Собственные движения звезд , а также отдельны сгустков межзвездного вещества в газовых туманностях изучаются по фотографиям , полученным через бол ь шие интервалы времени , иногда достигающие многие десятилетия . Изменение блеска переменных звезд , вспышки новых или сверхновых звезд тоже легко обнаруживается при сравнении негативов , полученных в разные моменты времени. Для исследования подобных изменений используются специальные приборы – стереокомпаратор и блинк-микроскоп . Стереокомпаратор служит для обнаружения перемещений . Он представляет собой своего рода стереоскоп . Обе пластинки , снятые в разное время , располагаются так , что исследователь видит их и з ображения совмещенными . Если какая-либо звезда заметно сместилась , она «выскочит» из картинной плоскости . Блинк-микроскоп отличаются от стереокомпаратора тем , что специальной заслонкой можно закрывать либо одно , либо другое изображение . Если эту заслонку б ыстро колебать , то можно сравнивать не только положения , но и величины изображений звезд на обеих пластинках . Изменение положения или изменение звездной величины при этом легко обнаруживаются . Точные измерения положения звезд не пластинках производятся на координатных измерительных приборах. Почернение негатива приблизительно определяется произведением освещенности E на продолжительность экспозиции t . Этот закон называется законом взаимозаместимости . Он выполняется более или менее хорошо лишь в ограниченном интервале освещенности . Для каждого сорта эмульсии , при которых он наиболее эффективен . В частности , очень чувствительные кино - и фотопленки , предназначенные для коротких экспозиций , не пригодны для длительных , применяемые в астрономии. Фотография позволя ет проводить фотометрические исследования астрономических объектов , т.е . определять количество их яркость и звездную величину . Для этого необходимо знать зависимость почернения негатива от освещенности – провести калибровку негатива . Чтобы измерить степен ь почернения , надо пропустить сквозь негатив световой пучок , интенсивность которого регистрируется . Тогда почернения D можно выразить через оптическую плотность негатива : (10) где J 0 – интенсивность падающего пучка, J – интенсивность пучка , прошедшего сквозь негатив. Зависимость (11) Называется характеристикой кривой эмульсии (рисунок ). Можно выделить три участка или области характеристической кривой : область недодержек , где крутизна кривой уменьшается с уменьшением E t , область нормальной экспозиции , где крутизна максимальная и зависимость почти линейная , и область передержек , где крутизна уменьшается с увеличением Et . При правильно выбранной экспозиции почернение должно соответствовать линейному участку . Чтобы построи ть характеристическую кривую , на эмульсию впечатывается изображение нескольких (обычно порядка 10) площадок , освещенность которых находится в известном отношении . Эта операция называется калибровкой негатива. Зная характеристическую кривую , можно сравниват ь освещенности , соответствующие различным точкам негатива , и в случае протяженных объектов , таких как туманности или планеты , построить их щофоты . Этого достаточно для относительной фотометрии (т.е . измерения отношения яркости и блеска ). Для абсолютной фо т ометрии (т.е . измерение абсолютных значений яркости и блеска ) необходимо провести , кроме калибровки , еще и стандартизацию . Для стандартизации надо впечатать на эмульсию изображение площадки с известной яркостью (для протяженных источников ) или иметь на не г ативе звезды с известными звездными величинами . При относительной фотометрии точечных объектов калибровка делается обычно по звездам с известным блеском. Для измерения почернения негатива применяются фотоэлектрические микрофотометры . В этих приборах интенс ивность светового пучка , прошедшего сквозь негатив , измеряется фотоэлементом. Главный недостаток фотографической пластинки приемника излучения – это нелинейная зависимость почернения от освещенности . Кроме того , почернение зависит от условий обработки . В р езультате точность фотометрических измерений , производимых фотографическим методом , обычно не превышает 5-7 %. 1.4 Спектральные наземные исследования. Рассмотрим основные типы спектральных приборов , применяемых в астрономии . Впервые спектры звезд и планет начал наблюдать в прошлом веке итальянский астроном Секки . После его работ спектральным анализом занялись многие астрономы . Вначале использовались визуальный спектроскоп , потом спектры стали фотографировать , а сейчас применяются также и фотоэлектрическая запись спектра . Спектральные приборы с фотографической регистрацией спектра обычно называют спектрографами , а с фотоэлектрической – спектрометрами. На рисунке дана оптическая схема призменного спектрографа . Пе ред призмой находятся щель и объектив , которые образуют коллиматор . Коллиматор посылает на призму параллельный пучок лучей . Коэффициент преломления материала призмы зависит от длины волны . Поэтому после призмы параллельные пучки , соответствующие различным длинам волн , расходятся под различными углами , и второй объектив (камера ) дает в фокальной плоскости спектр , который фотографируется . Если в фокальной плоскости камеры поставить вторую щель , то спектрограф превратиться в монохроматор . Перемещая вторую щел ь по спектру или поворачивая призму , можно выделять отдельные более или менее узкие участки спектра . Если теперь за выходной щелью монохроматора поместить фотоэлектрический приемник , то получится спектрометр. В настоящее время наряду с призменными спектрогр афами и спектрометрами широко применяются и дифракционные . В этих приборах вместо призмы диспергирующим (т.е . разлагающим на спектр ) элементом является дифракционная решетка . Наиболее часто используется отражательные решетки . Отражательная решетка предста вляет собой алюминированое зеркало , на котором нанесены параллельные штрихи . Расстояние между штрихами и их глубина сравнимы с длинной волны . Например , дифракционные решетки , работающие в видимой области спектра , часто делаются с расстоянием между штрихам и 1,66 мк (600 штрихов на 1 мм ). Штрихи должны быть прямыми и параллельными друг другу по всей поверхности решетки , и расстояние между ними должно сохраняться постоянным с очень высокой точностью . Изготовление дифракционных решеток , поэтому является наибол е е трудным из оптических производств. Получая спектр с помощью призмы , мы пользуемся явлением преломления света на границе двух сред . Действий дифракционной решетки основано на явлении другого типа – дифракция и интерференция света . Заметим , что она дает , в отличии от призмы , не один , а несколько спектров . Это приводит к определенным потерям света по сравнению с призмой . В результате применения дифракционных решеток в астрономии долгое время ограничивалось исследованиями Солнца . Указанный недостаток был уст р анен американским оптиком Вудом . Он предложил придавать штрихам решетки определенный профиль , такой , что большая часть энергии концентрируется в одном спектре , в то время как остальные оказываются сильно ослабленными . Такие решетки называются направленным и или эшелеттами. Основной характеристикой спектрального прибора является спектральная разрешающая сила (12) где - минимальный промежуток между двумя близкими линиями , при котором они регистрируются как раздельные . Чем больше разрешающая сила , тем более детально может быть исследован спектр и тем больше информ ации о свойствах излучающего объекта может быть в результате получено . Спектральные аппараты с направленными дифракционными решетками , при прочих равных условиях , могут обеспечить более высокую разрешающую силу , чем призменные. Другой важной характеристико й спектральных аппаратов является угловая дисперсия (13) Где - угол между параллельными пучками , прошедшими диспергирующий элемент и различающимися по длине волны на . Величина (14) Где f – фокусное расстояние камеры , называется линейной дисперсией , которая выражает масштаб спектра в фокальной плоскости камеры и обозначается либо в миллиметрах на ангстрем , либо (дл я малых дисперсией ) в ангстремах на миллиметр . Так , дисперсия спектрографа 250 Е /мм , означает , что один миллиметр на спектрограмме соответствует интервалу длин волн Е Особенности оптической схемы и конструкции астрономических спектральных приборов сильно зависит от конкретного характера задач , для ко торых они предназначены . Спектрографы , построенные для получения звездных спектров (звездные спектрографы ), заметно отличаются от небулярных , с которыми исследуются спектры туманностей . Солнечные спектрографы тоже имеют свои особенности . Реальная разрешаю щ ая сила астрономических приборов зависит от свойств объекта . Если объект слабый , т.е . от него приходит слишком мало света , то его спектр нельзя исследовать очень детально , так как с увеличением разрешающей силы количество энергии , приходящей на каждый раз р ешаемый элемент спектра , уменьшается . Поэтому самую высокую разрешающую силу имеют , естественно , солнечные спектральные приборы . У больших солнечных спектрографов она достигает 10 6 . линейная дисперсия этих приборов достигает 10 мм / Е (0,1 Е /мм ). При исследо вании наиболее слабых объектов приходится ограничиваться разрешающей силой порядка 100 или даже 10 и дисперсиями ~1000 Е /мм . Например , спектры слабых звезд получаются с помощью объективной призмы , которая является простейшим астрономическим спектральным пр ибором . Объективная призма ставиться прямо перед объективом телескопа , и в результате изображение звезд растягиваются в спектр . Камерой служит сам телескоп , а коллиматор не нужен , поскольку свет от звезды приходит в виде параллельного пучка . Такая констр у кция делает минимальными потери света из-за поглощения в приборе . На рисунке приведена фотография звездного поля , полученная с объективной призмой. Грубое представление о спектральном составе излучения можно получить с помощью светофильтров . В фотографич еской и визуальной областях спектра часто применяют светофильтры из окрашенного стекла . На рисунке приведены кривые , показывающие зависимость пропускания от длины волны для некоторых светофильтров , комбинируя которые с тем или иным приемником , можно выд е лить участки не уже нескольких сотен ангстрем . В светофильтрах из окрашенного стекла используется зависимость поглощения (абсорбции ) света от длины волны . Светофильтры этого типа называются абсорбционными . Известны светофильтры , в которых выделение узкого участка спектра основано на интерференции света . Они называются интерференционными и могут быть сделаны довольно узкополосными , позволяющими выделять участки спектра шириной в несколько десятков ангстрем . Еще более узкие участки спектра (шириной около 1 а нгстрема ) позволяют выделять интерференционнополяризационные светофильтры. С помощью узкополосных светофильтров можно получить изображение объекта в каком-либо интересном участке спектра , например , сфотографировать солнечную хромосферу в лучах H (красная линия в бальмеровской серии спектра водорода ), солнечную корону в зеленой и красной линиях , газовые туманности в эмиссионных линиях. Для солнечных исследований разработаны приборы , которые позволяют получить монохроматические и зображения 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 , перпендикуляр н ом 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 спектрогели о скопе , 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 при з м согласованно , и если оно происходит достаточно быстро , то , наблюдая в зрительную трубу вторую щель , мы видим монохроматическое изображение Солнца. 2 Достижения современной оптической астрономии. 2.1 Использование 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 оп тико-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 электриче ские 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 , в ырабатывается электрический сигнал , соответствующий одной строке изображения . Процесс переключения электрических цепей чувствительных элементов в аппаратуре осуществляется специальным электронным переключателем последовательного действия . В итоге линейка п риемников 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 лин ейки 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 э т от 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 н а изолирующей основе , нанесенной на поверхность тонкой пластины полупроводника . Обычно под металлическими под металлическими электродами расположен изолирующий слой окисла SiO 2 , а в качестве полупроводникового материала используется Si . В результате образу ется 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 го ризонтальной линии в местах расположения электродов . В итоге на границе раздела Si – SiO 2 энергетическая диаграмма будет представлять собой не ровную , а холмистую поверхность , на которой впадины будут расположены под теми электродами , к которым приложено н апряжение. 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 , приложенны х 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 . Пр и 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 пак ет» . Такие зарядовые пакеты в соответствии с изложенным механизмом будут возникать на поверхности полупроводника 1.1 2.2 Использование 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 P о светила , легко определи ть 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 па раллакс светила Ро , то из прямоугольного треугольника ТОМ имеем (15) Для всех светил , кроме луны , параллаксы очень ма лы . Поэтому формулу (15) можно написать иначе , положив (16) а именно, (17) Расстояние получается в тех же единицах , в которых выражен радиус Земли R о . 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*10 5 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 ор бите (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 д о 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 ра сстояние 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*10 12 км = 206263 а.е .=3,26 светового года ; 1 световой год =9,460*10 12 км =63240 а.е .=0,3067 пс. В а.е . обычно выражаются расстояния до тел солнечной системы . Например , Мер курий 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 св етовых 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 вид имого 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 резул ьтате наблюдений оказался равным =0 ,02 0 ,01, то расстояние до нее по фо рмуле (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 %. О днако 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 п арсеков . 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 звездн ыми величинами равна модулю расстояния , который входит в формулу (22) (22) Наиболее надежно модуль расстояния удается найти для звезд , принадлежащих скопл ениям . 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 определени я абсолютных звездных величин , а , следовательно , и расстояний (метод спектральных параллаксов ). Важный метод определения параллаксов совокупности звезд основан на изучении их собственных движений . Оставшееся смещение звезды на небесной сфере за год называе тся собственным движением звезды . Оно выражается в секансах дуги в год . Собственное же движение звезды вычисляется по формуле (23) Собственное движение у разных звезд различны по величине и направлению . Только несколько десятков звезд имеют собственные движения больше 1 в год . Самое б ольшое известное собственное движение =10 ,27 (у «летящей» звезды Баркарда ). Громадное же большинство измеренных собственных движений у звезд составляют сотые и тыс ячные доли секунды дуги в год . Из-за малости собственных движение изменение видимых положений звезд не заметно для невооруженного глаза. Суть этого метода основано на том факте , что чем дальше находятся звезды , тем меньше видимые перемещения , вызываемые их действительными движениями в пространстве . Определенные таким путем параллаксы называются средними. Для определения расстояния до группы звезд удается применить наиболее точный метод , основанный на том обстоятельстве , что , как и в случае метеоритов , общая точка пересечения направлений видимых индивидуальных движений , которые вследствие перспективы кажутся различными , а на самом деле в пространстве одинаковы , указывает истинное направление скорости общего движения – апекс . При известной лучевой скорости Vr , хотя бы одной из звезд имеется возможность вычислить годичный параллакс всего скопления , называемый адовым параллаксом , по формуле (24) Где - собственное движение , а q – угол между направлением на данную звезду и апекс. Определить суточный и годичный параллакс можно из наблюдений : пусть из двух точек О 1 и О 2 (рисунок ) на поверхности Земли , лежащих на одном географическом м еридиане , измерены зенитные расстояния Z 1 и Z 2 одного и того же светила М в момент прохождения его через небесный меридиан . Предположим далее , что оба пункта наблюдения находятся в северном полушарии и светило наблюдалось в каждом из них к югу от зенита . С ледовательно z 1 = и z 2 = 2 2 Где 1 и 2 – географические широты пунктов , а 1 и 2 – топоцентрические скопления светила , отличающиеся от его ге оцентрического склонения на величину p 1 =psinz 1 и p 2 =psinz 2 В четырехугольнике О 1 ТО 2 М (рисунок ) угол О 1 МО 2 равен (Р 1 – Р 2 ), угол МО 2 Т тупой (больше 180 є ) и равен (180 є + Z 2 ), угол О 1 ТО 2 равен ( 1 - 2 ) и , наконец , угол ТО 1 М равен (180 є- Z 1 ). Так как сумма внутренних углов четырехугольника равна четырем прямым , то 360 = p 1 -p 2 +180 +z 2 + -z или p 1 -p 2 =( 2 z )-( z 1 ) Принимая во внимание соотношения , написанные выше , имеем P(sinz1-sinz2)= sin( )-sin( 2 2 ) p= 2 - откуда горизонтальный параллакс светила (25) По значениям радиуса Земли R в месте наблюдения и экваториального радиуса Земли R о вычисляется горизонтальный экваториальный параллакс (26) Горизонтальный параллакс светила можно определить и из измерений его прямого восхождения из одного и того же места на Земле , но в различные моменты времени . За промежуток времени между этими моментами вращ ения земли переносит наблюдателя из одной точки пространства в другую , что дает соответствующее параллактическое смещение светила . Таким образом , горизонтальный параллакс светила определяется из его топоцентрических координат , полученных из соответствующи х и целесообразно выполненных наблюдений . Аналогичным путем получается годичный параллакс звезд , только в этом случае определяются геоцентрические координаты звезды из наблюдений , произведенных в двух различных точках орбиты Земли и приблизительно через по лгода одно после другого. Наилучшие современные угломерные инструменты позволяют надежно определять годичное параллактическое смещение звезд до расстояния не свыше 100 пс ( =0 ,01). Поэтому тригонометрические годичные параллаксы известны лишь для сравнительно небольшого числа звезд (около 6000), наиболее близких к Солнцу . Расстояния до более далеких объектов определяются различными косвенными методами. Как уже было ск азано выше , если знать светимость звезды и , сравнивая ее с видимым блеском звезды , то легко рассчитать расстояние до нее. Если пользоваться абсолютной М и видимой звездной величиной m , то расстояние в световых годах D находится легко из формулы (27) Как выяснили Адамс и Кольмюттер (США ) два-три десятка лет назад , спектры звезд являются хорошими показателями светимости , а поэтому и расстояния , так как видимы й блеск звезды m , нужный для сравнения , определить нетрудно. Зная расстояния до некоторого числа звезд на основании других , весьма кропотливых методов их определения , можно было вычислить светимости и составить их со спектрами тех же звезд . Пока же достат очно сказать , что , например , обычным белым звездам определенного спектрального подкласса , допустимА 0 , А 1 , А 2 и т.д ., соответствует довольно определенная светимость . Таким образом , достаточно определить точно спектральный подкласс обычной белой звезды , и мы уже приблизительно знаем ее светимость , а поэтому и расстояние . (Есть звезды класса А другой светимости , но и спектры у них несколько иные ). Такие звезды встречаются редко ). С желтыми и красными звездами дело обстоит сложнее , хотя тоже достаточно определе нно . Желтые и еще в большей степени красные звезды одного и того же спектрального класса резко делятся на две группы . Одни из них названы гигантами , у них очень большая светимость . Другие названы звездами-карликами – их светимость значительно меньше . Звез д с промежуточной светимостью не существует , и светимость как карликов , так и гигантов одного и того же спектрального подкласса является довольно определенной . Но есть некоторое различие . Одни и те же темные линии , в спектрах гигантов более тонки и резки , ч ем в спектрах карликов . Это помогает отличать их друг от друга. Мало того , относительная интенсивность некоторых пар линий обнаруживает четкую зависимость от светимости звезды . Спектры-паспорта карликов и гигантов – не вполне одинаковы . Так , например , спек тры оранжевых звезд 61 Лебедя и Альдебарана в общем одинаковы , почему их и относят к одному и тому же спектральному классу К 5. но среди многочисленных одинаковых линий в их спектрах можно , что линии кальция с длиной волны 4454 Е в спектре звезды-карлика 61 Лебедя сильнее линии ионизированного стронция 4215 Е , а в спектре гиганта Альдебарана – наоборот . Нужен некоторый навык , чтобы отличать друг друга спектры гигантов и карликов . Удается установить зависимость между относительной интенсивностью пар линий и с ветимостью звезды , а затем использовать ею в дальнейшем . Тогда , сфотографировав спектр звезды , находящейся на неизвестном расстоянии и имеющей неизвестную светимость мы можем легко и быстро установить и то и другое. Точность определения таким способом расс тояний до звезд составляет около 20 %, независимо от того , близка к нам звезда или далеко . Быть может , точность в 20 % покажется недостаточно хорошей при измерении расстояния до звезд . Приходится с этим согласиться . Однако в большинстве случаев определить расстояние до звезды другим способом невозможно. Если расстояние между излучающим телом наблюдателя меняется , то скорость их относительного движения имеет составляющую вдоль луча зрения , называемую лучевой скоростью . По линейным спектрам лучевые скорости м огут быть измерены на основании эффекта Доплера , заключающегося в смещении спектральных линий на величину , пропорциональную лучевой скорости , вне зависимости от удаленности источника излучения . При этом если расстояние увеличивается (лучевая скорость поло ж ительна ), то смещение линий происходит в красную сторону , а в противном случае – в синюю. Объяснить это явление можно на основании следующих элементарных рассуждений . Вообразим наблюдателя , воспринимающего от объекта луч света . Предположим , что этот луч пр едставляет собой отдельное непрерывное электромагнитное колебание (луч волн ). Пусть за 1 секунду источник излучает волн длиной каждая . Так как - частота , то =с / . Неподвижный относительно источника наблюдатель за ту же одну секунду воспримет столько же (т.е . ) волк . Теперь пусть источник или наблюдатель движутся с относите льной скоростью Vr , на котором укладывается Vr / волн . Таким образом , в случае движения вдоль луча зрения наблюдатель воспримет не волн , а на Vr / меньше , если расс тояние увеличивается , и на Vr / больше , если оно уменьшается . Следовательно , изменится частота наблюдаемого излучения . Обозначая это изменение частоты через и принимая , что положительным значением Vr соответствует увеличение расстояния , получим Учитывая зависимость между и , мы видим , что при движении вдоль луча зрения изменяется не только частота воспринимаемого излучения , но и длина его волны соответственно на величину Объединяя это выражение с предыдущим , найдем окончательную формулу для величины доплеровского смещения спектральных линий (28) Более строгий вывод формулы для доплеровского смещения требует применение теории относительности . При этом получается выражение , которое при Vr с очень мало отличается от формулы ( ). Кроме того , оказывается , что смещение спектральных линий вызывается не только движениями вдоль луча зрения , но и перпендикулярными к нему перемещениями (так называемый поперечный эффект Доплера ). Однако он , как и релятивистская поправка к формуле ( ), пропорционален ( V / c ) 2 и должен приниматься во внимание только при скоростях , близких к скорости света. Эффект Доплера играет исключительно важную роль в астрофизике , так как позволяет на основании измерения положения спектральных линий судить о движениях небесных тел и их вращении . 2.3 Космические телескопы (в оптическом диапазоне ) и открытия сделанные с их помощью. Более 20 лет работают на околоземных орбитах специализированные спутники с УФ телескопами на борту , проводя астрономические наблюдения . Их инструменты достигли высокой разрешающей способности и совершенства . Это позволило решать многие проблемы современной астрофизики. УФ излучение играет важ нейшую роль как в существовании биологической жизни , в том , числе и человеческой , так и во всем комплексе процессов эволюции Вселенной . Изучать , что же происходит в глубинах космоса и как он устроен , интереснейшая задача и вечная цель человечества . Решая э ту задачу , люди наталкиваются на фундаментальные природные ограничения , преодолевают их и ищут новые подходы для дальнейшего продвижения по пути познания . Одной из преград для проведения астрономических наблюдений служит непрозрачность атмосферы. Земная ат мосфера практически не пропускает весь УФ участок электромагнитного спектра . Однако именно в Уф диапазоне лежат длинны волн спектральных линий , соответствующих наиболее важным в астрофизике атомных и молекулярным переходам водорода и дейтерия . Там же нахо д ится множество резонансных линий большинства элементов , соответствующих , как правило , самому распространенному состоянию атомов . Из-за непрозрачности атмосферы исследовать Уф излучение небесных объектов можно только из космоса . Космическим телескопам атмо с фера не мешает . Поэтому удается получать изображение объектов во Вселенной с предельно высоким угловым разрешением и резко увеличивать проницающую силу телескопа. Изучение Вселенной в Уф диапазоне занимаются специальные космические аппараты . Уже проведены десятки космических экспериментов и несколько проектов находятся в стадии разработки . Важно отслеживать тенденции развития этой области науки , и , конечно , необходимо участвовать в перспективных проектах . Для России , имевшей здесь хорошие традиции , важно н е потерять их . Особенно во время кризиса , когда необходимо искать различные способы сохранения высокой отечественной технологии , интеллектуального научно-технического потенциала , а в конечном итоге укрепления тающего авторитета развитой страны. Уф участок э лектромагнитного спектра весьма широк , и потенциально он гораздо информативнее оптического . Создать эффективный универсальный инструмент , охватывающий весь этот диапазон , невозможно . Поэтому создаются астрономические инструменты , работающие в избранных уч а стках спектра . Выбирают в каждом случае подходящую оптическую схему телескопа , технологию изготовления отражающих поверхностей . Обсерватория «Спектр-УФ» относится к числу крупных мировых проектов внеатмосферной астрономии . Его реализация позволит проводит ь наблюдения с высоким и даже рекордным разрешением в малоизученном , хотя и очень «богатом» линиями лаймановском участке спектра с временем непрерывной экспозиции до 30 ч .. В отдельных случаях экспозиция может достигать до 140 ч . при высоком пространственн о м и спектральном разрешении. В состав космического аппарата «Спектр-УФ» входят служебный модуль , стандартный для всех научных спутников серии «Спектр» , телескоп Т -170 и отсек с комплексом научной аппаратуры. Условия наблюдения предъявляют жесткие требовани я к параметрам наведения и стабилизации инструментов . Поэтому космический аппарат снабжен системой управления пространственной ориентации в качестве первичного контура и системой точного гидирования телескопа Т -170 – вторичный контур . Первичный контур обе с печивает предварительное наведение телескопа с точностью 1-2 . Затем изображение объекта приводится в заданное положение с более высокой точностью и стабилизируется . Во вторичном контуре малые смещения оптической оси телескопа компенсируются за счет наклонов вторичного зеркала . Это позволяет достигать весьма высокой точности стабилизации – около 0,1 . Прототип такой сложности системы доказал свою работоспособность во время полета обсерватории «Астрон». На участке запуска КА телескоп Т -170 закрыт пылезащитной крышкой . Телескоп оснащен блендой , защищающей зеркало от светового потока Земли , Луны и Солнца . После выхода на орбиту солнцезащитная бленда открывается и перевод ится в рабочее положение . В период выполнения наблюдений пылезащитная крышка открывается . С помощью микродвигателей управления аппарат наводится в сторону исследуемой части неба , и производятся его стабилизация в пространстве , гидирование и другие подгото в ительные операции. Орбита для спутника «Спектр-УФ» выбиралась с учетом того , что телескоп должен работать на большом расстоянии от сильного источника засветки – земли , и параметры ее должны быть устойчивыми . Также важно , чтобы КА не пересекал околоземные р адиационные пояса , влияющие на работу многих приборов , кроме того , параметры орбиты должны соответствовать задачам запуска обсерватории , а спутник необходимо наблюдать максимальное время . Как показали расчеты , выполненные в Институте астрономии РАИ , таким условиям удовлетворяет сильно вытянутая орбита со следующими начальными характеристиками : высота апогея – 300000 км , высота перигея – 500 км , наклонение – 51,5 и период обращения 7 суток . В течение 8 месяцев после запуска выс ота орбиты изменяется и становиться рабочей – 250000 x 40000 км , что позволит аппарату постоянно приходится находится вне радиационных поясов. Интересно сравнить « HST » и «Спектр-УФ» , « HST » из-за большего размера главного зеркала выигрывает на длинах волн б олее 140 нм и существенно проигрывает в более коротковолновом участке . Это связано с наличием « HST » четырех отражающих поверхностей – две дополнительные появились в результате ремонтных работ на орбите по коррекции оптического тракта телескопа . У телескопа Е -170 отражающих поверхностей только две . Поэтому низкоорбитальная обсерватория « HST » имеет не более половины общего наблюдательного времени , а у обсерватории «Спектр-УФ» этот показатель может достигать 0,85. количество квантов , собранных за достаточно дл ительный промежуток времени обсерваторией «Спектр-УФ» , будет больше , чем у « HST ». В составе комплекса научной аппаратуры «Спектр-УФ» входят четыре основных инструмента : 1. Телескоп Т -170. построен по оптической схеме Ричи-Кретьена и имеет характеристики : д иаметр главного зеркала – 170 см , фокусное расстояние – 17 м , поле зрения - 40 (20 см в фокальной плоскости ), общая длина – 8,45 м и диаметр 2,01 м , расстояние между главным и вторичным зеркалами – 3,5 м , масса – 1700 кг. 2. Двойной эшельный спектрограф высокого разрешения (ДЭСВР ) – предназначен для получения Уф спектров с высоким спектральным разрешением , позволяющим изучать контуры даже узких спектральных линий , ширина которых соответствует тепловым движениям в звездных атм о сферах со скоростями около 5 км /сек . Основные параметры инструмента : спектральный диапазон – от 110 до 360 нм , разрешающая сила ( R = 1100-3500 Е ) до 60000, при самом высоком разрешении чувствительности не хуже 16 m за 10 ч экспозиции (отношение сигнал /шум – S / N =10) или 11 m за то же время ( S / N =100). 3. Роуландовский спектрограф (РС ) – предназначен для регистрации спектров в лаймановском участке , а также для наблюдения предельно слабых объектов с низким разрешением в более длинноволновом участке до 450 нм . РС состоит из о дной вогнутой решетки и имеет минимальные оптические потери . Параметры спектрографа : основной спектральный диапазон от 90 до 120 нм и разрешающая сила ( R ) достигает 10000 в участке 91,2-120 нм и 3000 – в участке 115-450 нм. 4. Камера поля (КП ), или регистр ации изображений объектов с высоким угловым разрешением . Работает в двух режимах (модах ). Короткофокусная мода обеспечивает наблюдение предельно слабых объектов , а при работе в длиннофокусной моде обеспечивается высокое угловое разрешение . Параметры КП сл е дующие : короткофокусная мода – рабочий диапазон длин волн от 91,2 до 360 нм , поле зрения – 4, разрешение – не хуже 0,16 , предельная звездная величина ( V ) объекта за 1 ч наблюдений – 29 m ; длиннофо кусная мода – поле зрения 24 m , разрешение в центральной области при применении специальных математических методов обработки изображения до 0,05 m , предельная величина ( V ) небесного объекта за 1 ч наблюдений - 24 m . КА «Спектр-УФ» рассматривается как многоцел евая обсерватория , предназначенная для решения многих задач . Перечислим некоторые из них : - газодинамические процессы , сопровождающие образование звезд ; - важнейшие показатели звезд – светимость и эффективную температуру ; - радиусы звезд , период пульсации , эволюция ; - химический состав звезд ; - межзвездная и межгалактическая среда ; - поиски областей звездообразования ; - галактики (исследование ). Космический телескоп нового поколения : ключевой компонент космической программы NASA – космический телескоп след ующего поколения ( NGST - Next Generation Spase Telescope ). Работа над ним начата в 1995 году , запуск намечается на 2008 год – год 50-й годовщины создания NASA . В 2008 году также исполняется 60 лет с тех пор , как Лайман Спицер предложил идею космического теле скопа . Проект № 65Т – логическое развитие темы космического телескопа имени Хаббла. Новый телескоп будет выведен на гелиоцентрическую орбиту с фиксированным положением вблизи второй точки Лагранта ( L 2 ) системы Солнце-Земля (1,5 млн . км от Земли в стороне , противоположной Солнцу ), время полета до нее займет около 3 месяцев . Объектив нового телескопа – трех зеркальный анастигмат . Первичное зеркало диаметром 8 м сделано из бериллия . Оно состоит из центральной части диаметром 3,5 м и восьми лепестков , при выво д е на орбиту лепестки сложены . Телескоп составлен из трех модулей : оптический , инструментальный (приемники излучения и управления ), модуль поддержки , включающий защитный экран со стороны Солнца . В оптической части кроме основных зеркал имеются два небольши х коррекционных зеркала для точной корректировки системы , исправления ошибок из-за гравитационных эффектов , градиентов температуры , краевых эффектов , старения . Телескоп будет охлаждаться до температуры ниже 50 К . он чувствителен к длинам волн от 0,6мм до б о лее 10мм (от красного до среднего инфракрасного ) с максимумом чувствительности от 1 мм до 5 мм (ближний инфракрасный свет ). Инструментальный модуль содержит камеру ближнего инфракрасного света с полем зрения 4 x 4 , охлаждаем ую до 30 К , мультиобъектный спектрометр того же диапазона и камеру (спектрометр в диапазоне 5-28 мм , приемник излучения в которой охлажден до 6 К ). № 6 S Т сможет наблюдать первые поколения звезд и галактик , включая отдельные районы интенсивного формирования звезд , протогалактические фрагменты , суперновые при красном смещении Z =5-20. № 6 ST позволит увидеть отдельные звезды в близких галактиках , проникнет в пылевые облака вокруг районов зарождения звезд , обнаружит тысячи субзвезд и объектов пояса Койпера . Субзве зды – объекты с массой меньшими , чем минимальная звездная , излучающие в инфракрасном диапазоне за счет гравитационного сжатия ). Новый телескоп сможет : - детектировать самые ранние фазы формирования звезд и галактик – конец «темных веков» ; - разрешить первы е галактические субструктуры , порядка отдельных скоплений звезд (размер 300 пк для 0,5 Z 5). Здесь требуется разрешение 0,060 на длине в олны 2 мм ; - выяснить основные спектральные свойства далеких галактик . Провести статистический анализ свойств галактик , с большим красным смешением на полях 4 x 4 (1 x 1 Мпк для 0,5 ); - обнаружить и исследовать запыленные районы , где скрыты области активного звездообразования и активные галактические ядра , в том числе для эпохи мощного звездообразования при Z =2; - обнаруживать отдельные объекты , излучающие в среднем и дальнейшем инфракрасных диапазонах фона и получать их спектры вплоть до 28 мм. Телескоп сможет исследовать все стадии формирования звезд и планетных систем от массивных оболочек вокруг протозвезд до пропланетных дисков вокруг молодых звезд главной последовательности . Он сможет наблюдать планеты типа Юпитера у всех одиночных звезд на расстояниях до 8 пк , получить первые прямые изображения и спектрограммы внесолнечных планет . Многие технические реш е ния № 6 ST и технологии (сверхлегкая активная криогенная оптика , устройства для опознания формы и исправления волнового фронта излучения , широкоформатные высокочувствительные инфракрасные детекторы , сверхлегкие солнечные экраны ) могут быть применены в науке и промышленности уже в ближайшее время. О создании крупного орбитального оптического телескопа Давно уже мечтали астрономы . Одним из первых и наиболее активных пропагандистов этой идеи стал в 40-50-х годах Л . Спицер из Принстонского университета . Еще в 194 6 году он подготовил доклад (тогда секретный ) о преимуществах космических наблюдений . В 1959, 1962 и 1965 годах на совещаниях астрономов США , посвященных выработке программы космических исследований , было рекомендовано начать работы по изучению проекта «Б о льшой космический телескоп» , а осенью 1971 года НАСА организовало комитет по разработке этого проекта , с которого и ведет свое начало программа Космического телескопа им . Хаббла. В 1973 году рабочая группа специалистов под руководством Ч . О Делла приступила к предварительной проработке основных вариантов конструкции «Большого космического телескопа» , завершившейся в 1977 году создание рабочей группы Космического телескопа им . Хаббла . К этому времени телескоп утратил наименован ие «большого» , диаметр его главного зеркала был уменьшен с 3 до 2,4 м . Дело в том , что разработчикам стали известны параметры МТКК – транспортной системы для вывода телескопа на орбиту . В грузовом отсеке МТКК можно разместить телескоп с диаметром зеркала д о 3.2 м , но тогда массивные блоки служебных систем спутника (т.е . систем ориентации , энергопитания , связи ) пришлось бы расположить за главным зеркалом , и для такого спутника с большим моментом инерции потребовалось разработать мощную и дорогую систему ори е нтации. В варианте с 2,4-метровым зеркалом служебные системы скомпонованы в виде тора , окружающего главное зеркало , благодаря чему момент инерции спутника сильно уменьшится . Теперь спутник официально называется Космический телескоп им . Хаббла , в честь Э . Х аббла , открывшего расширение Вселенной. Ограничение на длину инструмента и потребность иметь большое поле зрения привели к выбору оптической системы Ричи-Кретьена , в которая широко применяется и в современных наземных рефракторах . Главное и вторичное зерка ла соответственно имеют форму вогнутого и выпуклого гиперболоидов и находятся на расстоянии 4,9 м друг от друга (эквивалентное фокусное расстояние 58 м ). К качеству изготовления оптики предъявлялись исключительно высокие требования : например , поверхность г лавного зеркала не должна отклонятся от расчетной более чем на 10 нм. Оптические детали телескопа крепятся к ферме из графито-эпоксидного композиционного материала , способной сохранять их взаимное расположение с точностью до 1 мкм , несмотря на перепады тем пературы . Требования к механической прочности конструкции связаны с 3-4 кратными перегрузками , возможными при взлете и посадке МТКК , а отнюдь не с условиями работы телескопа на орбите . Общая масса спутника 10.4 т. В отличии от наземных телескопов Космическ ий телескоп им . Хаббла будет работать и при ярком солнечном свете . Поэтому передний конец трубы телескопа существенно удлинен за счет светозащитной бленды , внутри трубы имеется система диафрагм , покрытых «особо» черной краской , способной отражать менее 1% падающего света и не давать бликов . Несмотря на эти меры , по-настоящему «темное» небо телескоп сможет регистрировать только тогда , когда объект наблюдения находится на угловых расстояниях более 50 от Солнца , 70 от освещенной части Земли и 15 от Луны. Система ориентации Космического телескопа им . Хаббла построена на основе силовых гироскопов . Грубое наведение с точностью 1 будет осущес твляется с помощью звездных датчиков и гироскопов – датчиков скорости (положение их осей время от времени должно уточнятся по звездам ). Однако расчетное качество изображения , получаемое с помощью 2,4-метрового телескопа на длине волны 0,5 мкм , равно 0,05 , и чтобы использовать это преимущество перед наземными инструментами , требуется обеспечивать стабилизацию телескопа с еще более высокой точностью. Направление оптической оси телескопа определяетс я тремя датчиками точного гидирования по изображениям звезд более ярких , чем 1,4 m , в периферийной части поля зрения телескопа , разбитой соответственно на 3 сектора . По команде датчики начинают поиск гидировочных звезд , перемещаясь по спирали с центром в ра счетном положении . Критериями правильности захвата нужных звезд служат значения их яркости и взаимное расположение . В случае неудачи поиск повторяется , затем переходят к поиску запасных звезд (если таковые имеются ). Очевидно , выбор звезд должен производит ь ся заранее , и это очень трудоемкая работа . Более того , точность координат существующих звездных каталогов , как правило , недостаточна , поэтому запуску Космического телескопа им . Хаббла должно было предшествовать фотографирование всего неба на наземных теле с копах с большим полем зрения и составление специального каталога гидировочных звезд с точно известными положениями. Датчики точного гидирования относятся к числу наиболее сложных систем телескопа и включают в себя прецизионные механические узлы , диссекторн ые телекамеры и даже интерфомометры . Небольшие смешения звезды в поле зрения соответствуют изменению разности фаз световых волн , приходящих на противоположные края зеркала телескопа : изменяются интенсивности интерферирующих пучков , и на выходе датчика воз н икает сигнал ошибки . При точности гидирования 0,007 время реакции датчиков точного гидирования должно быть меньше 1 с , и не только потому , что возможны быстрые колебания самого спутника , но и по скольку все звезды смещаются в поле зрения из-за аберрации света вследствие движения спутника по орбите. К тому же с помощью Космического телескопа им . Хаббла будут наблюдаться и планеты , достаточно быстро перемещаться на фоне звезд . Однако с данной систе мой наведения этот телескоп не сможет наблюдать земную поверхность . Следует отметить , что неполадки при работе датчиков точного гидирования до последнего момента заставляли сомневаться в их работоспособности. Как бы не был совершенен орбитальный телескоп , без светоприемной аппаратуры он «слеп» . Выбор типа светоприемника для Космического телескопа им . Хаббла оказался не прост . Всерьез обсуждались возможность применения фотопленок , столь долго и успешно служивших астрономам на Земле . К сожалению , в условиях к осмоса высокочувствительные пленки постепенно темнеют из-за воздействия проникающей радиации , и поэтому их пришлось бы доставлять на Землю не реже одного раза в месяц . Однако частые посещения орбитального телескопа нежелательны как с экономической , так и с технической точки зрения . Отражающее покрытие зеркала (пленка алюминия и фтористого магния ) очень чувствительно к газовой атмосфере , окружающей всякий крупный (а тем более маневрирующий ) космический объект , поэтому плотная крышка будет открываться лишь п о сле удаления МТКК и вновь закрываться с его приближением. В 1973 году было решено использовать электронные приемники изображения , лучшим из которых считалась разрабатываемая в Принстонском университете Р . Даниельсоном и его сотрудниками передающая телевизи онная трубка секон . Каково же было разочарование его создателей , когда в 1977 г . стало известно о резкой переориентации руководителей программы на твердотельные приемники . Это было смелое решение , ибо технология создания таких приемников насчитывала тогда всего несколько лет , и в астрономии они еще не использовались. В настоящее время эти ПЗС-приборы – приборы с зарядовой связью – можно увидеть чуть ли не на каждом американском телескопе , и их преимущества хорошо известны : высокий квантовый выход , доходящий до 60%, большое количество чувствительных элементов , малый шум , большой рабочий диапазон изменения яркости объекта и высокая геометрическая стабильность. 3 Использование приведенного материала в учебном процессе. 3.1 Включение материала в темы занятий по физике , естествознанию (рекомендации для учителя ). На весь курс астрономии в программе средней школы отводится мало времени . За это время ученики должны освоить астрономию , сферическ ую астрономию , астрофизику , космологию и космогонию . Целостный курс астрономии практически распадается на ряд ознакомительных разделов , теряя филосовско-мировозренческое значение. Одним из выходов видится экономия времени за счет введения различных элемент ов астрономических знаний в курс других школьных дисциплин в качестве иллюстративного материала . Например , развитие представлений о строении Солнечной системы – в истории ; определение географических координат астрономическими методами , основы измерения вр е мени – в географию ; законы Кеплера , источники энергии Солнца , определение радиальной составляющей скорости звезд на основе эффекта Доплера – в физику ; определение пространственной скорости звезд – в физику и геометрию ; определение расстояний до звезд и до тел Солнечной системы – в геометрию ; химический состав планет и звезд – в химию и т.п. Хотя эти элементы будут просто иллюстрировать законы , изучаемые в данных дисциплинах , в курсе астрономии учитель уже сможет опираться на них . Время , требуемое для активи зации знаний , значительно меньше чем для изучения. Например , в 8-м классе в разделе «Геометрическая оптика» изучаются законы отражения и преломления света . В качестве примера применяемых законов в технике рассматривается всего одно устройство – фотоаппарат , приводятся его оптическая схема и принцип работы . Другие оптические приборы , такие , как телескоп и микроскоп , представлены только фотографиями . Однако эти приборы в школе применяются при изучении астрономии и биологии , и учащиеся должны знать их устрой с тво . Оптические схемы микроскопа и телескопа вполне доступны пониманию детей этой возрастной группы , а оптические схемы телескопов – рефлекторов Ньютона и Кассегрена могут стать хорошей иллюстрацией того , как работают законы отражения света . Это удачно ис п ользуется в интегрированном курсе физики и астрономии. В 11-м классе вместо объяснения оптических схем телескопов достаточно показать их чертеж , тем самым активизировать знания и сократив время на изучение этого материала примерно на треть урока . Освободив шееся время более полезно потратить на рассказ о крупнейших обсерваториях мира , обращая внимание на оптические схемы самых крупных телескопов этих обсерваторий. Таким образом , включение астрономического материала в виде иллюстраций в другие школьные дисцип лины позволяют освободить до одной трети всего времени без ущерба для самого курса астрономии и тех учебных дисциплин , в которых будет применятся иллюстративный астрономический материал. 3.2 Планы-конспекты уроков План-конспект урока по астрономии (11 класс ). Тема : Оптические телескопы. Цель : Дать начальные сведения о телескопах. Тип : Объяснение нового материала. Элементы усвоения : Типы телескопов. Приборы и принадлежности : Схемы рисунки. Методы : фронтальный оп рос , рассказ , беседа. Требования к знаниям и умениям учащихся : а ) знать : 1) Предыдущий материал. б ) уметь : 1) Отвечать на поставленные вопросы. 2) Внимательно слушать новый материал. Задачи учителя : обучающие – проконтролировать выполнение учащимися до машнего задания . Обеспечить усвоение нового материала. Развивающие – развить мышление , память , внимание и т.д Воспитывающие – воспитать умение слушать других , умение настраиваться на учебную работу Ход урока : Время Деятельность учителя Деятельность ученика 2 минуты Приветствие . Организационный момент Приветствие 8-10 минут Опрос по прошлой теме Отвечают на вопросы 25 минут Объяснение нового материала Слушают объяснения учителя и отвечают на поставленные вопросы. 3 минуты Подведение итогов Записыв ают домашнее задание Дидактический материал (опрос по прошлой теме ). Объяснение нового материала : Наблюдения основной источник информации о небесных телах , процессах и явлениях , происходящих во Вселенной . Для проведения наблюдений во многих странах созд аны специальный научно-исследовательские учреждения – астрономические обсерватории . У нас , их несколько десятков : главная астрономическая обсерватория Российской Академии наук – Пулковская (в Санкт-Петербурге ), Специальная астрофизическая обсерватория (на Северном Кавказе ), Государственный астрономический институт им . П.К . Штернберга (в Москве ) и др. Современные обсерватории оснащены крупными оптическими телескопами , представляющими собой очень большие , сложные и в значительной степени автоматизированные ин струменты. Телескоп увеличивает угол зрения , под которым видны небесные тела , и собирает во много раз больше света , приходящего от небесного светила , чем глаз наблюдателя . Благодаря этому в телескоп можно рассматривать невидимые невооруженным глазом детали поверхности ближайших к Земле небесных тел и увидеть множество слабых звезд. В астрономии расстояние между объектами на небе измеряются углом , образованным лучами , идущими из точки наблюдения к объектам . Такое расстояние называется угловым , и выражается о но в градусах и долях градуса . Невооруженным глазом две звезды видны раздельно , если они отстоят на небе друг от друга на угловом расстоянии не менее 1-2 . В крупные телескопы удается наблюдать раздельно звезды , угловые рассто яния между которыми составляют сотые или даже тысячные доли секунды (под углом 1 «видна» спичечная коробка примерно с расстояния 10 км ). Существует несколько типов оптических телескопов . В телес копах – рефракторах (рисунок ), где используется преломление света , лучи от небесных светил собирает линза (или система линз ). В телескопах – рефлекторах (рисунок ) – вогнутое зеркало , способное фокусировать отраженные лучи . В зеркально линзовых телеско п ах (рисунок ) – комбинация зеркала и линз. С помощью телескопов производятся не толь визуальные и фотографические наблюдения , но преимущественно высокочастотные фотоэлектрические и спектральные наблюдения . Телескопы , приспособленные для фотографирования небесных объектов , называются астрографами . Фотографические наблюдения имеют ряд преимуществ перед визуальными . К основным преимуществам относятся : документальность – способность фиксировать происходящие явления и процессы и долгое время сохранять получен н ую информацию ; моментальность – способность регистрировать кратковременные явления , происходящие в данный момент ; панорамность – способность запечатлевать на фотопластинке одновременно несколько объектов и их взаимное расположение ; интегральность – способ н ость накапливать свет от слабых источников ; детальность получаемого изображения . Сведения о температуре , химическом составе , магнитных полях небесных тел , а также об их движении получают из спектральных наблюдений. Кроме света , небесные тела излучают элек тромагнитные волны большей длины волны , чем свет (инфракрасное излучение , радиоволны ), или меньшей (УФ , рентгеновское излучение и гамма лучи ). План-конспект урока по физике (11 класс ). Тема : Спектральный анализ. Цель : Сформировать представление о спектр альном анализе. Тип : Объяснение нового материала. Элементы усвоения : Спектр. Приборы и принадлежности : таблицы , рисунки. Методы : фронтальный опрос , рассказ , беседа. Требования к знаниям и умениям учащихся : а ) знать : 1) Предыдущий материал. б ) уметь : 1) Отвечать на поставленные вопросы. 2) Внимательно слушать новый материал. Задачи учителя : обучающие – проконтролировать выполнение учащимися домашнего задания . Обеспечить усвоение нового материала. Развивающие – развить мышление , память , внимание и т.д. Воспитывающие – воспитать умение слушать других , умение настраиваться на учебную работу Ход урока : Время Деятельность учителя Деятельность ученика 2 минуты Приветствие . Организационный момент Приветствие 8-10 минут Опрос по прошлой теме Отвечают на вопросы 25 минут Объяснение нового материала Слушают объяснения учителя и отвечают на поставленные вопросы. 3 минуты Подведение итогов Записывают домашнее задание Дидактический материал (опрос по прошлой теме ). Объяснение нового материала : Вы уже знае те , что существует несколько видов спектров : непрерывный , линейчатый , полосатый . Главное свойство линейчатых спектров состоит в том , что длины волн (или частоты ) линейчатого спектра какого-либо вещества зависит только от свойств атомов этого вещества , но с овершенно не зависят от способа возбуждения свечения атомов . Атомы любого химического элемента дают спектр , не похожий на спектры всех других элементов : они способны излучать строго определенный набор длин волн. На этом основан спектральный анализ – метод определения состава вещества по его спектру . Подобно отпечаткам пальцев у людей линейчатые спектры имеют неповторимую индивидуальность . Неповторимость узоров на коже пальца помогает часто найти преступника . Точно так же благодаря индивидуальности спектров имеется возможность определить химический состав тела . С помощью спектрального анализа можно обнаружить данный элемент в составе сложного вещества , если его масса не превышает 10 -10 г . это очень чувствительный метод. Количественный анализ состава веществ п о его спектру затруднен , так как яркость спектральных линий зависит не только от массы вещества , но и от способа возбуждения свечения . Так , при низких температурах многие спектральные линии вообще не появляются . Однако при соблюдении стандартных условий в о збуждения свечения можно проводить и количественный спектральный анализ. В настоящее время определены спектры всех атомов и составлены таблицы спектров . С помощью спектрального анализа были открыты многие новые элементы : рубидий , цезий и др . Элементам част о давали названия в соответствии с цветом линий спектра . Рубидий дает темно-красные , рубиновые линии . Слово цезий означает «небесно-голубой» . Это цвет основных линий спектра цезия. Именно с помощью спектрального анализа узнали химический состав Солнца и зв езд . Другие методы анализа здесь вообще невозможны . Оказалось , что звезды состоят из тех же самых химических элементов , которые имеются и на Земле . Любопытно , что гелий первоначально открыли на Солнце и лишь , затем нашли в атмосфере Земли . Название этого э лемента напоминает историю его открытия : слово гелий означает в переводе «солнечный». Благодаря сравнительной простоте и универсальности спектральный анализ является основным методом контроля состава вещества в металлургии , машиностроении , атомной индустри и . С помощью спектрального анализа определяют химический состав руд и минералов. Состав сложных , главным образом органических смесей анализируется по их молекулярным спектрам. Спектральный анализ можно производить не только по спектрам испускания , но и по спектрам поглощения . Именно линии поглощения в спектре Солнца и звезд позволяют исследовать химический состав этих небесных тел . Ярко светящаяся поверхность Солнца – фотосфера – дает непрерывный спектр . Солнечная атмосфера поглощает избирательно свет от ф о тосферы , что приводит к появлению линий поглощения на фоне непрерывного спектра фотосферы. Но и сама атмосфера Солнца излучает свет . Во время солнечных затмений , когда солнечный диск закрыт луной , происходит «обращение» линий спектра . На месте линий поглощ ения в солнечном спектре вспыхивают линии излучения. В астрофизике под спектральным анализом понимают не только определение химического состава звезд , газовых облаков и т.д ., но и нахождение по спектрам многих других физических характеристик этих объектов : температуры , давления , скорости движения , магнитной индукции. Заключение Рассказ о строении окружающего нас звездного и галактического мира , об управляющих им законах , о путях его эволюции мы в целом восприн имаем сегодня как что-то само собой разумеющееся . В этом , безусловно , проявление уже глубоко укоренившейся в каждом из нас веры в науку , в ее , как представляется , почти неограниченные возможности . При этом мы вспоминаем слова выдающегося французского учен о го Репе Декарта (1596-1650): «Нет ничего столь удаленного от нас , чего бы мы не смогли открыть» . А также слова его не менее видного соотечественника Блеза Паскаля (1623-1662): «Удивительно не то , что Вселенная бесконечна , а то , что человек способен раскры т ь ее тайны …». Но если мы сравниваем работу астронома с особенностями проведения исследований представителями других естественных наук , то не можем не отметить ее кардинальное отличие . Физик , химик , биолог или геолог изучает тот или другой образец , имея ег о непосредственно перед собой . Объект своего исследования он может «пощупать руками» в любой момент и в буквальном смысле этих слов . Астроном же , как принято говорить , сидит на дне протяженного воздушного океана и всего лишь улавливает слабые световые пот о ки , приходящие к нему от того или другого небесного объекта . И , тем не менее , совершается нечто чудесное . Не выходя из стен своего учреждения , астроном определяет расстояние до этого объекта , как будто измерил его своими шагами , говорит о температуре на е г о поверхности , как будто побывал на нем , о массе объекта , как будто своими руками укладывал его на какие-то огромные весы , о химическом составе , как будто ему удалось как-то «зачерпнуть» крупицу вещества из его атмосферы . Более того , астроном рассказывает о строении звездных недр , как будто ему удалось пробуравить хотя бы одну звезду до ее центра , он строит схемы развития звезд , галактик и Вселенной в целом на протяжении миллиардов лет , хотя не в состоянии проследить за этим развитием даже какую-нибудь одн у сотню лет … И хотя в своем продвижении к свету , к пониманию законов мироздания люди долго блуждали во мраке неизвестности , ошибались , горизонт их познания постепенно и неуклонно расширялся . А здание науки о небесных светилах – астрономия – становилось вс е прекрасней … Литература 1. Журнал «Земля и Вселенная» № 1, 2, - 2000 г ., № 5 – 2000 г. 2. П.И . Бакулин «Курс общей астрономии» М ., «Наука» 1977 г. 3. В.Л . Гинзбург «Современная астрофизика» М ., «Наука» 1970г. 4. Ф.Ю . Зигель «Астрономы наблюдают» М ., «Наука» 1985 г. 5. Е.П . Левитан «Астрономия» учебник для 11 класса М ., «Просвещение» 1994 г. 6. Б.А . Воронцов-Вельяминов «очерки Вселенной» М ., «Наука» 1969 г. 7. П . Ходж «Революция в астрономии» М ., «Мир» 1972 г. 8. К.Л . Баев «Создатели новой астроном ии . Коперник , Бруно , Кеплер , Галилей» М ., Учпедгиз 1948 г. 9. И.А . Климишин «Элементарная астрономия» М ., «Наука» 1991 г. 10. Журнал «Астрономический вестник». 11. А . Томилин «Занимательно о космологии» . Ленинград «Молодая гвардия» 1971 г. 12. Приложен ие к « 1 Сентября» «Физика в школе». 13. Журнал «Космонавтика и астрономия» , № 11 1986 г . А.А . Токовинин «Орбитальные и оптические телескопы». 14. Журнал «Космонавтика и астрономия» , № 7 1987 г . Ф.С . Ортенберг «Методы инфракрасного зондирования Земли из кос моса».
1Архитектура и строительство
2Астрономия, авиация, космонавтика
 
3Безопасность жизнедеятельности
4Биология
 
5Военная кафедра, гражданская оборона
 
6География, экономическая география
7Геология и геодезия
8Государственное регулирование и налоги
 
9Естествознание
 
10Журналистика
 
11Законодательство и право
12Адвокатура
13Административное право
14Арбитражное процессуальное право
15Банковское право
16Государство и право
17Гражданское право и процесс
18Жилищное право
19Законодательство зарубежных стран
20Земельное право
21Конституционное право
22Конституционное право зарубежных стран
23Международное право
24Муниципальное право
25Налоговое право
26Римское право
27Семейное право
28Таможенное право
29Трудовое право
30Уголовное право и процесс
31Финансовое право
32Хозяйственное право
33Экологическое право
34Юриспруденция
 
35Иностранные языки
36Информатика, информационные технологии
37Базы данных
38Компьютерные сети
39Программирование
40Искусство и культура
41Краеведение
42Культурология
43Музыка
44История
45Биографии
46Историческая личность
47Литература
 
48Маркетинг и реклама
49Математика
50Медицина и здоровье
51Менеджмент
52Антикризисное управление
53Делопроизводство и документооборот
54Логистика
 
55Педагогика
56Политология
57Правоохранительные органы
58Криминалистика и криминология
59Прочее
60Психология
61Юридическая психология
 
62Радиоэлектроника
63Религия
 
64Сельское хозяйство и землепользование
65Социология
66Страхование
 
67Технологии
68Материаловедение
69Машиностроение
70Металлургия
71Транспорт
72Туризм
 
73Физика
74Физкультура и спорт
75Философия
 
76Химия
 
77Экология, охрана природы
78Экономика и финансы
79Анализ хозяйственной деятельности
80Банковское дело и кредитование
81Биржевое дело
82Бухгалтерский учет и аудит
83История экономических учений
84Международные отношения
85Предпринимательство, бизнес, микроэкономика
86Финансы
87Ценные бумаги и фондовый рынок
88Экономика предприятия
89Экономико-математическое моделирование
90Экономическая теория

 Анекдоты - это почти как рефераты, только короткие и смешные Следующий
На канале "Спас" показывают прогноз погоды на завтра! Но это же ересь! Откуда люди могут знать о планах Господа!
Anekdot.ru

Узнайте стоимость курсовой, диплома, реферата на заказ.

Обратите внимание, реферат по астрономии, авиации, космонавтике "Астрофизика", также как и все другие рефераты, курсовые, дипломные и другие работы вы можете скачать бесплатно.

Смотрите также:


Банк рефератов - РефератБанк.ру
© РефератБанк, 2002 - 2016
Рейтинг@Mail.ru