Энциклопедия "Астрономия"

1. 4. * ' '• j p 1* •*& W K ;~ '»* '“Л '# Ь г M!?*»£. . < .л б /щ ^'я
1v ■: t- ■шШк ■ р д .
Ш&Л Ч

2. СОДЕРЖАНИЕ
ВВЕДЕНИЕ ........................................5
ФИЗИКА И АСТРОНОМИЯ ........6
ОСНОВНЫЕ ФИЗИЧЕСКИЕ
ЗАКОНЫ ............................................8
АСТРОНОМИЯ, КВАНТОВАЯ
МЕХАНИКА
И КОСМ ОФИЗИКА.........................14
ТЕЛЕСКОПЫ
И ИХ ОПТИЧЕСКИЕ СХЕМЫ . . .16
ИЗЛУЧЕНИЕ СВЕТИЛ .................. 26
И ЕГО ИЗМЕРЕНИЕ........................ 26
АСТРОНОМИЯ
И СПЕКТРАЛЬНЫЙ АНАЛИЗ . . .28
СОЗВЕЗДИЯ......................................34
ВИДИМЫЕ ДВИЖЕНИЯ ЗВЕЗД.
НЕБЕСНАЯ СФЕРА ........................ 40
ВИДИМОЕ ДВИЖЕНИЕ СОЛНЦА.
ВРЕМЕНА ГОДА ..............................46
ДВИЖЕНИЕ И ФАЗЫ ЛУНЫ ... .50
ВИДИМОЕ
ДВИЖЕНИЕ ПЛАНЕТ.................... 52
СОЛНЕЧНЫЕ И ЛУННЫЕ
ЗАТМЕНИЯ........................................54
ПРЕЦЕССИЯ ....................................58

3. Содержание
ВРЕМЯ И ЕГО ИЗМ ЕРЕНИЕ........60
КАЛЕНДАРЬ.................................... 62
КАК ИССЛЕДУЮТ ПЛАНЕТЫ .. .68
ПЛАНЕТЫ СОЛНЕЧНОЙ
СИСТЕМЫ ........................................74
ЗЕМЛЯ ............................................... 76
ЛУНА.................................................. 82
МЕРКУРИЙ...................................... 86
ВЕНЕРА ............................................. 88
МАРС ................................................. 92
САТУРН ............................................. 96
У РА Н .................................................. 98
НЕПТУН............................................ 100
МАЛЫЕ ТЕЛА
СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМ Ы ............102
КО М ЕТЫ .......................................... 106
М ЕТЕОРЫ ........................................ 110
АСТЕРОИДЫ ....................................114
МЕТЕОРИТЫ ....................................118
ОБРАЗОВАНИЕ
И ЭВОЛЮЦИЯ ПЛАНЕТ ..............122
СОЛНЦЕ ............................................ 128
СОЛНЕЧНАЯ АТМОСФЕРА........132
СОЛНЕЧНЫЙ ВЕТЕР.
СОЛНЕЧНО-ЗЕМНЫЕ СВЯЗИ . . .136
РАССТОЯНИЯ ДО ЗВЕЗД .............140
ОСНОВНЫЕ
ХАРАКТЕРИСТИКИ ЗВЕЗД .........142
КЛАССИФИКАЦИЯ ЗВЕЗД .........146
ДВОЙНЫЕ
И КРАТНЫЕ ЗВЕЗДЫ .....................150
ОБРАЗОВАНИЕ
И ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД ...................154
СКОПЛЕНИЯ ЗВ ЕЗД .......................158
МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА.................164
ОСТАТКИ ВСПЫШЕК
СВЕРХНОВЫХ ЗВЕЗД.....................172
МЛЕЧНЫЙ ПУТЬ .............................174
ЭВОЛЮЦИЯ ГАЛАКТИКИ...........178
БЛИЖАЙШИЕ ГАЛАКТИКИ ... .182
ЯДРА ГАЛАКТИК. КВАЗАРЫ ... .186
ПРИЛОЖ ЕНИЕ.................................190

4. Название науки «астрономия» произошло от двух гречес­
ких слов — «астрон» — звезда и «номос» — закон.
При этом под звездой понималось любое светило, так что
Солнце, Луна, кометы тоже попадали в сферу интереса ас­
трономии. Постепенно накапливались данные об измене­
ниях относительного положения звезд и планет, отмеча­
лись и описывались редкие события - затмения, вспышки
звезд, появление комет. Особенно редкие явления рассма­
тривались как предвестники серьезных катаклизмов.
Астрономические наблюдения позволили людям разрабо­
тать системы счета больших и малых промежутков време­
ни (календарь), а уже в наше время составили теорети­
ческую основу космической деятельности человека
с неоценимым практическим результатом — от слежения
за всевозможными природными процессами на Земле из
околоземного пространства до космических методов нави­
гации, спутниковой телевизионной связи и Интернета.
Многие глобальные земные проблемы решаются только
с использованием космической техники, и эта космичес­
кая, внеземная деятельность человека, начавшаяся в сере­
дине XX в., продолжает очень быстро развиваться.
Современная астрономия —это одна из естественных наук
физико-математического цикла. Она имеет свой предмет
исследования, чаще всего называемый «Вселенная». Она
переживает новую эпоху великих открытий, которые пре­
восходят сделанные в свое время Галилеем. Они приводят
к радикальным изменениям в научной картине мира.
Теория раздувающейся Вселенной, квантовая космоло­
гия расширили границы мегамира. Объектом интенсивно­
го изучения стали черные дыры, существование которых
во Вселенной предсказано общей теорией относительнос­
ти. А моделирование возможных сценариев развития
Вселенной позволяет по-новому, с космической точки зре­
ния оценить перспективы нашей собственной цивилиза­
ции, пути разрешения глобальных проблем современ­
ности. □

5. В основе взаимосвязи ме­
жду силами в природе ле­
жат следующие физиче­
ские законы и принципы:
принцип общей относи­
тельности (все фундамен­
тальные законы физики
всегда одинаковы в любых
системах отсчета и долж­
ны одинаково действовать
везде во Вселенной); прин­
цип постоянства скорости
света (в вакууме) в любых
системах отсчета; принцип
эквивалентности(никаки­
ми экспериментами невоз­
можно отличить поведе­
ние тел в системе отсчета,
движущейся с ускорением
от их нахождения в одно­
родном поле тяжести), й
Космическое пространство подобно гигантской физичес­
кой лаборатории, где эксперименты ставит сама Приро­
да, а результаты экспериментов можно наблюдать астроно­
мическими методами. □
Все, из чего состоит окружающий нас материальный мир,
принято разделять на вещество и поля. Вещество —это мо­
лекулы, атомы, а также элементарные частицы, которые
имеют определенную (ненулевую) массу в состоянии покоя
(электроны, протоны, нейтроны и многие другие частицы).
Из вещества состоим мы сами, а также планеты, звезды, га­
лактики, разреженная газовая среда между ними и т. д. Фи­
зические условия, в которых может находиться вещество
во Вселенной, исключительно разнообразны. Астрономы
исследуют и невероятно разреженный газ с плотностью
1 атом на тысячи кубических сантиметров, и нейтронные
звезды с плотностью сотни миллиардов килограммов на
1 см3, наблюдают излучение холодных облаков газа с темпе­
ратурой в несколько кельвинов (К) и сверхгорячие газовые
диски вокруг черных дыр с температурой в сотни милли­
онов кельвинов. Все эти среды изучаются физическими ме­
тодами. Существующие физические теории позволяют
описывать свойства вещества во всех этих гигантских диа­
пазонах плотностей и температур, которые невозможно
воспроизвести в земных лабораториях.
Поля —это особые виды материи. Они не осязаемы, но так­
же способны переносить энергию и взаимодействовать с ча­
стицами вещества. При определенных условиях поля могут
рождаться этими частицами и, в свою очередь, рождать их.
Примерами полей служат поле ядерных сил взаимодействия
между частицами внутри атомных ядер, электрические поля
зарядов, магнитные поля токов или (в общем случае) элек­
тромагнитные поля (электромагнитные колебания), к кото­
рым относятся и видимый свет, и рентгеновские лучи, и ра­
диоволны... Носители электромагнитных полей —кванты
излучения, или фотоны, всегда имеющие в вакууме одну и ту
же скорость —скорость света (300 тыс. км/с). Почти вся ин-

6. формация об астрономических объек­
тах получена благодаря приему испус­
каемых ими электромагнитных волн.
Особое место в физике и астрономии
занимает гравитационное поле: толь­
ко гравитация (тяготение) присуща
всем видам материи, без исключе­
ния,—и частицам, и полям. В одних
случаях гравитационное взаимодей­
ствие настолько слабо, что им можно
пренебречь (например, при рассмотре­
нии процессов внутри атомов), а в дру­
гих случаях, когда речь идет о больших
массах, именно гравитация определяет
свойства вещества (например, в звез­
дах). Пока в науке еще не создано еди­
ной теории поля, которая объединила
бы физико-математические описания
всех видов полей, однако уже сейчас
достаточно развиты теории различ­
ных полей, объясняющие весьма ши­
рокий класс многих наблюдаемых яв­
лений. В реальном мире взаимодействия вещества и полей
часто настолько сложны, что им трудно дать качественную,
а тем более количественную оценку, поэтому ученые обыч­
но создают упрощенные модели наблюдаемых явлений. □
Для прямой регистрации
гравитационных волн
необходимы
высокочувствительные
детекторы.
ВЕЩЕСТВО И ПОЛЯ находятся в состоянии непрерывного
взаимодействия. В физике известны всего четыре типа вза­
имодействия: гравитационное, электромагнитное, слабое
и сильное. Гравитационное взаимодействие универсально.
Оно существует между любыми формами материи —части­
цами и полями и не требует наличия каких-либо специфи­
ческих свойств (например, электрического или так называ­
емого «цветового» заряда). Второе по распространенности
в природе —электромагнитное взаимодействие —осущест­
вляется между электрически заряженными элементарны­
ми частицами с помощью квантов электромагнитного по­
л я—фотонов (частиц, движущихся со скоростью света).
Слабым взаимодействием называют процессы с участием
нейтрино (от ит. n e u trin o , уменьшит, от леиtro n e — нейтрон),
которые происходят между элементарными частицами, на­
зываемыми лептонами (электронами, мюонами, нейтрино),
и тяжелыми частицами —адронами (к ним относятся прото­
ны, нейтроны и т. д.). Это взаимодействие существует толь­
ко на малых расстояниях (<1013 см) между частицами.
Сильное взаимодействие возникает между частицами ядер
атомов и действует только внутри ядер, й

7. О с н о в н ы е
ФИЗИЧЕСКИЕ ЗАКОНЫ
Основной силой, с кото­
рой приходится иметь де­
ло физикам и астрономам
при изучении наблюдае­
мых явлений в космосе,
является гравитация.
Сформулированный Нью­
тоном закон всемирного
тяготения - фунда­
ментальный закон приро­
ды, который оказался
действительно универ­
сальным: он выполняется
как на Земле, так и на лю­
бых расстояниях от нее.
Тела падают на поверх­
ность Земли под действи­
ем той же силы, которая
удерживает Луну на ее
околоземной орбите, а
ускорения, с которыми
движутся планеты или ко­
меты, оказались строго
пропорциональными ве­
личине, обратной квадра­
ту их расстояния от цент­
ра Солнца. Однако
астрономам пришлось
иметь дело со столь силь­
ными гравитационными
полями (вблизи нейтрон­
ных звезд и черных дыр),
что ньютоновский закон
тяготения для них оказы­
вается уже непримени­
мым. В этом случая ас­
трономы используют
более общую физиче­
скую теорию гравитации
(ОТО). □
По своей сути законы физики являются феноменологиче­
скими, т.е. представляют собой обобщение данных, полу­
ченных в ходе эксперимента. Здесь вы познакомитесь с не­
которыми наиболее яркими проявлениями законов физики
в космосе, связанных с различными физическими взаимо­
действиями. □
НАБЛЮДАЯ АСТРОНОМИЧЕСКИЕ ЯВЛЕНИЯ, исследова­
тели сделали ряд важнейших физических открытий. Самый
известный пример —открытие закона всемирного тяготе­
ния, который был сформулирован Исааком Ньютоном на
основе изучения движений Луны и планет. Закон всемирно­
го тяготения широко используется в астрономии. На знании
этого закона основаны, например, прямые методы опреде­
ления масс космических объектов всех типов (от астерои­
дов до гигантских скоплений галактик), расчеты движения
в космосе как для естественных тел, так и для искусственно
созданных объектов, современные теории внутреннего
строения звезд и планет, а также космогонические теории
образования планет, звезд, галактик и крупномасштабной
структуры Вселенной.
В XIX в. триумфом закона всемирного тяготения Ньютона
стало предсказание и обнаружение новой планеты —плане­
ты Нептун по расчетам Джона Кауча Адамса и Урбена Ле-
верье.
Конечно, любой закон физики имеет ограниченную об­
ласть применения. Так, например, уравнения газового со­
стояния, полученные для идеальных газов, «не работают»
в недрах исключительно плотных звезд — белых карли­
ков и нейтронных звезд, да и вся классическая механика
Ньютона малопригодна для описания взаимодействия эле­
ментарных частиц, анализа внутриатомных процессов или
расчетов движения тел с околосветовыми скоростями. Уже
в первой половине XX в. ученые пришли к выводу, что за­
кон всемирного тяготения Ньютона можно рассматривать
лишь как предельный случай (пригодный только для слабых
гравитационных полей) более общей теории.

8. В 1916 г. Альберт Эйнштейн (1879—1955) на основе прин­
ципов эквивалентности и относительности обобщил тео­
рию тяготения Ньютона и сформулировал общую теорию
относительности (ОТО). Согласно ОТО, любая форма ма­
терии и ее движение являются источником гравитации, ко­
торая математически интерпретируется как изменение
геометрических свойств, как «искривление» простран­
ства-времени. Правильность представлений ОТО о тяго­
тении стала подтверждаться уже вскоре после ее создания.
В 1919 г. английский астрофизик Артур Стэнли Эддингтон
(1882-1944) наблюдал отклонения лучей света звезд в поле
тяготения Солнца, которые можно измерить, только когда
свет Солнца не мешает видеть звезды рядом с ним, т. е.
во время полного солнечного затмения. Измеренный угол
отклонения вблизи солнечного диска оказался равным око­
ло 2 (угловых секунд), как и следовало по теории Эйнштей­
на (по теории Ньютона этот угол должен быть вдвое мень­
шим). Более тонкий пример — объяснение наблюдаемого
смещения перигелия орбиты Меркурия на 43 в столетие
(перигелий —ближайшая к Солнцу точка орбиты небесного
тела, обращающегося вокруг него). В рамках теории Нью­
тона такое смещение объяснить не удавалось. Правда,
предлагалось искать еще одну внутреннюю планету, кото­
рой в действительности нет. На самом деле этот эффект но­
сит чисто релятивистский характер (слово «релятивист­
ский» означает, что
эффект может быть
правильно описан
только с использова­
нием теории относи­
тельности) и связан
с тем, что в ОТО си­
ла тяготения убыва­
ет с расстоянием не­
сколько медленнее,
чем по закону обрат­
ных квадратов.
На основе ОТО до­
казано существова­
ние гравитационных
волн —малых возму­
щений простран­
ства-времени, рас­
пространяющихся со
скоростью света. До­
казано, что гравита­
ционные волны пере-
К электромагнитным кос­
мическим явлениям, не
понятым до сих пор, от­
носятся космические гам­
ма-всплески, когда на
очень короткое время
в небе появляются и ис­
чезают источники гам­
ма-лучей, которые, как
выяснилось, связаны
с далекими галактиками.
Если источник излучает
по всем направлениям,
а не как прожектор, то
в этих всплесках за
10-100 с выделяется
электромагнитное излу­
чение с энергией, сравни­
мой с энергией покоя все­
го Солнца (около 1047Дж).
Не исключено, что меха­
низм генерации этой
энергии тесно связан
с наличием сверхсильных
магнитных полей в кос­
мической плазме вблизи
нейтронных звезд или
черных дыр. □
ЭдвинХаббл
у 48-дюймового
телескопа
в обсерватории
Маунт-Паломар.

9. По мере приближения ра­
диуса тела к Rg роль ре­
лятивистских эффектов
возрастает, а при R = Rg
возникает качественно
новая ситуация: удален­
ный наблюдатель пере­
стает получать с поверх­
ности тела какую-либо
информацию, так как для
этого ее следовало бы пе­
редавать со скоростью,
большей скорости света.
Для удаленного наблюда­
теля образуется, как го­
ворят, горизонт событий.
Появление горизонта со­
бытий означает образова­
ние черной дыры. □
Число типов релятивист­
ских частиц, т. е. частиц,
движущихся со световой
скоростью (какими явля­
ются легкие нейтрино),
определяет скорость па­
дения температуры веще­
ства в «ранней Вселен­
ной» со временем, а от
этого в конечном счете
зависит соотношение ме­
жду числом атомов сфор­
мировавшегося гелия и
водорода в «первые три
минуты» после начала
расширения. □
носят энергию и момент импульса. Они столь слабы, что зна­
чительную мощность излучения могут создавать лишь косми­
ческие тела больших (звездных) масс, движущиеся с околос-
ветовыми скоростями.
Наиболее известный пример космических источников гра­
витационных волн —двойные звездные системы, состоя­
щие из двух нейтронных звезд, вращающихся по вытяну­
тым орбитам вокруг общего центра тяжести с периодами
в несколько часов. Такие системы обнаружены среди двой­
ных нейтронных звезд, где одна нейтронная звезда из пары
является радиопульсаром, т. е. ее радиоизлучение имеет
импульсный характер.
Изучая периоды прихода импульсов от пульсара, можно
с помощью эффекта Доплера исследовать особенности
движения такой нейтронной звезды (этот эффект основан
на смещении длины волны спектральных линий в сторону
красного конца спектра при удалении источника излуче­
ния и в сторону синего конца спектра —при приближении
источника). Вследствие уноса энергии гравитационными
волнами орбитальный период этих систем должен постоян­
но уменьшаться. Такая закономерность была обнаружена
у ряда двойных пульсаров, хотя орбитальный период у них
изменяется на крайне малую величину—около одной деся­
титысячной доли секунды в год!
Именно общая теория относительности из-за универсаль­
ного характера тяготения легла в основу описания строе­
ния и эволюции Вселенной как целого. Еще в начале 20-х гг.
XX в. выдающийся советский математик и геофизик Алек­
сандр Александрович Фридман (1888—1925) показал, что
уравнения тяготения А. Эйнштейна имеют нестационар­
ные решения, которые легли в основу современной космо­
логии и позволили сделать вывод о нестационарности Все­
ленной как целого. Это означает, что расстояние между
любыми удаленными объектами, не связанными гравита­
ционно (например, удаленными галактиками), должно не­
прерывно изменяться во времени. Этот революционный
вывод вскоре подтвердил американский астроном Эдвин
Хаббл (1889—1953) результатами наблюдений красных
смещений в спектрах далеких галактик. □
ОСНОВНУЮ ИНФОРМАЦИЮ о космических объектах
несет переменное электромагнитное поле —электрома­
гнитные волны (фотоны), которые регистрируются на Зем­
ле. Генерация электромагнитных волн связана с ускорен­
ным движением электрических зарядов, в основном
электронов. В отличие от гравитационных волн, генерация
которых требует движения больших масс вещества, рожде­

10. ние электромагнитных волн в космосе происходит при хао­
тическом (тепловом) движении отдельных заряженных ча­
стиц космической плазмы, при энергетических переходах
возбужденных атомов и при захвате свободных электронов
ионами. Кроме того, важным источником электромагнит­
ного излучения во многих космических объектах являются
релятивистские (т. е. имеющие околосветовые скорости)
электроны, движущиеся в магнитном поле (синхротронное
излучение).
Нет ни одного свойства электромагнитных волн, которое
не проявилось бы в космических условиях. Например,
по эффекту «расщепления» спектральных атомных линий
в магнитном поле —хорошо известный в физике эффект Зе­
емана —определяют величину магнитного поля звезд. Сла­
бое магнитное поле в межзвездной среде (с напряженнос­
тью, в 1 млн раз меньшей, чем поле Земли) может быть
измерено путем наблюдения поворота плоскости поляриза­
ции электромагнитных волн от источников, «просвечиваю­
щих» межзвездную среду (так называемый эффект Фара­
дея, хорошо изученный в лабораторных экспериментах). □
Слабое взаимодействие играет исключительно важную
роль в эволюции звезд. Именно медленность основной
ядерной реакции в центре Солнца (взаимодействие двух
протонов, приводящее к образованию изотопа водоро­
да-дейтерия, позитрона и электронного нейтрино) объяс­
няет «долголетие» звезд типа Солнца (более 10 млрд лет).
Если бы эта реакция шла значительно быстрее, то судьба
звезд, их строение и продолжительность жизни были бы
совсем иными.
Нейтрино —слабо взаимодействующие с веществом части­
цы, поэтому для нейтрино звезды «прозрачны». Нейтри­
но —прямой свидетель ядерных реакций в центре Солнца,
поскольку поток частиц, рождающийся в солнечном ядре,
беспрепятственно распространяется по всем направлени­
ям со скоростью света. За 1 секунду Солнце покидают 1038
нейтрино, уносящих несколько процентов генерируемой
Пульсар - вращающаяся
нейтронная звезда.
Радиоизлучение
генерируется
в узком конусе, идущем
отее магнитных
полюсов.
Периодически попадая
в этотконус,
наблюдатель фиксирует
последовательность
радиоимпульсов
с периодом Р.

11. Отклонение луча
в гравитационном поле.
Видимое положение
звезды смещено на
малый угол по
сравнению с ее
положением
в отсутствие
тяготеющего тела (на
рисунке - Солнца).
Впервые
экспериментально
измерено в 1919 г.
Если на пути света от да­
лекого квазара к наблюда­
телю встречается другая
галактика, может возни­
кать эффект гравитацион­
ной линзы - вместо одно­
го изображения квазара
вокруг галактики-линзы
наблюдается несколько
его изображений («обра­
зов»), иногда заметно вы­
тянутых в дуги. Свет от
разных «образов» идет
разное время, поэтому,
изучая переменность в от­
дельных изображениях,
можно получить инфор­
мацию о массе галактики-
линзы и других физиче­
ских параметрах. □
Кажущееся положение
Я " звезды
Истинное положение звезды
Солнце
Земля
в термоядерных реакциях энергии. Поток нейтрино от
Солнца в настоящее время достоверно зарегистрирован,
однако он оказался примерно вдвое меньше ожидаемого.
Это различие, видимо, можно объяснить фундаментальны­
ми свойствами нейтрино как элементарной частицы.
В ходе эволюции звезд роль нейтрино в излучении энергии
усиливается, а у массивных звезд становится определяю­
щей на финальных этапах их существования. Нейтрино
уносит основную энергию массивной звезды на стадии
сверхновой, когда силам гравитации, сжимающим ядро
звезды, не могут противостоять ни давление горячей звезд­
ной плазмы, ни даже квантово-механическое давление
электронов. Происходит процесс нейтронизации вещества,
когда протоны соединяются с электронами, в результате че­
го образуются нейтроны и нейтрино. В процессе катастро­
фического сжатия (коллапса) центра звезды формируется
компактная нейтронная звезда с массой, приблизительно
равной массе Солнца, и радиусом около 10 км, а нейтрино
уносят практически всю освободившуюся энергию (при­
мерно 1046Дж).
Правильность наших представлений о процессах слабого
взаимодействия при коллапсе ядра звезды подтвердилась
регистрацией потока нейтрино от вспышки Сверхновой
1987А в Большом Магеллановом Облаке. □
Сильные (ядерные) взаимодействия обусловливают многие
важные ядерные реакции в недрах звезд и образование тя­
желых элементов. По современной теории «горячей Все­
ленной», возникновение основных химических элемен­
тов—водорода и гелия —завершилось еще на дозвездной
стадии эволюции Вселенной в эпоху, когда температура
плазмы была около 1млрд градусов. Более тяжелые элемен­
ты появились позже в ходе термоядерных реакций синтеза
в недрах звезд. Однако в результате этих реакций могут об­
разовываться химические элементы только до элементов
группы железа (кобальт, никель, железо). Дальнейший рост
атомного веса требует затрат энергии.
Более тяжелые элементы рождаются путем захвата ядрами
нейтронов (протон захватить невозможно из-за огромных
сил кулоновского отталкивания). Эти процессы происходят

12. во время вспышек сверхно­
вых звезд. Расчеты показы­
вают, что путем последова­
тельного захвата нейтронов
можно «сконструировать»
все стабильные элементы
таблицы Менделеева.
Ядерные силы определяют
специфическое состояние
сверхплотной материи ней­
тронных звезд. Действи­
тельно, при массе, прибли­
зительно равной массе
Солнца, и радиусе около
10 км средняя плотность
нейтронной звезды сравни­
ма с плотностью атомного
ядра (почти 1014г/см3). В не­
котором смысле нейтронная звезда представляет собой ги­
гантское электронейтральное атомное ядро. Принципиаль­
ное отличие, однако, состоит в том, что обычное ядро от
распада на составные части удерживают ядерные силы,
а нейтронная звезда существует благодаря колоссальной
гравитации собранного в ней вещества. Точного описания
поведения частиц вещества при таких плотностях в настоя­
щее время не получено: это невероятно сложная задача.
Однако на основе астрофизических наблюдений пульсаров
и рентгеновских источников удается восстановить многие
макроскопические свойства нейтронных звезд —их массы,
радиусы, скорости осевого вращения. В конечном счете,
зная эти характеристики, физика гравитационных и силь­
ных взаимодействий дает возможность теоретически опи­
сать физическое состояние недр нейтронных звезд. □
Эдвин Хаббл
у 48-дюймового
телескопа
в обсерватории
Маунт-Паломар.
Излучение нейтрино было
открыто не астрономами,
а в физической лаборато­
рии. Поскольку эта части­
ца уносила энергию, но
упорно ускользала от ре­
гистрации, сначала физи­
ки допускали «крамоль­
ную» мысль о том, что,
может быть, они обнару­
жили нарушение зако­
на сохранения энергии.
Прошло довольно много
времени, прежде чем ней­
трино заняло свое место
среди других элементар­
ных частиц, известных
науке. Считается, что оно
относится к тем частицам,
скорость которых всегда
равна скорости света. □
Фундаментальные взаимодействия и силы
Взаимодействие
Носитель
На что действует Сила
Гравитационные Любая форма материи Дальнодействующая
Электромагнитные
(фотоны)
Электрически заряженные
частицы
Дальнодействующая
Слабое
(W±, Z°-6o30Hbi)
Реакции между нуклонами и
лептонами с участием нейтрино
Короткодействующая
(s 1 0 16c m )
Сильное (глюоны) Между нуклонами и ядром
Короткодействующая
(s 10*13c m )
В физике известно всего
четыре вида
фундаментальных
взаимодействий
и связанных с ними сил
(см. табл.).

13. А с т р о н о м и я, квантовая
МЕХАНИКА И КОСМОФИЗИКА
Известны три типа ней­
трино (нейтрино - это ча­
стица, очень слабо взаимо­
действующая с веществом)
и соответствующих анти­
нейтрино - электронное,
мюонное и тау-нейтрино.
До недавнего времени
(середина 90-х гг. XX в.) в
прямом эксперименте не
удавалось получить точ­
ные ограничения возмож­
ного числа существую­
щих типов нейтрино.
Однако еще в 1969 г.
В.Ф. Шварцман доказал,
что это ограничение мо­
жет быть получено на ос­
нове анализа химическо­
го состава первичного
вещества, которое сущес­
твовало в природе до того,
как появились звезды. □
Исследуя звезды и изучая ранние стадии расширения Все­
ленной, астрономы столкнулись с необычным состояни­
ем вещества, которое нельзя понять и описать без использо­
вания квантовой теории и теории элементарных частиц. □
ЗАКОНЫ КВАНТОВОЙ МЕХАНИКИ приходится прини­
мать во внимание во многих случаях. Например, без учета
этих законов нельзя не только количественно рассчитать,
но и качественно объяснить, как выделяется энергия при
термоядерных реакциях в недрах звезд, а также понять
процессы, происходящие с вырожденными звездами —бе­
лыми карликами и нейтронными звездами.
В начале 30-х гг. XX в. благодаря работам крупнейших фи­
зиков (Чандрасекара, Фаулера, Ландау) стало ясно, что са­
мо существование компактных горячих звезд —белых кар­
ликов, открытых в начале XX в., обусловлено проявлением
специфических квантово-механических свойств вещества.
Действительно, любая звезда находится в состоянии равно­
весия, при котором действию силы тяжести, стремящейся
сжать звезду, противостоит сила давления упругого горяче­
го газа звезды. Так, в Солнце давление создается хаотичес­
ким движением частиц солнечной плазмы (протонов
и электронов), которая может рассматриваться как идеаль­
ный газ. Иное дело — белые карлики. Эти звезды с массой,
приблизительно равной массе Солнца, могут иметь радиу­
сы в сотни раз меньше солнечного! Следовательно, средняя
плотность вещества белых карликов иногда в миллион раз
(!) выше солнечной. Простые оценки показывают, что при
высоких плотностях просто необходимо учитывать кванто­
во-механические эффекты. Именно они объясняют устой­
чивость белых карликов.
Дело в том, что, согласно принципу Паули, в одном и том
же квантово-механическом состоянии могут находиться не
более двух электронов. В нормальных звездах число воз­
можных квантово-механических состояний во много раз
больше числа электронов, и они ведут себя так, как если бы
принципа Паули не существовало. По мере повышения

14. Астрономия, квантовая механика и космофизика
плотности вещества электроны постепенно занимают все
возможные квантовые состояния. Число этих состояний
велико, но не бесконечно: оно определяется плотностью ве­
щества. Пока остается много свободных состояний, элек­
тронный газ может рассматриваться как идеальный, одна­
ко когда «вакансий» для электронов не хватает, возникает
огромное давление, называемое квантово-механическим
давлением, которое, в отличие от давления идеального газа,
не связано с хаотическим движением частиц (т. е. с их тем­
пературой), а зависит только от плотности вещества. Такое
состояние называют вырожденным, а газ электронов —вы­
рожденным электронным газом. Именно давление вырож­
денного электронного газа противостоит силам гравитации
в белых карликах. Похожая физическая картина имеет ме­
сто в нейтронных звездах: для них, по принципу Паули, то­
же существует эффект квантово-механического вырожде­
ния, но уже не электронов, а нейтронов. □
С ФИЗИКОЙ ЭЛЕМЕНТАРНЫХ ЧАСТИЦ астрономия тесно
соприкасается и при исследовании Вселенной на ранних эта­
пах ее расширения. Согласно современным космологичес­
ким представлениям, миллиарды лет назад, до того, как в при­
роде появились первые поколения звезд и галактик, вещество
Вселенной представляло собой горячую плазму, плотность
и температура которой быстро падали по мере ее расшире­
ния. Уходя все глубже в прошлое, мы, таким образом, попада­
ем в эпоху очень высоких температур вещества (иными слова­
ми, в область весьма высоких энергий частиц). Это именно то,
чего добиваются физики-экспериментаторы, строя гигант­
ские ускорители элементарных частиц. Многое из того, что
пока недоступно проверке в земных условиях, может быть ко­
свенно проверено по следам процессов, происходивших на
ранних этапах существования Вселенной. Большую роль
в эволюции «ранней Вселенной» могли сыграть элементар­
ные частицы, еще не открытые в земных экспериментах.
Теория «ранней Вселенной» и современная физика элемен­
тарных частиц оказались, таким образом, тесно связанными
между собой. На стыке космологии и физики высоких энер­
гий возникло целое научное направление —космофизика,
изучающая поведение материи на начальных стадиях рас­
ширения Вселенной. В условиях сверхвысоких плотностей
и температур могли рождаться, распадаться и взаимодей­
ствовать между собой частицы, еще не открытые наукой.
Есть предположение, что такие частицы, слабо взаимодей­
ствующие с веществом, могут в настоящее время заключать
в себе основную массу во Вселенной —ее так называемую
скрытую массу. □
Астрономические наблю­
дения показывают, что в
современную эпоху рас­
ширение Вселенной про­
исходит с ускорением.
Такое возможно, если
большая часть энергии во
Вселенной находится в
необычной форме — ее
называют космологиче­
ской постоянной или
энергией вакуума, кото­
рая в больших масштабах
действует как отталкива­
ющая сила (антигравита­
ция). □
Темные пятна на диске
Луны («лунные моря»)
хорошо видны в бинокль
или даже
невооруженным глазом.

15. ТЕЛЕСКОПЫ
И ИХ ОПТИЧЕСКИЕ СХЕМЫ
Расстояние от объектива
до изображений беско­
нечно удаленных источ­
ников (в данном случае
звезд) называется фокус­
ным расстоянием объек­
тива (F), а расстояние от
окуляра до изображений
звезд выбирается равным
фокусному расстоянию
окуляра (f). Пользуясь
законами преломления
света, можно вывести
формулу, по которой вы­
числяется увеличение те­
лескопа (V):
__F
f '
В зависимости от окуляра
с одним и тем же объекти­
вом можно получать раз­
личные увеличения. Чем
больше увеличение, тем
(до определенного преде­
ла) более мелкие детали в
изображении можно уви­
деть, однако яркость изо­
бражения будет ниже. На
практике редко использу­
ют увеличения больше
150-200 раз. При наблю­
дениях с большими теле­
скопами свет фиксируется
различными приборами и
понятие увеличения вооб­
ще теряет смысл. □
Телескоп —основной прибор астрономических исследова­
ний. Большие телескопы представляют собой самые
крупные оптические устройства, с которыми работают уче­
ные. Любители астрономии имеют в своем распоряжении
маленькие телескопы, как правило сконструированные для
наблюдений небесных тел глазом. Все телескопы объединя­
ет общая задача: они созданы для изучения космических тел
в подробностях, не доступных невооруженному глазу. □
Невооруженному глазу доступны лишь несколько тысяч
астрономических объектов на небе —это неизмеримо ма­
лая часть всех космических тел, изучаемых астрономами.
Так что же необходимо сделать для того, чтобы увидеть бо­
лее слабые объекты?
Ответить на этот вопрос несложно, если вспомнить, что мы
видим окружающие предметы только потому, что они излу­
чают или отражают световые волны. Волны распространя­
ются во все стороны, часть их попадает в зрачок глаза, про­
ходит внутрь и вызывает ощущение света. Общеизвестно,
что, если света мало, наблюдаемый предмет виден плохо,
а если света будет еще меньше, предмет вообще перестанет
быть видимым. Следовательно, если каким-либо образом
увеличить количество света, попадающего в глаз от данно­
го источника, его видимость улучшится.
Прибором, позволяющим увеличить количество света,
и является телескоп. Свет попадает в глаз через зрачок,
размер которого бывает от 2 до 8 мм (он меняется в зависи­
мости от освещенности: чем меньше освещенность, тем
больше зрачок. Когда мы наблюдаем ночное небо, зрачок
расширяется до 6 —8 мм).
Телескопы имеют большие диаметры объективов (объек­
тив—это система линз или вогнутое зеркало), которые со­
бирают свет со всей своей поверхности и направляют его
на светочувствительные приемники или непосредственно
в глаз. Это и позволяет наблюдать очень слабые звезды
и другие объекты Вселенной. Самые слабые из них в сотни
миллионов раз слабее, чем видимые невооруженным гла-

16. зом. Правда, столь слабые светила наблюдают уже не визу­
ально, а с помощью специальных приборов, присоединен­
ных к телескопу.
При наблюдении небесных тел обычно стремятся увидеть
в них как можно более мелкие детали. Посмотрев на Луну
невооруженным глазом, мы видим на ее поверхности тем­
ные пятна. Сказать что-либо об их природе по внешнему
виду довольно трудно; хочется разглядеть на Луне более
мелкие подробности. Это стало бы возможно, если види­
мый размер Луны был гораздо больше. Пользуясь научной
терминологией, скажем: чтобы удалось рассмотреть более
мелкие детали, угол зрения, под которым видна Луна, дол­
жен увеличиться.
Угол зрения —это угол между прямыми линиями, проведен­
ными к краям наблюдаемого предмета. Самый простой спо­
соб увеличить угол, под которым виден предмет, —это при­
близиться к нему, но для астрономов такой путь нереален
(за исключением тех случаев, когда к телам Солнечной си­
стемы посылаются космические аппараты, снабженные оп­
тической аппаратурой).
Способность телескопа показывать (или регистрировать
с помощью приборов) слабые звезды называется его про­
ницающей силой, а способность различать мелкие дета­
ли —разрешающей силой, или разрешающей способнос­
тью. □
СХЕМА САМОГО ПРОСТОГО ТЕЛЕСКОПА показана на
рисунке (нижнее изображение). Объектив и окуляр телес­
копа—простые линзы из стекла, показанные в разрезе. Да­
леко слева нужно вообразить себе две звезды. Параллель­
ные пучки света от каждой из звезд проходят через
объектив, преломляются в нем и сходятся в точки в фокаль­
ной плоскости. Эти точки —изображения звезд. Далее пуч­
ки света вновь расходятся, проходят через окуляр, прелом­
ляются в нем и опять выходят из телескопа параллельными
пучками. Однако их свойства изменились: угол между ни­
ми стал больше, чем был до вхождения в объектив, а шири­
на уменьшилась. Далее пучки света входят в глаз наблюда­
теля (показанный также условно, в разрезе), преломляются
в хрусталике и других прозрачных средах глаза и сходятся
в точку на светочувствительной поверхности глаза —сет­
чатке, что и позволяет наблюдателю видеть две звезды.
Над схемой изображен ход пучков света от двух звезд при
их непосредственном наблюдении невооруженным глазом.
Видно, что расстояние между изображениями в глазу мень­
ше, чем при наблюдении в телескоп, меньше и ширина пуч­
ков, перехватываемых зрачком, поэтому эта пара звезд при
Слово «телескоп» ино­
странного происхождения,
его можно перевести как
«смотрю вдаль». С момен­
та изобретения телескопа в
1609 г. и до середины
XIX в. астрономы действи­
тельно наблюдали только
глазом. Такие наблюдения
называются визуальными.
С 1839 г. астрономы нача­
ли использовать фотогра­
фию, а в XX в. и фото­
электрические приемники
света. □
В первых телескопах
(в том числе сделанных
Галилеем) в качестве оку­
ляра использовалась не
положительная, а отрица­
тельная (т. е. рассеиваю­
щая свет) линза. Такой
окуляр давал прямые, не-
перевернутые изображе­
ния далеких объектов, но
качество изображения ос­
тавалось невысоким, а
поле зрения - маленьким.
Переход к собирающей
линзе в качестве окуляра
позволил значительно
расширить возможности
астрономических наблю­
дений. □

17. Пучки света
Объектив
Схема самого простого
телескопа:
F - фокусное расстояние
объектива:
f - фокусное расстояние
окуляра.
таком наблюдении будет ка­
заться более «тесной», а са­
ми звезды —более слабыми.
Впервые телескоп был при­
менен для астрономических
наблюдений в 1609 г. италь­
янским ученым Галилео Га­
лилеем. Зрительную трубу
изобрели немного раньше.
Первые телескопы содержа­
ли всего две линзы —объек­
тив и окуляр. Линзы в те­
лескопах (как и в других
оптических приборах) ис­
пользуются для того, чтобы изменить ход лучей света
в нужном направлении. Для этой цели можно применять
и другие оптические элементы —зеркала. В современных
крупных телескопах они —главный оптический элемент,
а линзы используются как вспомогательные части оптичес­
кой системы. Телескопы, в которых основная оптическая
деталь —объектив состоит из линз, называются рефракто­
рами (от лат. re fra c tio —преломление), или преломляющими
телескопами. Телескопы с объективом из одного или не­
скольких зеркал называются рефлекторами (от лат.
re fle c to —отражаю), или отражательными телескопами. Все
современные большие телескопы —рефлекторы. Если объ­
ектив телескопа состоит и из линз, и из зеркал, такой теле­
скоп называют катадиоптрической системой (отражатель-
но-преломляющей).
Ни один телескоп не дает идеального изображения наблю­
даемого участка неба. Искажения, вносимые телескопом,
называются аберрациями. Существуют аберрации различ­
ных типов. Они сводятся к окрашиванию изображения
(хроматическая аберрация), к его размыванию (потере рез­
кости) или искажению формы. За четырехсотлетнюю исто­
рию телескопических наблюдений было изобретено много
оптических систем телескопов, специально рассчитанных
таким образом, чтобы уменьшить аберрации. Мы рассмот­
рим главные системы телескопов. На рисунках оптические
части показаны в разрезе. Окуляр не изображен, предпола­
гается, что в фокальной плоскости находится фотопластин­
ка или другой приемник света.
Телескоп-рефрактор с двухлинзовым объективом. Оди­
ночная линза не может собрать в одну точку лучи света раз­
ных цветов вследствие того, что они преломляются в стекле
линзы по-разному. Говорят, что такой телескоп обладает
Глаз наблюдателя

18. сильной хроматической аберраци­
ей. Здесь возникает вопрос: нельзя
ли, комбинируя одну или несколько
линз, уменьшить окраску изобра­
жения? Математик Леонард Эйлер
(1707-1783) теоретически показал
в 1747 г., что такой объектив можно
построить из двух линз —положи­
тельной и отрицательной, сделан­
ных из различных сортов стекла.
Впервые изготовил его англичанин Доллонд в 1758 г. Две
линзы позволяют собрать в одну точку лучи двух цветов,
а остальные лучи собираются поблизости. Качество изо­
бражения в таких телескопах намного улучшилось, и, что
не менее важно, стало возможным делать телескопы более
короткими. Благодаря изобретению такого ахроматическо­
го (не дающего окраски) объектива телескопы-рефракторы
получили широкое распространение в XIX в. С их помо­
щью были открыты, например, спутники Марса, ближай­
шая плотная звезда —белый карлик
(спутник Сириуса) и многие другие
астрономические объекты.
Объектив
- ' I
Рефлектор Кассегрена,
или Ричи - Кретьена.
Рефлекторы Ньютона
и Кассегрена использу­
ются для наблюдений от­
дельных объектов, когда
не требуется большого
поля зрения, а нужно за­
регистрировать предель­
но слабые или предельно
малые объекты.
Коррекционная пластинка
Объектив
Телескоп Шмидта.
Линзы-мениски
Рефлектор Ньютона изобретен
в 1668 г. английским ученым Исаа­
ком Ньютоном. Объектив телеско­
п а —вогнутое зеркало, имеющее
в разрезе форму участка сферы или
параболы (параболическое зеркало
дает более четкое изображение,
но такое зеркало труднее изгото­
вить). Чтобы вывести пучок света
на приемник, на его пути ставят
плоское, «диагональное» зеркало.
Если главное зеркало велико по
сравнению с приемником света,
можно обойтись и без диагонального зеркала, расположив
приемник перед зеркалом, в точке фокуса. Такой телескоп
дает очень хорошее изображение звезды, но только в том
случае, если звезда находится на оси симметрии зеркала
и наблюдатель видит звезду в центре поля зрения. Если те­
лескоп навести так, что звезда окажется не в центре поля,
ее изображение станет плохим —размытым и несиммет­
ричным. С удалением от центра качество изображения
ухудшается очень быстро. Лучи света всех цветов отража­
ются от зеркала одинаково, поэтому рефлектор не имеет
хроматической аберрации.
Объектив
7
Двухменисковый
телескоп Максутова.
Зеленая вертикальная
черта - фокальная
плоскость.

19. Так выглядит современ­
ный полупроводниковый
приемник излучения
(ПЗС-матрица), способ­
ный «чувствовать» от­
дельные фотоны, попа­
дающие на его
светочувствительные
элементы.
ПЗС-матрица обычно
устанавливается в фоку­
се телескопа, так что
объектив «строит» на ней
изображение исследуе­
мого объекта.
Прибор охлаждается
до низких температур
для уменьшения помех.
Данная матрица была ус­
тановлена на телескопе
VLT. Она содержит около
4 млн отдельных элемен­
тов (пикселов) размером
по 24 мкм каждый.
Ее полный размер -
49 х 49 мм. Для сравне­
ния слева помещена мо­
нета.
Изображение,
воспринимаемое матри­
цей, воспроизводится
и обрабатывается с по­
мощью компьютера.
Рефлектор Ричи — Кретьена был изобретен американ­
ским ученым Джорджем Уиллисом Ричи (1864—1945) и (не­
зависимо) французским ученым Анри Кретьеном
(1879 —1956). У этого рефлектора оба зеркала —гиперболи­
ческие. Такой телескоп не дает идеального изображения ни
в одной точке поля зрения, но зато качество изображения
по сравнению с рефлекторами Ньютона и Кассегрена ста­
новится удовлетворительным на большем поле зрения.
Большинство современных крупных рефлекторов, включая
космический телескоп «Хаббл», построены по этой схеме.
Телескоп Шмидта (катадиоптрическая система). Изобретен
в 1932 г. эстонским оптиком Бернхардтом Шмидтом
(1879—1935). Передняя линза (коррекционная пластинка)
имеет сложную форму, но малую оптическую силу ввиду
большого фокусного расстояния. Телескоп может быть со­
ставной, как ахроматический объектив. Главное зеркало
имеет форму сферы. Центр передней линзы совпадает
с центром сферы главного зеркала. Такая комбинация по­
зволяет получить хорошие изображения на значительном
поле зрения. Телескоп Шмидта применяется для фотогра­
фирования объектов, имеющих значительный угловой раз­
мер (например, туманности), или для получения снимков
больших областей неба. Все современные фотографиче­
ские обзоры неба выполнены на телескопах системы
Шмидта.
Телескоп Максутова (катадиоптрическая система) был изо­
бретен в 1941 г. советским оптиком Дмитрием Дмитриеви­
чем Максутовым (1896—1964). Существует большое число
разновидностей этой оптической системы. Мы рассмотрим
двухменисковый телескоп Максутова, состоящий из четы­
рех компонентов. Сначала свет проходит через две линзы,
называемые менисками (отрицательные линзы с малой оп­
тической силой). Поверхности менисков сферические. Да­
лее свет отражается от главного зеркала, а перед самой фо­
кальной плоскостью проходит еще через
одну линзу. Эта конструкция обладает все­
ми достоинствами телескопа Шмидта и,
кроме того, имеет плоскую фокальную по­
верхность. Система Максутова очень попу­
лярна среди любителей, однако такой теле­
скоп не может быть изготовлен столь же
крупных размеров, как телескоп Шмидта. □
САМЫЕ КРУПНЫЕ из существующих те­
лескопов имеют зеркальные объективы
размером 8 —10 м. Строятся и проектиру­
ются новые телескопы еще больших разме­

20. ров. Основная сложность здесь —изготовление зеркала
с формой поверхности, которая с очень высокой степенью
точности следует расчетной. Чем больше площадь зеркала,
тем труднее этого достичь, особенно если учесть, что при
изменении температуры или при изменении положения
зеркального объектива его поверхность может деформиро­
ваться. Для больших телескопов задача изготовления высо­
кокачественного объектива довольно непроста, даже если
учитывать возможности современной оптической техники.
Однако качественно изготовленный объектив еще не га­
рантирует эффективной работы телескопа. Обеспечить
нормальную работу наземного телескопа могут только на­
дежная механическая конструкция и правильная установ­
ка телескопа, ведь телескоп —это не только оптический,
но и сложный механический прибор. Объекты наблюдения
могут находиться в любой точке неба. Все они в своем су­
точном движении перемещаются по небу с востока к запа­
ду. Механическая конструкция телескопа должна позво­
лять быстро найти нужное место на небе, навести на него
телескоп и сохранять направление на движущийся объект
все время экспозиции, которая может составлять несколь­
ко часов. При этом необходимо, чтобы конструкция телес­
копа дала возможность сохранять взаимное расположение
всех его частей в любом положении трубы телескопа, не­
смотря на неизбежную деформацию деталей при измене­
нии наклона трубы. Постройка крупного телескопа требует
использования самых совершенных технологий в машино­
строении.
Проницающая и разрешающая силы телескопа зависят от
размера изображения звезд в фокусе объектива. Свет от
звезд проходит сквозь атмосферу, которая никогда не быва­
ет абсолютно спокойной. В результате изображение звезды
выглядит как размытое, волнующееся, часто разноцветное
пятно. Размер этого пятна намного больше, чем тот, что со­
здает оптическая система самого телескопа в отсутствие ат­
мосферы. Стало быть, именно атмосфера ограничивает воз­
можности любого сколько-нибудь крупного и даже среднего
телескопа. Прежде чем строить обсерваторию, специалисты
выбирают место с наилучшими атмосферными условиями,
позволяющими реализовать высокую разрешающую спо­
собность инструмента. Как правило, обсерватории строят
в горных районах.
Существуют оптические системы, которые «чувствуют»
изменения направления лучей в атмосфере и компенсиру­
ют это с помощью специальных оптических устройств, ме­
няющих направление лучей от звезды внутри телескопа
До второй ПОЛОВИНЫ
XIX в. астрономические
наблюдения производи­
лись исключительно ви­
зуально. Глаз - отличный
приемник света, создан­
ный природой. Вобычных
условиях глаз реагирует
на поток света примерно
1000 фотонов в секунду.
В полной темноте чувст­
вительность глаза увели­
чивается еще в несколько
раз. С другой стороны,
при большой освещенно­
сти чувствительность гла­
за понижается в десятки
тысяч раз. Это свойство
глаза дает возможность
человеку получать зри­
тельную информацию
в огромном диапазоне ос­
вещенностей (максимальная
воспринимаемая глазом ос­
вещенность больше ми­
нимальной воспринимае­
мой глазом освещенности
в 100 млрд раз). Ни один со­
зданный человеком прибор
не может здесь сравниться
с глазом, поэтому зрение иг­
рает незаменимую роль
вжизни человека. □

21. Космический телескоп
«Хаббл», работающий
на околоземной орбите,
в момент его запуска
с грузового отсека
космического корабля.
Размер зеркального объ­
ектива этого телескопа -
2,4 м.
Разрешающая способность
телескопа - около 0,1.
так, чтобы они «сходились» в фокусе в кружок как можно
меньшего размера. Такие системы называют адаптивной
оптикой (слово «адаптивный» можно перевести как «при­
спосабливающийся»). Адаптивные системы заметно улуч­
шают качество изображения, но не могут применяться при
всех видах наблюдений.
Второй фактор, связанный с атмосферой и ограничиваю­
щий возможности телескопа, обусловлен низкой прозрач­
ностью или даже полной непрозрачностью атмосферы для
лучей определенных длин волн. Хорошо проходит через ат­
мосферу только видимый свет (хуже —фотоны инфракрас­
ного света с длинами волн до 8 —13 мкм). Через атмосферу
проникают и радиоволны с длинами волн от 1 см до 10 м,
но для их приема используют не оптические, а радиотелес­
копы.
С развитием космической техники у астрономов появилась
возможность выносить телескопы за пределы атмосферы.
Такие космические телескопы по внешнему виду мало похо­
жи на наземные, хотя часто имеют сходные оптические схе-

22. мы. В космосе работали и работают астрономические обсер­
ватории самого различного назначения.
Первое и самое главное преимущество космических
телескопов заключается в том, что за пределами атмосфе­
ры могут приниматься излучения, не доходящие до Земли
или доходящие в сильно ослабленном виде. Только косми­
ческие телескопы позволили исследовать небо в гамма-,
рентгеновском, жестком ультрафиолетовом и далеком ин­
фракрасном диапазонах спектра. Было обнаружено много
источников излучения, о существовании которых раньше
даже не подозревали. Вообще наше представление о мире
было бы очень неполным, не будь у нас возможности на­
блюдать из космоса не доходящее до Земли излучение кос­
мических тел. Второе преимущество наблюдений из космо­
с а —возможность реализовать высокую разрешающую
и проницающую силу из-за отсутствия атмосферных по­
мех. Так, космический телескоп «Хаббл», работающий на
околоземной орбите с 1994 г., позволил наблюдать объекты
до звездной величины 29 —30. Его разрешающая способ­
ность около 0,1" (угловой секунды). Наблюдать столь сла­
бые объекты с поверхности Земли практически невоз­
можно. □
Регистрация электриче­
ских зарядов, накаплива­
ющихся в пикселах ПЗС
представляет собой слож­
ную задачу. Приложив
электрическое поле, мож­
но «передвигать» свобод­
ные заряды от пиксела к
пикселу вдоль ряда пик­
селов, а также и от ряда к
ряду. В результате на вы­
ходе электронной изме­
рительной схемы появля­
ются импульсы, величина
каждого из которых про­
порциональна заряду со­
ответствующего пиксела.
Эти величины можно за­
писать с помощью компь­
ютера, а затем обработать
данную информацию. □
Чтобы правильно выбрать телескоп для выполнения тех или
иных научных программ, необходимо знать его оптические
характеристики. Очень важная характеристика — размер
поля зрения, т.е. размер той области неба, резкое изобра­
жение которой телескоп может построить в фокусе объек­
тива (точнее, в его фокальной плоскости, проходящей через
точку фокуса). Большую роль играет освещенность изобра­
жения протяженного объекта, например туманности, в фо­
кальной плоскости телескопа. (Освещенность — это мощ­
ность световой энергии, приходящей на единицу площади
изображения.)
Возможности телескопа наблюдать мелкие детали небес­
ных тел и очень слабые источники света на небе во многом
зависят от того, насколько высоко создаваемое объективом
качество изображения. Показателем качества является уг­
ловой размер изображения бесконечно удаленной светя­
щейся точки (звезды): чем он меньше, тем изображение луч­
ше. Телескоп «видит» звезду не как бесконечно малую
точку, а как светящийся диск определенного углового раз­
мера. Главные причины, ограничивающие качество изобра­
жения —волновые свойства света и атмосферные условия.
Вот почему огромное значение уделяется выбору такого ме­
ста установки телескопа, где отрицательное влияние атмо­
сферы на качество изображения было бы минимальным.
Приемник света - неотъе­
млемая часть телескопа,
определяющая успех ис­
следования не в меньшей
степени, чем собственно
телескоп. Например, поя­
вление ПЗС позволило
наблюдать в десятки раз
более слабые объекты,
чем это было возможно с
помощью фотографии, а
также в два-три раза уве­
личить точность опреде­
ления параллаксов (т. е.
расстояний до звезд) с
помощью тех же самых
телескопов. На большин­
стве крупных телескопов
фотография уже не при­
меняется. □

23. БТА (Большой телескоп
азимутальный) -
крупнейший телескоп
в России.
В правой нижней части
снимка видны силуэты
людей: на фоне такой
громадной конструкции
они едва различимы.
Диаметр зеркального
объектива телескопа - 6 м.
Установлен на высоте
около 2 км в северном
предгорье
Большого Кавказского
хребта (Нижний Архыз,
Карачаево-Черкесия).
Телескоп используется
в основном для спект­
ральных наблюдений сла­
бых небесных объектов.
Еще одна характеристика — проницающая сила телеско­
па, т.е. предельная звёздная величина звезд, различимых
с помощью данного телескопа при наблюдениях в зените.
С помощью современных телескопов получаются фотогра­
фии звёздного неба, на которых видны звезды 22 —24-й
звёздной величины.
ОТЛИЧИТЕЛЬНОЙ ОСОБЕННОСТЬЮ профессиональ­
ных астрономических наблюдений является то, что они не
производятся визуально. Для визуальных наблюдений из­
готавливаются только небольш ие—любительские или
учебные —телескопы. Как правило, объекты, исследуемые
астрономами, слишком слабы, чтобы их можно было уви­
деть в телескоп, предназначенный для визуальных наблю­
дений, поэтому на смену визуальным телескопическим на­
блюдениям сначала пришла астрономическая фотография,
а затем появились различные фотоэлектрические прием­
ники излучения.
Астрономическая фотогра­
фия используется до настоя­
щего времени. Основа фото­
графии-способность света
вызывать химические реак­
ции. Роль светочувствитель­
ного вещества в фотографии
играет бромистое серебро.
При изготовлении фотогра­
фической эмульсии малень­
кие (около 0,002 мм) крис­
таллы бромистого серебра
распределяют в жидкой мас­
се прозрачного органическо­
го вещества (желатины). За­
тем эмульсию наносят на
подложку (стекло или про­
зрачную пленку), где она
затвердевает. Астрономы ис­
пользуют, как правило, фото­
пластинки: на них проще про­
извести точные измерения и,
кроме того, они лучше сохра­
няются.
Если на фотоэмульсию пада­
ет свет, некоторые молекулы
бромистого серебра разру­
шаются и образуют атомы
серебра. Чем больше фото­