- •Елабужский государственный педагогический университет Сахабиев и.А.
- •Тема: методы астрофизики
- •§ 1 Задачи и основные разделы астрофизики
- •§ 2 Принципы астрофотометрии.
- •§3 Оптические телескопы
- •1)Собрать как можно больше света, приходящего от небесных светил, создать их изображение.
- •2)Создать по возможности наиболее резкое изображение объекта, чтобы можно было выделять излучение от отдельных его деталей, а также измерять угловые расстояния между ними.
- •§4 Радиотелескопы
- •§4 Исследования с космических аппаратов
- •§5 Определение физических свойств небесных тел по их спектрам
- •1. Линейчатый спектр испускания. Он состоит из отдельных спектральных линий, т. Е. Длины волн излучений имеют ряд строго определенных значений. Такой спектр дает любой разреженный газ.
- •§ 6. Эффект Доплера, Зеемана и Штарка.
- •Тема: солнце
- •§ 1. Общие сведения о Солнце
- •§ 2. Солнечная постоянная и ее измерение
- •§ 3. Внутренне строение и атмосфера Солнца
- •§ 4. Внешние слои солнечной атмосферы
- •§ 4. Активные образования в солнечной атмосфере
- •§ 5. Цикл солнечной активности
- •Тема: звезды
- •§1. Нормальные звезды
- •§2. Спектры нормальных звезд и спектральная классификация
- •§3. Диаграмма спектр - светимость
- •§4. Размеры звезд.
- •§5. Массы и плотность звезд.
- •§6. Физические условия в недрах и строение звезд
- •§ 7. Модели звезд
- •§8. Двойные звезды
- •§9. Физически переменные звезды
- •Тема: наша галактика
- •§ 1 Объекты нашей Галактики.
- •§ 2 Распределение звезд в Галактике
- •§ 3 Звездные скопления
- •§ 4 Пространственные скорости звезд и движение Солнечной системы
- •§ 5 Вращение Галактики
- •§ 6 Межзвездная пыль
- •§ 7 Межзвездный газ
- •§ 8 Космические лучи
- •§ 9 Общая структура Галактики
- •§ 1 Классификация галактик и их спектры
- •§ 2 Определение размеров, расстояний и масс галактик.
- •§ 3 Радиогалактики и квазары.
- •§1 Вопросы происхождения и эволюции небесных тел
- •§2 Происхождение и эволюция звезд.
- •§3 Происхождение плане. Гипотезы Канта Лапласа и Джинса, Шмидта.
- •§4 Понятие о космологии
- •§ 1. Задачи и основные разделы астрофизики..................2
- •§ 2. Принципы астрофотометрии...............................2
- •§ 7. Модели звезд..........................................29
§4 Радиотелескопы
Радиоизлучение небесных светил воспринимается радиотелескопами, которые состоят из антенны и чувствительного радиоприемника с усилителем (радиометра). Доходящее до Земли радиоизлучение подавляющего большинства небесных тел очень мало. Чтобы измерить радиоизлучение такой мощности, используют антенны с полезной площадью в десятки и сотни тысяч квадратных метров.
Конструкции антенн весьма разнообразны. Для приема миллиметровых и сантиметровых волн применяются сплошные металлические зеркала (отражатели) параболической формы диаметром в несколько десятков метров. Радиоволны дециметрового и метрового диапазона хорошо принимаются отражателями в виде каркаса примерно параболической формы, покрытого металлической сеткой, что позволяет увеличить диаметр антенны до 100 м.
В фокусе сплошного или сетчатого отражателя установлен облучатель, который принимает сфокусированные отражателем радиоволны и передает сигналы на радиометр. Параболические антенны до 100 м в диаметре устанавливаются на опорах и могут быть направлены почти на любой участок неба.
Отражатели наиболее крупных радиотелескопов, рассчитанных на прием широкого диапазона длин волн, собираются из плоских металлических зеркал, расположенных сплошной полосой формы параболического сегмента. Такие радиотелескопы неподвижны (стационарны), а их облучатели могут перемещаться в небольших пределах. Самый крупный стационарный радиотелескоп изготовлен в Советском Союзе. (РАТАН-600, радиотелескоп академии наук диаметром 600 м).
Каждая антенна характеризуется углом направленности, определяющим разрешающую способность радиотелескопа. Мощность, воспринимаемая антенной, будет наибольшей (P) при расположении радиоисточника на электрической оси антенны, в направлении ее наибольшей чувствительности. Электрическаяось близка по направлению к главной оптическойоси параболической антенны и к перпендикуляру, восставленному к плоскости прямоугольной антенны.
При удалении источника радиоизлучения от электрической оси антенны на угол =/2 мощность становится равной Р/2. Угол называется углом направленности антенны по половинной мощности. Разрешающая способность радиотелескопа примерно равна углу направленности по половинной мощности .Для параболической или сферической антенны = 1,22 /D рад =
=4200/ /D=251640// /D где длина радиоволны и D – диаметр антенны.
У радиотелескопов разрешающая способность значительно ниже, чем у оптических телескопов. Так, у 6-метрового оптического рефлектора 0 //,02, а у радиотелескопа PATAH-600 даже при = 8 мм = 251640// 0,008 / 600=3//.
Однако если радиоизлучатели источника одновременно воспринимается двумя антеннами, расположенными на некотором расстоянии друг от друга и подающими сигналы на один радиометр, то такие радиотелескопы образуют радиоинтерферометр, база которого равна этому расстоянию. Вследствие интерференции радиосигналов разрешающая способность возрастает, так как в этом случае = 251640// /L где L – длина базы интерферометра.
В настоящее время используются радиоинтерферометры со сверхдлинной базой в тысячи километров.
В июле 1979 г. впервые бал создан космический радиоинтерферометр, состоящий из установленного на советской орбитальной станции «Салют-6» радиотелескопа КРТ-10 (космической радиотелескоп с 10-метровой сетчатой антенной) и наземного 70-метрового радиотелескопа (под Евпаторией). Длина базы этого радиоинтерферометра была почти 13000 км.
Разрешающая способность радиоинтерферометров со сверхдлинной базой достигает 0”,0001.