WWW.DISSERS.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА

   Добро пожаловать!


Pages:     || 2 |
НАУКИ О ЗЕ МЛЕ НАУКИ О ЗЕ МЛЕ ПОЧЕМУ АСТРОНОМИЧЕСКИЕ ОБСЕРВАТОРИИ РАСПОЛОЖЕНЫ В ГОРАХ В. Г. КОРНИЛОВ Московский государственный университет им. М.В. Ломоносова ВВЕДЕНИЕ Все, что мы знаем о звездах, Солнце, планетах, других WHY ASTRONOMICAL OBSERVATORIES астрономических объектах, нашей Вселенной, порожARE LOCATED ON MOUNTAINS дено наблюдениями. Долгие века астрономы могли наблюдать небесные объекты только глазом, сначала неV. G. KORNILOV вооруженным, затем с помощью телескопов. Начиная с середины нынешнего столетия, возможности наблюAstronomy has always been an observational дателей стали стремительно расширяться за счет освоеscience and will forever remain being one.

ния новых диапазонов электромагнитных волн.

Astronomical observatories form the basis of В 1932 году было открыто радиоизлучение от астроastronomy. Why astronomers tend to build номических объектов, через 10–15 лет начались радиоtheir observatories on high mountains World астрономические исследования, а в 50-х годах XX века – активные наблюдения в инфракрасном диапазоне. Эти experience and the case of the Tien Shan obserдиапазоны были освоены первыми не случайно: для их vatory elucidate the current situation in optical излучения атмосфера Земли практически прозрачна. И astronomy.

наконец, с появлением космических обсерваторий астрономический арсенал пополнился ультрафиолетоАстрономия всегда была наблюдательной вым, рентгеновским и гамма-излучениями.

наукой и всегда останется таковой. Базой Но и теперь, в начале XXI века, наблюдения в опастрономической науки являются астро- тическом диапазоне занимают особое положение. Период споров, нужны ли наземные наблюдения в оптиномические обсерватории. Чем вызвано ческом диапазоне, почти закончился. Несмотря на стремление астрономов располагать свои успешно продолжающуюся миссию космического теобсерватории высоко в горах Изложение лескопа Хаббла, строятся новые большие оптические мирового опыта и пример Тянь-Шаньской телескопы. Всего в мире насчитывается около сотни астрономических обсерваторий, число их неуклонно обсерватории проясняют современную сирастет. Примерно 20 обсерваторий обладает телескопатуацию в оптической астрономии.

ми с диаметром главного зеркала больше 3 м. В начале XXI века число больших телескопов должно удвоиться.

Казалось бы, что астрономические обсерватории, обладающие телескопами с зеркалами 1–3 м, обречены.

Однако Вселенная многообразна, и часто для решения определенных задач астрономии нужны не столько крупные инструменты, сколько определенные условия для проведения наблюдений.

В горах Северного Тянь-Шаня на высоте около 3000 м расположена Тянь-Шаньская астрономичесwww.issep.rssi.ru кая обсерватория. Каковы специфика этой обсерватории и ее перспективы Для их понимания необходимо КОРНИЛОВ В.Г. ПОЧЕМУ АСТРОНОМИЧЕСКИЕ ОБСЕРВАТОРИИ РАСПОЛОЖЕНЫ В ГОРАХ Корнилов В.Г., © НАУКИ О ЗЕ МЛЕ выяснить общие особенности наземных оптических альным. Причем различие многократно превышает донаблюдений звезд и других астрономических объектов. стигнутую в то время точность угловых измерений.

Теоретические исследования Лапласа связали велиГЛАВНАЯ ОСОБЕННОСТЬ НАЗЕМНЫХ чину рефракции с величиной экстинкции – ослаблеОПТИЧЕСКИХ НАБЛЮДЕНИЙ нием света при прохождении им через атмосферу. Теория экстинкции Лапласа была математической, не Как и другие науки, астрономия разделяется на более рассматривала физических источников этого явления.

узкие направления, определяемые, с одной стороны, Позже лорд Рэлей дал убедительное обоснование того, объектами исследований, с другой – методами исслечто основная причина ослабления света в атмосфере – дований. Оптическая астрономия как исследование это так называемое молекулярное рассеяние. Рассеянебесных тел и явлений на основе данных наблюдений ние – это отклонение некой доли света в сторону от в оптическом диапазоне спектра (примерно от 300 до первоначального, основного направления распростра900 нм) в своем арсенале имеет разнообразную приемнения. Но поскольку единственным прибором для изную и измерительную аппаратуру. Тем не менее назнамерения блеска звезд тогда был глаз наблюдателя, а чение этой аппаратуры одинаково – измерение тех или ошибки таких измерений сравнимы с величиной осиных характеристик падающего на зеркало телескопа лабления, то большого внимания явление ослабления света.

света не вызывало.

Диапазон световых потоков от астрономических В земной атмосфере кроме молекулярного имеется объектов чрезвычайно велик. От самого яркого источрассеяние света на аэрозолях – мельчайших частицах ника – Солнца до самых слабых наблюдаемых объекпыли, сажи, воды, взвешенных в воздухе. Светящиеся тов он составляет около 60 звездных величин, или 1024.

ореолы вокруг ярких объектов возникают вследствие При этом есть существенная особенность, важная и именно этого рассеяния, оно также вызывает ослаблепри наблюдениях Солнца, и при наблюдениях слабейние света. Содержание аэрозолей в атмосфере меняется, ших объектов: наземные наблюдения осуществляются поэтому и вызываемые ими эффекты также переменны.

сквозь атмосферу Земли. Хотя нам крайне повезло, что Кроме того, земная атмосфера не является одноземная атмосфера практически прозрачна для оптичеродной средой с плавно меняющимися характеристиского диапазона электромагнитных волн, однако ее ками. Турбулентное перемешивание слоев воздуха, влиянием на проходящий сквозь нее свет пренебрегать имеющих различную температуру, приводит к хаотичнельзя.



ному появлению областей более холодного или более Интуитивно понятно, что, чем тоньше земная аттеплого воздуха размерами от миллиметров до сотен мосфера на луче зрения телескопа, тем меньше ее влияметров. Эти температурные неоднородности вызывают ние на исследуемое излучение. Следовательно, распосоответствующие изменения коэффициента преломлеложив телескоп высоко в горах, можно уменьшить ния воздуха. Проходя через эти неоднородности первовлияние атмосферы Земли. Но действительно ли разначально плоский фронт световой волны искажается.

мещение астрономических обсерваторий высоко в гоНерегулярные искажения волнового фронта приводят рах принесет ощутимый выигрыш для наблюдений к случайным смещениям изображения звезды (изобраЭтот вопрос в практическом значении не поднижение как бы дрожит), нерегулярным расплываниям мался до середины XIX века. Выбор места для обсерваизображения (эффект характерен для средних и крупторий определялся тогда только близостью к научноных телескопов), хаотическому изменению яркости изокультурным центрам. И действительно, почти все оббражения (мерцание звезд).

серватории, основанные до середины XIX столетия, находятся в университетских городах.

ПЕРВЫЕ ВЫСОКОГОРНЫЕ ОБСЕРВАТОРИИ Описанные выше эффекты были хорошо известны ВЛИЯНИЕ ЗЕМНОЙ АТМОСФЕРЫ НА СВЕТ астрономам-наблюдателям, однако специально они не ОТ АСТРОНОМИЧЕСКИХ ОБЪЕКТОВ исследовались, поскольку несильно меняли качество Первые исследования влияния атмосферы на проходя- наблюдений. Связано это с тем, что наблюдения прощее через нее световое излучение были проведены еще водились визуальными методами на малых телескопах в XVII–XVIII веках. Практический интерес тогда вы- (диаметром менее 0,5 м, если не считать телескопов зывало явление астрономической рефракции, связан- Гершеля). Уникальные особенности механизма зрения ное с изменением коэффициента преломления воздуха позволяют различать малоконтрастные детали изобрас высотой. Вследствие рефракции измеренное направ- жения в громадном диапазоне яркостей, игнорировать ление на астрономический объект не совпадает с ре- дрожание изображения в широкой полосе частот, СОРОСОВСКИЙ ОБРАЗОВАТЕЛЬНЫЙ ЖУРНАЛ, ТОМ 7, №4, НАУКИ О ЗЕ МЛЕ усреднять мгновенные значения блеска, то есть не- НАЧАЛО ЭРЫ ФОТОЭЛЕКТРИЧЕСКИХ сколько корректировать искажающее действие земной ПРИЕМНИКОВ СВЕТА атмосферы.

Хотя первые применения приемников излучения с внешним и внутренним фотоэффектом приходятся на Во второй половине XIX века положение с оценкой 20–30-е годы XX века, широкое применение их для асвлияния атмосферы на астрономические наблюдения трономических наблюдений в оптическом и ближнем стало меняться. Появились факторы, изменившие отинфракрасном диапазонах началось в конце 40-х годов ношение астрономов к выбору места для установки тепосле появления первых промышленных фотоумножилескопов. Это начало широкого применения фотогрателей. Высокая чувствительность, линейность и низкий фии как объективного регистратора света и появление шум этих приборов сделали возможным в принципе более крупных и, следовательно, более дорогих телепроводить измерения потока света от звезд с любой наскопов.

перед заданной точностью.

Применение фотографии широко раздвинуло возОднако выяснилось, что даже при совершенно чисможности наблюдений, однако быстро выяснилось, том небе ослабление света в атмосфере испытывает нечто влияние атмосферы их ограничивает. Рассеяние регулярные вариации величиной до нескольких проценсвета небесных и земных источников повышает яртов на временах от минут и более. В первую очередь это кость ночного неба. Это фоновое излучение мешает исвызывается изменением количества аэрозолей на луче следовать слабейшие астрономические источники, тазрения телескопа. Нетрудно было предположить и затем кие, как туманности и слабые галактики. Кроме того, доказать, что величина этих вариаций соотносится с обрассеяние на аэрозолях снижает контраст изображещим ослаблением света, вызванным рассеянием на аэния, и его слабые детали пропадают в рассеянном свете розолях. Теперь и у астрономов, исследующих звезды ярких частей наблюдаемого объекта. И наконец, эфметодами фотометрии, появилась насущная потребфекты искажения волнового фронта заметно снижают ность устанавливать свои телескопы как можно выше.

разрешающую и проницающую возможность телеско- Так, например, обсерватория Китт-Пик, США (2100 м), пов (изображение на фотографии оказывается сущест- создавалась в 1952 году именно для фотоэлектрических венно большим и влияние фона неба усиливается). измерений блеска звезд. Как правило, высокоточная фотометрия развивалась в тех обсерваториях, в которых Проведенные в то время исследования (хотя они проводились также и солнечные исследования.

были скорее качественными, чем количественными) Еще более жесткие требования к характеристикам показали, что мешающее влияние атмосферы можно земной атмосферы существуют при наблюдениях в инослабить, располагая телескопы в горах. К тому же разфракрасном диапазоне длин волн. Дело в том, что маловитие транспорта и связи уже позволяло астрономичезаметное в видимом диапазоне поглощение излучения ским обсерваториям находиться вдали от городов. Успарами воды становится в инфракрасном диапазоне пехи астрономии и телескопостроения стимулировали преобладающим, а в некоторых его областях делает атпостановку новых наблюдательных задач и организамосферу практически непрозрачной. Величина поглоцию новых обсерваторий. В результате практически все щения и ее вариации сильно зависят от количества паобсерватории, основанные в конце XIX и первой полоров воды на луче зрения. Количество водяных паров вине XX века, находятся в горах на высоте от 1 до 2 км.





сильно различается от времени года и места на Земле.

Естественно, высокогорные районы обладают в этом Первые действительно высокогорные обсерватосмысле наилучшими характеристиками.

рии были созданы для солнечных исследований в попытке значительно уменьшить рассеяние света в зем- Самая высокогорная обсерватория в мире сейчас ной атмосфере. Именно рассеяние солнечного света, находится на Гавайях, на атолле Мауна-Кеа. Там на вымешающее изучать такие феномены, как солнечная ко- соте свыше 4000 м расположены крупнейшие телескорона и протуберанцы, заставляет астрономов ехать ку- пы многих стран мира, в том числе и специальные телескопы для инфракрасных исследований.

да угодно, лишь бы наблюдать их в момент солнечного затмения. Подъем на высоту от 2 до 3 км (пик дю Миди Мы практически не коснулись другого существенво Франции, Сакраменто пик в США, Кадайканал в ного фактора, а именно качества изображений, то есть Индии) действительно позволил исследователям Солн- величины размытия атмосферой изображения астроца получить новые значительные результаты, особенно номических объектов. Для многих задач оптической после того, как французский астроном Лио нашел эф- астрономии главной является именно эта характеристифективный способ борьбы с рассеянием света в самих ка места наблюдения: исследование предельно слабых солнечных телескопах. объектов, достижение высокого углового разрешения, КОРНИЛОВ В.Г. ПОЧЕМУ АСТРОНОМИЧЕСКИЕ ОБСЕРВАТОРИИ РАСПОЛОЖЕНЫ В ГОРАХ НАУКИ О ЗЕ МЛЕ спектроскопия высокого разрешения, – но и качество Результаты исследований прозрачности атмосфеизображения, как правило, лучше на высокогорных ры показали, что ослабление света, вызванное аэрозообсерваториях. лями, в большинство ясных дней и ночей составляет всего 0,02–0,03. Вследствие этого изменения прозрачТЯНЬ-ШАНЬСКАЯ ВЫСОКОГОРНАЯ ности на временах от минут до часов составляют только ЭКСПЕДИЦИЯ ГАИШ доли процента. Наилучшая прозрачность и максимальное количество ясной погоды приходится на осеннеС 1 июля 1957 года началась масштабная международзимний период. Обычно превосходные условия изредная программа ЮНЕСКО – Международный геофизика могут сильно ухудшаться из-за некоторых глобальческий год (МГГ). Значительная часть программы МГГ ных явлений. Например, в течение года после извержебыла выполнена на астрономических обсерваториях.

ния вулкана Пинатубо (Филиппины, 1991 год) не было Проводились солнечные исследования и другие астрони одного безореольного дня и величина ослабления номические наблюдения, связанные с геофизическисвета аэрозолями не опускалась ниже 0,10. Подобное ми явлениями. В июле астрономы Государственного ухудшение прозрачности атмосферы было отмечено на астрономического института им. П.К. Штернберга многих обсерваториях мира.

МГУ (ГАИШ) выехали в экспедицию для проведения В 1972 году был установлен кудэ-рефрактор фирмы наблюдений по этой программе. В задачу экспедиции “ОПТОН” для наблюдений активных областей на входили исследования теллурических линий (спектСолнце с уникальным фильтром на водородную линию ральных линий, образующихся в спектре Солнца при Н. В течение 20 лет он использовался в сети оповещепоглощении солнечного излучения молекулами земной ния и прогноза протонных вспышек для космических атмосферы), непрерывного спектра Солнца и природы полетов.

противосияния. Для наблюдений была выбрана сравнительно ровная площадка высокогорного пастбища В 1966 году в экспедиции был установлен небольна высоте около 2900 м над уровнем моря, располо- шой телескоп-рефлектор с диаметром зеркала 0,5 м для женная в горах Северного Тянь-Шаня в 40 км от горо- фотоэлектрических измерений блеска звезд. Первые да Алма-Ата. От астрономов казахстанского Астрофи- же наблюдения подтвердили наличие прекрасных усзического института им. В.Г. Фесенкова было известно ловий для фотоэлектрической фотометрии и спектроо хороших условиях для наблюдений в этих местах не- фотометрии. В 1983 году был смонтирован второй тасмотря на близость крупного города. кой же телескоп АЗТ-14.

Место оказалось удачным. Действительно, здесь На установленных телескопах с помощью фотобыли нередки безореольные дни, то есть такие дни, электрических многоцветных фотометров (обычно искогда небо вблизи диска Солнца обладало практически такой же яркостью, что и на значительном удалении.

Потери света Это свидетельствовало о почти полном отсутствии аэ1,розолей в атмосфере на высотах выше наблюдательной площадки. Конечно, молекулярное рассеяние уменьша0,ется на высоте 3000 м только на 25%, но оно рассеивает H2O свет практически во все стороны и поэтому в отличие от 0,рассеяния на аэрозолях не дает ореола. Для наблюдений были установлены небольшой бесщелевой спектроOграф, горизонтальный солнечный телескоп, внезатмен0,ный коронограф, 8-дюймовый рефрактор и другие неH2O H2O большие астрономические приборы.

Pages:     || 2 |










© 2011 www.dissers.ru - «Бесплатная электронная библиотека»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.