Излучения: прием и анализ

ИзлученияИзлучения: прием и анализ
Величины потоков излучения. Информацию о явлениях и процессах, происходящих в окружающей Вселенной, астрономы получают путем регистрации электромагнитного излучения, которое приходит от космических объектов. До сих пор мы рассматривали его как электромагнитные волны определенной длины (или частоты), но можно представить его и как частицы, называемые фотонами. Но за пределами земной атмосферы такой же телескоп способен улавливать сигналы от объектов, в 40 раз более слабых (до 28m).

 

С 40-х годов XX в. успешно используют фотоэлектронные умножители, в которых поток фотонов, поступающего от небесного светила, преобразуется в электрический ток. Фотоэлектронный умножитель (ФЭУ) - это стеклянный прозрачный баллон, в котором создан вакуум и в который вмонтированы фотокатод, эмиттеры или диноды - общим числом до двух десятков - и анод. Все они имеют выводы, на которые подаются все возрастающие электрические потенциалы. Электрон, вырванный вследствие фотоэффекта с фотокатода, ускоряется в электрическом поле, ударяется о поверхность первого эмиттера и выбивает из него несколько электронов, которые, в свою очередь, движутся в направлению второго эмиттера, ударяются о него и выбивают еще больше электронов и т.д.
В итоге количество электронов, попадающих на анод, будет в 10б-109 раз больше исходного количества, вырванной из катода.
С начала 70-х годов в астрономии применяют приемники, действие которых основано на присущем всем полупроводникам явлении внутреннего фотоэффекта. Для снижения шумов прибор охлаждают до температуры жидкого азота (77 К). Одним из вариантов таких фотоприемников являются приборы с зарядовой связью (ПЗС, англоязычная аббревиатура CCD). Здесь электроны, высвободившиеся при поглощении веществом фотонов, хранятся в отдельных элементах кремниевой кристаллической пластинки - в пикселах, а считывающее устройство подсчитывает и регистрирует величину накопленного реального заряда.
Благодаря применению ПЗС предельная звездная величина, которую, в частности, можно зарегистрировать на 5-метровом рефлекторе, возросла с 25m до 28m, то есть стало возможным регистрировать потоки в 16 раз слабее, чем раньше. Чтобы достичь такого прогресса со старыми (фотографическими) приемниками, пришлось бы построить оптический телескоп с диаметром зеркала 31м.
3. Вспомогательные приборы. Само по себе изображение объекта, полученное в фокусе телескопа, особенно если это далекая звезда, не несет важной информации, раскрывающей его природу. Для того чтобы получить эту информацию, астрономы используют самые разнообразные вспомогательные приборы. Самыми известными среди них являются спектрографы. Изучая спектры космических тел, можно узнать о химическом составе, температуру, наличие и величины электрических и магнитных полей этих объектов, скорость их движения в пространстве и тому подобное.
Очень часто наблюдения проводят с применением светофильтров, с помощью которых выделяют излучение объектов в отдельных диапазонах спектра.
Сконструирован электронно-оптические преобразователи (ЭОП), благодаря которым инфракрасное изображение трансформируется в видимое. Самый ЭОП напоминает однокаскадный фотоумножителей, в котором анод изготовлен в виде цилиндрической трубки, выполняющей функции фокусирующей системы. Фотоэлектроны свободно проходят сквозь нее и, попадая на экран, покрытый люминофором (сульфидом цинка или кадмия), резко тормозятся. При этом экран начинает светиться (флуоресцировать). Таким образом электронное изображение преобразуется в световое, которое затем фотографируют.
С 1950-х годов в астрономии используют телевизионный метод наблюдений слабых объектов, что дает большой выигрыш во времени. Этот метод позволяет значительно усиливать слабые по яркости объекты, передавать их изображения от телескопа в лабораторное помещение, увеличивать масштаб изображения, его контрастность и яркость, рассматривать это изображение или фотографировать его.
Благодаря телевизионному метода появилась спекл-интерферометрия - метод получения моментального изображения объекта (за несколько сотых долей секунды), диаметр которого близок к дифракционного. Тем самым устраняется эффект рассеивания световых лучей на неоднородностях земной атмосферы, а потому можно не только выявлять двойственность отдельных астрономических объектов, но и оценивать основные параметры таких систем.
Самые разнообразные вспомогательные устройства и методы регистрации энергии разработан для позаоптичних диапазонов спектра. Опишем кратко принцип работы нейтринного телескопа, т.е. детектора нейтрино, приходящие к Земле от Солнца и других звезд. В 1967 г. в США на глубине 1 490 м была смонтирована установка (горизонтальный цилиндрический бак длиной около 14 м и диаметром 6 м), содержащий 400 ООО л (615 т) С2С14. После каждых 100 дней работы через него пропускают 20 000 л газообразного гелия, который захватывает с собой изотопы 37Аr. Далее в угольных фильтрах атомы аргона поглощаются, их распад и регистрируется счетчиками.
Другие нейтринные детекторы смонтировано, в частности, в шахтах по добыче золота на глубине 3 км в Южно-Африканской Республике и на глубине 2 км в Южной Индии. Нейтринной обсерватории построено в недрах горы Андирчи неподалеку от Эльбруса в Кабардино Балкарии.
Следует также отметить крупнейшие японские нейтринные детекторы, установленные в 200 км от Токио: «Камиоканде" и "Суперкамиоканде» с чувствительностью, в 100 раз выше предыдущего. Последний можно по праву назвать нейтринным телескопом, ведь с его помощью получены первые нейтринное изображения Солнца.