Выполнил: Пелих Д. А.
Группа: 6193

Содержание:

Одним погожим летним деньком 1837 года, два немецких астронома Вильгельм Бир и Иоганн Генрих Медлер обсуждали преимущества обсерватории на Луне, уже тогда было понятно, что в космосе помехи атмосферы будут не так значительны, а наблюдения куда более точны.

Но только в 1946 году американский астрофизик-теоретик Лайман Спитцер предложил телескоп в космосе, за 11 лет до того, как Советский Союз запустил первый спутник. Первыми действующими космическими телескопами стали американская орбитальная астрономическая обсерватория ОАО-2, запущенная в 1968 году, и Советский ультрафиолетовый телескоп Orion 1 на борту космической станции "Салют-1" в 1971 году.

После плотного обсуждения в 1960 - х и 70-х годах создания большого телескопа, которому не будет мешать атмосфера Земли, таким стал космический телескоп Хаббл, открывший сотни экзопланет, показавший множество живописных галактик, космических событий и расширивший горизонты нашего взгляда в космос.

На смену Хабблу пришел космический телескоп Джеймса Вебба, зеркало которого превышает диаметр зеркала Хаббла почти в три раза. После Джеймса Вебба ученые планируют отправить в космос Космический телескоп высокого разрешения (HDST), но это пока только в планах. Как бы то ни было, на долю космических телескопов приходится и будет приходиться большая часть открытий человечества в глубоком космосе.

* Телескоп «Хаббл» —автоматическая обсерватория на орбите вокруг Земли, совместный проект НАСА и Европейского космического агентства.

Размещение телескопа в космосе даёт возможность регистрировать электромагнитное излучение в диапазонах, в которых земная атмосфера непрозрачна; в первую очередь — в инфракрасном диапазоне. Благодаря отсутствию влияния атмосферы разрешающая способность телескопа в 7—10 раз больше, чем у аналогичного телескопа, расположенного на Земле.

Обсерватории на Земле частично искажают электромагнитное излучение из-за атмосферы. А космический телескоп не подвержен ни мерцанию, ни световому загрязнению от искусственных источников света на Земле. В результате угловое разрешение космических телескопов зачастую значительно выше, чем у наземного телескопа с аналогичной апертурой. Однако многие более крупные наземные телескопы уменьшают атмосферные эффекты с помощью адаптивной оптики.


Рабочие диапазоны длин волн космических и наземных обсерваторий сравниваются с окнами прозрачности атмосферы Космическая астрономия имеет более важное значение для частотных диапазонов, которые находятся за пределами оптического и радиодиапазона, не сильно ослабленных атмосферой. Например, рентгеновская астрономия почти невозможна с Земли и достигла своего нынешнего значения в астрономии только благодаря орбитальным рентгеновским телескопам, таким как телескоп Чандра и обсерватория XMM-Newton. С инфракрасным и ультрафиолетовым диапазонами примерно то же самое.

Способность устройства различать мелкие детали.

Способность собирать свет и противостоять дифракционному размытию деталей изображения.

Технология, используемая для повышения производительности оптических систем за счет уменьшения влияния входящих искажений волнового фронта путем деформации зеркала с целью компенсации искажений.

Космические телескопы гораздо дороже в строительстве, чем наземные телескопы. Из-за их расположения космические телескопы также чрезвычайно трудно обслуживать. Космический телескоп Хаббла обслуживался космическим кораблем, но большинство космических телескопов вообще не могут обслуживаться.

Передача сигналов с космического аппарата на Землю проблемна, т.к. энергетические возможности бортовой аппаратуры ограничены, а в зоне приёмных антенн на земле велик уровень помех, что не позволяет повышать чувствительность приёмников. Указанная проблема частично решается применением узконаправленных параболических антенн и корреляционным анализом принимаемого сигнала на высокоскоростных ЭВМ. Дело в том, вероятность события, что две антенны ультракоротковолнового диапазона, удалённые на расстояния в несколько тысяч километров, примут один и тот же сигнал земного происхождения, крайне мала, так как ультракороткие волны распространяются лишь в зоне прямой видимости. В то же время сигнал от космического аппарата будет действовать на обе антенны одинаково. Таким образом, результатом свёртки сигналов, принятых двумя антеннами, будет именно сигнал от космического аппарата. Целесообразно применение для дальней космической связи спутников-ретрансляторов. Они находятся достаточно далеко от Земли и практически не подвержены техногенным помехам. Кроме того, сигнал от удалённого космического аппарата не ослабляется атмосферой Земли

КРЫШКА ДИАФРАГМЫ

ПРИБОРНЫЙ
ОТСЕК

Поскольку для дальней космической связи используются узконаправленные антенны, необходимо строго выдерживать ориентацию космического аппарата на Землю. Для этого аппараты оснащают автономными системами ориентации, независимыми от радиосигналов. Чаще всего — ориентация оптическими датчиками с узкополосными светофильтрами, реагирующими на излучения Солнца и ярких звёзд (Канопуса, Сириуса). Поскольку ширина луча радиоволн от аппарата, находящегося даже в районе Сатурна, уже существенно больше диаметра орбиты Земли, точное «прицеливание» на Землю не требуется — достаточно лишь передавать сигнал в направлении Солнца.

11 - КИЛЛАГРАМОВЫЕ СОЛНЕЧНЫЕ БАТАРЕИ, ПРЕОБРАЗУЮЩИЕ СОЛНЕЧНЫЙ СВЕТ В 5,68 ЭНЕРГИИ ДЛЯ ПИТАНИЯ ТЕЛЕСКОПА

Размер главного зеркала ограничен размером транспортного средства, перевозящего его на орбиту

Оптический блок космического телескопа состоит из двух зеркал, поддерживающих элементов и конструкции фокальной плоскости.
Телескоп использует систему, в которой два зеркала формируют изображение в максимально возможном поле зрения

Спектральный анализ

Перед объективом телескопа разместим стеклянную призму. После прохождения света через данную призму направление световых лучей изменится. Чем короче длина световой волны, тем сильнее изменится направление. Это происходит, потому что призма по-разному преломляет лучи различных длин волн. В результате изображение каждой звезды в фокальной плоскости будет представлять полоску спектра. В современных телескопах для получения спектров отдельных источников используют специальные приборы — спектрографы. Их щель устанавливается в фокальной плоскости объектива. Спектры получаются при отражении света от дифракционной решетки, пришедшей на смену стеклянной призме.

Полную информацию об источнике дают анализы спектров. В каждом участке спектра собирается излучение с конкретной длиной волны. Вид спектра и распределение энергии в нем зависят от температуры, химического состава и физических свойств источника, а также от скорости и направления его движения относительно наблюдателя

Когда волна излучается движущимся источником, то ее длина изменяется. В оптике длина волны света от приближающегося источника уменьшается, а от удаляющегося возрастает. Это изменение длин волн сказывается на положении спектральных линий. Они смещаются в синюю или красную сторону спектра в зависимости от скорости приближения или удаления источника. Данное явление называется эффектом Доплера.

Диски звезд невозможно рассмотреть в телескопы, так как до них очень большое расстояние. Благодаря звездным интерферометрам угловые размеры небольшого числа звезд все-таки получилось измерить.

Зачастую диаметры звезд оценивают теоретически по известной температуре и светимости.

Мощность излучения горячего тела, т.е. его светимость, пропорциональна произведению абсолютной температуры в четвертой степени на площадь поверхности. Это закон Стефана — Больцмана.