Форум » Разное » Астрономия » Ответить
Астрономия
milstar: SN 2006gy: самая яркая сверхновая http://www.astronet.ru/db/msg/1221962 Авторы и права: Рентгеновские лучи: НАСА / Рентгеновская обсерватория Чандра, Натан Смит, Вейдонг Ли (Калифорнийский университет в Беркли) и др.; Инфракрасный диапазон: Ликская обсерватория/Калифорнийский университет в Беркли/ Дж.Блум, К. Хансен Перевод: Д.Ю.Цветков Пояснение: Взрыв звезды, занесенный в каталог как сверхновая SN 2006gy, можно увидеть на этом широкоугольном изображении (слева) галактики NGC 1260, в которой произошла вспышка, и на увеличенном виде области около ядра галактики (вверху справа). Действительно, если учесть, что расстояние до сверхновой составляет около 240 миллионов световых лет, ее светимость оказывается гораздо выше, чем у всех ранее открытых сверхновых, и она сохраняла высокую светимость дольше, чем другие сверхновые (по видимому блеску, который в максимуме был равен около 14 звездной величины, эта сверхновая не выделяется среди других - прим. пер.). Наблюдения телескопа Чандра, показанные на нижней правой картинке, позволили определить яркость сверхновой в рентгеновских лучах и могут рассматриваться как подтверждение теории, объясняющей вспышку SN 2006gy взрывом звезды, масса которой более чем в сто раз превосходит массу Солнца. Астрономы предполагают, что в такой исключительно массивной звезде причиной нестабильности, приводящей к разрушению ядра звезды, может стать образование пар вещество-антивещество. В этом случае после взрыва, в отличие от других вспышек массивных звезд, не должно остаться ни нейтронной звезды, ни даже черной дыры. Очень интересно, что аналогом звезды, взрыв которой наблюдался как сверхновая SN 2006gy, в нашей Галактике вполне может быть хорошо известная исключительно массивная звезда Эта Киля. ########## 1.SN2006GY - 10 ^44 джоулей 2. Краката́у - 0.84 *10^18 джоулей Краката́у мощнейшее извержение 1883 года разрушило остров и вулкан. Объём материала, выброшенного взрывом, составил около 18 км³ 200 мегатонн тротила. Supernoma SN2006gy (animation) https://www.youtube.com/watch?v=UZDNK70OMjk #### SN 2005ap was an extremely energetic type II supernova in the galaxy SDSS J130115.12+274327.5. It is reported to be the brightest supernova yet recorded, twice as bright as the previous record holder, SN 2006gy http://mcdonaldobservatory.org/news/releases/2007/1010.html http://iopscience.iop.org/1538-4357/668/2/L99/pdf/1538-4357_668_2_L99.pdf
milstar: В настоящее время самая большая из известных карликовых планет - 136199 Эрида, которая еще до прошлой недели называлась 2003 UB313. Эрида немного больше Плутона, но ее орбита пролегает примерно в два раза дальше от Солнца, чем орбита Плутона. Эрида показана на этом изображении, полученном 10-метровым телескопом Кека на Гавайских островах (США). Как и у Плутона, у Эриды есть спутник, который был официально назван Международным Астрономическим Союзом (136199) Эрида I (Дисномия). Дисномия видна на этом снимке справа от Эриды. Карликовые планеты Плутон и Эрида представляют собой транснептуновые объекты, орбиты которых находятся в поясе Койпера, за орбитой Нептуна. Эрис была открыта в 2003 году, и вероятно, состоит из замерзших водяного льда и метана. Так как недавно решением МАС статус Плутона был понижен с планеты до карликовой планеты, ему также было присвоено новое цифровое обозначение: (134340) Плутон. Кроме этих объектов, в настоящее время только (1) Церера является официально зарегистрированной карликовой планетой. http://www.astronet.ru/db/msg/1216382 Карликовая планета Эрида обращается по орбите вокруг Солнца и в настоящий момент удалена от него на расстояние, вдвое большее, чем Плутон. По оценкам, масса Эриды оказалась на 27 процентов превышающей массу Плутона. Масса была посчитана на основе измерений периода обращения спутника Эриды, Дисномии. Изображения наземного телескопа Кека в совокупности с изображениями космического телескопа им. Хаббла свидетельствуют, что Дисномия обращается вокруг Эриды по почти круговой орбите с периодом 16 земных суток. Даже год назад, когда Эриду обозначали как 2003 UB313, инфракрасные изображения показывали, что она действительно крупнее Плутона. Плоскость орбиты Эриды сильно наклонена к плоскости орбит планет Солнечной системы. На сегодняшней картинке показан рисунок художника, на котором Эрида вместе Дисномией движутся вокруг далекого для них Солнца. Пока нет планов по запуску кораблей к Эриде. Хотя имеется автоматический корабль Новые Горизонты, который летит к Плутону и который недавно пролетел Юпитер. http://www.astronet.ru/db/msg/1222539
milstar: Физические свойства карликовых планет Доклад http://lnfm1.sai.msu.ru/grav/russian/life/chteniya/sagi2007/carlikitext.pdf "Карликовая планета" – небесное тело, которое (a) обращается вокруг Солнца, (b) имеет достаточную массу, для того, чтобы самогравитация превосходила твердотельные силы и тело могло принять гидростатически равновесную (близкую к сферической) форму, (c) не очищает окрестности своей орбиты и (d) не является спутником (планеты). Карликовые планеты Церера, Плутон, Эрида Все остальные объекты, обращающиеся вокруг Солнца, охватываются понятием "Малые тела Солнечной системы". Это астероиды, кометы, почти все транснептунные объекты, исключая спутники планет.
milstar: Объект был обнаружен почти в афелии – на самом дальнем расстоянии от Солнца 97 а.е. – и имел видимую величину V = 18.5. Период обращения объекта вокруг Солнца составляет 560 лет, поэтому он достигнет ближайшего расстояния от Солнца в перигелии 37.8 а.е. только в 2257 г. Видимая фотометрия на 1.3-м SMARTS телескопе и инфракрасная фотометрия (Gemini North Observatory) показали очень высокую отражательную способность. Космический телескоп Хаббла уточнил геометрическое альбедо и размер Эриды. Отражательная способность из-за замерзшего метана составляет 0.85 ± 0.07. Размер Эриды превышает диаметр Плутона только на 5% и составляет примерно (2400 ± 100) км (диаметр Плутона 2306 км). В спектре ближней инфракрасной области Эриды доминируют линии абсорбции метана, т.е. объект в значительной степени подобен Плутону. Его поверхность покрыта твердым замерзшим метаном и представляет собой смесь камня и льда. В ближней инфракрасной области присутствуют линии азота N2 и окиси углерода CO, свойственные Плутону, а также линии углекислого газа CO2, присутствующие на Тритоне. Основным отличием в видимой части спектра является то, что поверхность Плутона в среднем красная, в то время как новый объект почти серый. Различие можно объяснить тем, что новый объект на расстоянии в 3 раза большем, чем Плутон, является более холодным, и метановый лед более равномерно покрывает поверхность. Поэтому альбедо более однородно по поверхности и равно или выше, чем у Плутона. Открытие объекта на таком большом расстоянии от Солнца (97 а.е.) представляет более низкотемпературную лабораторию для изучения явлений, свойственных Плутону – замораживание атмосферы, химию льда, фазовые переходы азота. Температурные вариации от афелия к перигелию даже более экстремальны, чем у Плутона. http://lnfm1.sai.msu.ru/grav/russian/life/chteniya/sagi2007/carlikitext.pdf Итак, общие свойства карликовых планет следуют из самого определения – тела обладают достаточной массой , чтобы тело могло принять гидростатички равновесную форму. Нижняя граница массы и размер тела не определены, но для трех указанных тел она порядка 10 21 – 1022 кг. По орбитальным характеристикам они принадлежат различным классам орбит, а именно, Главному астероидному поясу, поясу Койпера и рассеянному поясу, т.е. тела, подвергшиеся дифференциации слоев и переработке на основе происходящих внутри процессов, присутствуют во всех областях Солнечной системы. Этим они отличаются от астероидов и других транснептунных объектов, которые представляют собой остатки первичной материи, не подвергшийся переработке и сохранившихся в неизменном виде со времени образования Солнечной системы. Изучение процессов, кокторые могли привести к гидростатическому равновесию при разных условиях образования, освещенности, солнечного излучения и температур – выделяет эти объекты в один класс, число объектов которого может возрасти в ближайшие годы до 45 и более членов.
milstar: Зонд «Гюйгенс» был запущен в 1997 году в связке с космическим аппаратом «Кассини». 25 декабря 2004 года зонд отделился от своего носителя и начал самостоятельное движение к Титану. 14 января 2005 года зонд «Гюйгенс» успешно вошёл в атмосферу Титана, совершил посадку на его поверхность и в течение нескольких часов передавал информацию. «Гюйгенс», в частности, сделал фотографию поверхности Титана, который стал самым удаленным от Земли сфотографированным объектом. Раньше этот рекорд принадлежал Марсу. Кроме того, зонд записал звуки ветра на Титане. foto http://metkere.com/2013/02/titanphoto.html zwuki na powerxnosti titana http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Cassini-Huygens/Sounds_of_an_alien_world Тита́н (др.-греч. Τιτάν) — крупнейший спутник Сатурна, второй по величине спутник в Солнечной системе (после спутника Юпитера Ганимеда), является единственным, кроме Земли, телом в Солнечной системе, для которого доказано существование жидкости на поверхности[7][8], и единственным спутником планеты, обладающим плотной атмосферой. Титан стал первым известным спутником Сатурна — в 1655 году его обнаружил голландский астроном Христиан Гюйгенс[9]. Диаметр Титана — 5152 км, это на 50 % больше, чем у Луны, при этом Титан на 80 % превосходит спутник Земли по массе. Титан также превосходит размерами планету Меркурий, хотя и уступает ей по массе. Сила тяжести на нём составляет приблизительно одну седьмую земной. Масса Титана составляет 95 % массы всех спутников Сатурна. https://ru.wikipedia.org/wiki/Титан_(спутник)
milstar: 14.01.2005. Посадка Гюйгенса на Титан http://www.nebulacast.com/2013/01/huygens-titan-descent-movie-20050114.html Компьютерная симуляция создана на основе подлинных фото Гюйгенса в нескольких направлениях. credit: ESA/NASA/JPL/University of Arizona
milstar: На 30 января 2015 года достоверно подтверждено существование 1888 экзопланет в 1187 планетных системах, из которых в 477 имеется более одной планеты. Следует отметить, что количество надёжных кандидатов в экзопланеты значительно больше. Так, по проекту «Кеплер» на январь 2015 года числилось ещё 4175 надёжных кандидатов, однако для получения ими статуса подтверждённых планет требуется их повторная регистрация с помощью наземных телескопов. Общее количество экзопланет в галактике Млечный Путь в настоящее время оценивается не менее чем в 100 миллиардов , из которых ~ от 5 до 20 миллиардов, возможно, являются «землеподобными». Также, согласно текущим оценкам, около 34 процентов солнцеподобных звёзд имеют в обитаемой зоне планеты, сравнимые с Землёй. Подавляющее большинство открытых экзопланет обнаружено с использованием различных непрямых методик детектирования, а не визуального наблюдения. Большинство известных экзопланет — газовые гиганты и более походят на Юпитер, чем на Землю. Очевидно, это объясняется ограниченностью методов обнаружения (легче обнаружить короткопериодичные массивные планеты). Впервые внесолнечная планета была найдена канадцами Б. Кэмпбеллом, Г. Уолкером и С. Янгом в 1988 году у оранжевого субгиганта Гамма Цефея A, но подтверждена лишь в 2002 году. В 1989 году сверхмассивная планета (или коричневый карлик) была найдена Д. Латамом около звезды HD 114762 A. Однако её планетный статус был подтверждён только в 1999 году. Первая сверхземля, обращающаяся вокруг нормальной звезды (а не пульсара), была обнаружена в 2005 году около звезды Глизе 876. Её масса — 7,5 масс Земли.
milstar: Разрешающая способность двухлучевого интерферометра $\sim \lambda/D$, и чем больше база, тем она лучше. При D= 6 м и $\lambda= 5000$ \AA (зелёный свет) разрешающая способность $\alpha\approx$0,01". Осн. трудности при практич. реализации метода пространственной И. связаны с искажающим влиянием на волновой фронт неоднородностей земной атмосферы. Атмосфера ослабляет контраст полос и вызывает их дрожание, так что измерить видность V непросто. До появления фотоэлектрич. приёмников света наблюдатели, выбирая моменты улучшения контраста картины, визуально оценивали видность, а также вручную осуществляли компенсацию сильных фазовых сдвигов, возникающих на длинных базах. С 1970 г. стали применять различные фотоэлектрич. устройства для автоматич. измерения контраста полос. Они не накапливают свет, а регистрируют картину полос с короткой экспозицией (~ 10-2 с). Для анализа интерференц. картины и получения данных о размере и структуре источника используют большое число таких "мгновенных" распределений интенсивности светового потока; обработка их ведётся статистич. методами с использованием ЭВМ. http://www.astronet.ru/db/msg/1189653 Принцип звёздного интерферомера был предложен франц. физиком И. Физо (1868 г.) и реализован А. Майкельсоном (США, 1893 г.). В 1920 г. Майкельсон и Ф. Пиз (США) впервые измерили угловой диаметр звезды - красного сверхгиганта Бетельгейзе (радиус $\approx 850 R_\odot$), а затем диаметры ряда др. звёзд, используя перископич. интерферометр (теперь этот прибор наз. интерферометром Майкельсона) с базой 6 м на телескопе диаметром 2,5 м обсерватории Маунт-Вилсон. Кроме интерферометра Майкельсона существуют астрономич. интерферометры иных типов. Среди них наибольшее распространение получили спекл-интерферометры (см. Спекл-интерферометрия), производящие двумерный анализ структуры изображения. Эти приборы используют интерференцию света, собираемого телескопом, поэтому их база D не превышает диаметра зеркала телескопа, что и ограничивает их разрешающую способность. Для значит. увеличения базы необходимо получать интерференц. картину от отдельных оптич. элементов, напр. независимых телескопов (А. Лабейри, 1976-78 гг., Франция). #### Первым было изображение поверхности Бетельгейзе, полученное на Китт-Пикской национальной обсерватории США (Аризона) Роджером Линдсом (C.R. Lynds), Питом Уорденом (S.P. Worden) и Джеком Харвеем (J.W. Harvey) 28 марта 1974 года. Аппаратура: Электронно-оптический усилитель изображения фирмы RCA с двумя узкополосными фильтрами; фотоаппарат с моторным приводом; 4-метровый телескоп Мейелла; изображение восстановлено компьютером в условном цвете. Эмульсия: "Кодак Трай-Икс". Экспозиция: 0,008 с (20 экспозиций с каждым фильтром). данный снимок представляет собой реконструированное с помощью компьютера изображение звёздного диска, выполненное в условных цветах. Это звезда Бетельгейзе, или Альфа Ориона, удалённая от нас на расстояние 500 св. лет -- одна из самых ярких и крупных, хотя и не ближайших звёзд. Бетельгейзе относится к классу красных гигантов, и её угловой диаметр больше, чем у любой из других, более близких к нам звёзд. Поэтому Бетельгейзе была выбрана как вполне подходящий объект для изучения методом т.н. интерферометрии гранулированного шума (спекл-интерферометрии)... В данном случае разность хода возникает на ячейках атмосферной турбулентности, типичный размер которых составляет 10-25 см; благодаря этому лучи от одно йи той же звезды попадают на различные участки зеркала (или линзы) телескопа в различных фазах. Однако, интерференционная картина, наблюдаемая в окуляре телескопа, постоянно меняется, так что ни глаз, ни фотографическая пластинка, собирающая падающий свет в течение продолжительного времени, не могут её различить. Иное дело, если бы "турбулентный диск"... удалось зафиксировать в узкой спектральной полосе за несколько сотых долей секунды. Тогда по интерфереционной картине можно было бы восстановить детали, не различимые обычным путём. Работая на 4-метровом телескопе Китт-Пикской обсерватории, Роджер Линдс, Пит Уорден и Джек Харвей делали с очень короткой экспозицией сильно увеличенные изображения Бетельгейзе в монохроматическом свете. Для этой цели использовалась камера с мотрным приводом, снабжённая электронно-оптическим усилителем.Затем снимки преобразовывались в цифровой код, обрабатывались компьютером и сводились в окончательное изображение. В установке использовались два узкополосных зелёных фильтра: один, с максимумом пропускания на 5100 ангстрем (область, где в атмосфере почти полностью отсутствует поглощение), служил для исследования звёздной поверхности, а другой, с максимумом на 5180 ангстрем (область сильного атмосферного поглощения), -- для учёта атмосферных эффектов. Полученные через каждый из этих фильтров снимки обробатывались по отдельности, после чего вычитались один из другого. Astrophysical Journal, 207, 174-180 (1976) Astrophysical Journal, 208, 443-452 (1976) Astronomical Journal, 82, 642-645 (1977) Эти статьи можно взять из базы астрожурналов NASA: http://adsabs.harvard.edu/journals_service.html ##### Первое фотографическое изображение поверхности другой звезды, близкой по размерам к Солнцу, получили Джон Моннье (John Monnier) из университета Мичигана (University of Michigan) и его коллеги-астрономы из ряда других научных учреждений США и Европы Первое фотографическое изображение поверхности другой звезды, близкой по размерам к Солнцу, получили Джон Моннье (John Monnier) из университета Мичигана (University of Michigan) и его коллеги-астрономы из ряда других научных учреждений США и Европы Собрав свет от них в новом устройстве, названном «Мичиганский инфракрасный объединитель» (Michigan Infrared Combiner), учёные получили снимок Альтаира с разрешением менее одной угловой миллисекунды, о чём и рассказали в Science (смотрите также подробный пресс-релиз университета Мичигана и пресс-релиз университета Джорджии). Астрономы сравнивают это с прочтением 2-миллиметрового шрифта в газете с расстояния в 160 километров. Альтаир — 12-я по яркости звезда на небе, находящаяся всего в 16,7 световых лет от Земли, относится к спектральному классу A7. По массе она всего в 1,7 раза больше Солнца и настолько же больше его по радиусу. До сих пор возможностей земной техники хватало только на то, чтобы получить изображение поверхности Солнца (что очевидно) и ещё — некие детали на поверхности самых крупных звёзд-гигантов. http://www.nsf.gov/news/news_summ.jsp?cntn_id=109612&org=NSF&from=news http://www.membrana.ru/particle/11540
milstar: Список звёзд — кандидатов в сверхновые http://library.kiwix.org/wikipedia_ru_all/A/html/С/п/и/с/Список_звёзд_—_кандидатов_в_сверхновые.html
milstar: "Двадцать пять лет назад, "Вояджер-1" оглянулся назад, посмотрел на Землю и увидел "тусклую синюю точку", как мы теперь это называем, и эта фотография до сих пор заставляет нас удивляться и поражаться той планете, которую мы называем своим домом. После того, как зонд получил и передал на Землю эти снимки, началась наша межзвездная миссия, о продолжительности которой мы и понятия не имели", — заявил Эд Стоун, руководитель проектов "Вояджер". На тот момент зонд находился на расстоянии в 40 астрономических единиц (средних расстояний между Землей и светилом) от Солнца, и за минувшие 25 лет "Вояджер-1" прошел в два раза большее расстояние. "Вояджер-1" продолжает удерживать звание самого далекого и "пожилого" рукотворного объекта космоса, который продолжает исследования тайн Вселенной. РИА Новости http://ria.ru/science/20150216/1047908992.html#ixzz3RthwFNKn
milstar: Астрономы из США определились с массой ближайшей к Солнцу экзопланеты Альфа Центавра B b. Ученые сообщили, что она, скорее всего, является суперземлей. Результаты своих исследований авторы направили на публикацию в The Astrophysical Journal, а кратко с ними можно ознакомиться на сайте Science News. Ближайшая к Солнцу экзопланета в Альфе Центавра оказалась суперземлей Ученые отмечают, что, скорее всего, масса экзопланеты меньше 2,7 земных. Альфа Центавра B b удалена на расстоянии 4,37 светового года от Земли и вращается вокруг звезды солнечного типа. Экзопланета находится на расстоянии 0,04 астрономической единицы от своего светила и, вероятно, движется так, что всегда повернута одной своей стороной к Альфе Центавра B. На этой суперземле маловероятна возможность зарождения жизни. Ученые не могут точно определить массу Альфы Центавра B b из-за отсутствия надежных данных о наклонении орбиты, по которой это небесное тело вращается вокруг своей звезды. Само нахождение экзопланеты у светила вызывает небольшой доплеровский сдвиг в его излучении, однако для выяснения массы Альфы Центавра B b необходимо точное определение ориентации орбиты по отношению к наблюдателю на Земле. Так, если он смотрит на орбиту сбоку, то расчеты показывают, что экзопланета оказывается суперземлей и имеет массу, примерно до трех раз большую массы Земли. В случае, если астрономы наблюдают орбиту сверху, то Альфу Центавра B b можно считать горячим юпитером. Промежуточные ориентации орбиты отвечают промежуточным массам.
milstar: Very Large Telescope (VLT). Расположение — гора Параналь (2635 м.) в пустыне Атакама в горном массиве чилийских Анд. Соответственно обсерваторию называют Паранальская, принадлежит она Европейской Южной Обсерватории (ESO), включающей в себя 9 европейских стран. Один из четырёх главных телескопов VLT. Один из четырёх главных телескопов VLT. VLT — это система из четырёх телескопов по 8,2 метра, и ещё четырёх вспомогательных по 1,8 метра. Первый из главных инструментов вступил в строй в 1999 году, последний — в 2002, позже — вспомогательные. После этого в течение ещё нескольких лет велись работы по настройке интерферометрического режима, инструменты соединялись сначала попарно, затем все вместе. В настоящее время телескопы могут работать в режиме когерентного интерферометра с базой около 300 метров и разрешением до 10 микросекунд дуги. Так же, в режиме единого некогерентного телескопа, собирая свет в один приёмник по системе подземных туннелей, при этом светосила такой системы эквивалентна одному прибору с диаметром зеркала 16,4 метра. Естественно, каждый из телескопов может работать и отдельно, получая фотографии звёздного неба с экспозицией до 1 часа, на которых видны звёзды до 30-ой звёздной величины. Вспомогательный телескоп. auxiliary telescope. Вспомогательный телескоп. Первое прямое фото экзопланеты. 2M1207b Первое прямое фото экзопланеты, рядом со звездой 2M1207 в созвездии Центавра. Получено на VLT в 2004 году. Материально-техническое оснащение Паранальской обсерватории самое продвинутое в мире. Труднее сказать каких приборов для наблюдения за вселенной здесь нет, чем перечислить какие есть. Это спектрографы всевозможных типов, а так же приёмники излучения от ультрафиолетового до инфракрасного диапазона, так же всех возможных видов. Как говорилось выше, система VLT может работать как единое целое, но это очень дорогостоящий режим, поэтому он используется редко. Чаще, для работы в интерферометрическом режиме каждый из больших телескопов работает в паре со своим 1,8 метровым помощником (Auxiliary Telescope — AT). Каждый из вспомогательных телескопов может двигаться по рельсам относительно своего «босса», занимая наиболее выгодное для наблюдения данного объекта положение. Всё это делает VLT мощнейшей оптической системой в мире, а ESO — самой продвинутой астрономической обсерваторией в мире, это настоящий рай для астрономов. На VLT была сделана масса астрономических открытий, а так же невозможных до этого наблюдений, например, было получено первое в мире прямое изображение экзопланеты. http://www.krugozors.ru/krupnejshie-teleskopy-mira.html
milstar: Самый большой телескоп в мире. Большой Канарский телескоп. Большой Канарский телескоп. gran telescopio canarias. Башня Большого Канарского телескопа. Канарские о-ва (Испания). The Gran Telescopio CANARIAS (GTC) — расположен на вершине потухшего вулкана Мучачос на острове Ла-Пальма на северо-западе Канарского архипелага, на высоте — 2396 м. Диаметр главного зеркала — 10,4 м (площадь — 74 кв.м.) Начало работы — июль 2007 года. Обсерватория называется Роке-де-лос-Мучачос. В создании GTC принимали участие Испания, Мексика и университет Флориды. Этот проект обошёлся в 176 млн. долл. США, из которых 51% заплатила Испания. Зеркало Большого Канарского Телескопа диаметром 10,4 метра, составленное из 36 шестиугольных сегментов — крупнейшее из существующих на сегодняшний день в мире (2012 г). Сделано по аналогии с телескопами Кека. The Gran Telescopio CANARIAS (GTC). Внутри башни. The Gran Telescopio CANARIAS (GTC). Внутри башни. ..и, похоже GTC будет удерживать первенство по данному параметру пока в Чили на горе Армазонес (3 500 м) не построят телескоп с зеркалом сразу в 4 раза большего диаметра — «Экстремально Большой Телескоп» (European Extremely Large Telescope), или же на Гавайях не возведут Тридцатиметровый телескоп (Thirty Meter Telescope). Какой из этих двух конкурирующих проектов будет воплощён быстрее — неизвестно, но по плану и тот и другой должны быть закончены к 2018 году, что для первого проекта выглядит более сомнительно, чем для второго. Конечно, есть ещё 11 метровые зеркала телескопов HET и SALT, но как уже говорилось выше, из 11 метров у них эффективно используется лишь 9,2 м. Хотя это и крупнейший телескоп в мире по размеру зеркала, нельзя назвать его самым мощным по оптическим характеристикам, так как в мире существуют многозеркальные системы, превосходящие GTC по своей зоркости. О них и пойдёт речь далее.. Большой Бинокулярный Телескоп. Башня Большого Бинокулярного Телескопа. large binocular telescope. Башня Большого Бинокулярного Телескопа. США. Аризона. (Large Binocular Telescope — LBT) — расположен на горе Грэхем(высота 3,3 км.) в штате Аризона (США). Принадлежит Международной Обсерватории Маунт-Грэм. Его строительство обошлось в 120 млн. долл., деньги вложили США, Италия и Германия. LBT — это оптическая система из двух зеркал диаметром 8,4 метра, что по светочувствительности эквивалентно одному зеркалу диаметром 11,8 м. В 2004 году LBT «открыл один глаз», в 2005 было установлено второе зеркало. Но только с 2008 года он заработал в бинокулярном режиме и в режиме интерферометра. lbt. Большой Бинокулярный Телескоп. Схема. Большой Бинокулярный Телескоп. Схема. Центры зеркал находятся на расстоянии 14,4 метра, что делает разрешающую способность телескопа эквивалентной 22-метровому, а это почти в 10 раз больше, чем у знаменитого космического телескопа Хаббла. Общая площадь зеркал составляет 111 кв. м., то есть на целых 37 кв. м. больше, чем у GTC. Конечно, если сравнивать LBT с многотелескопными системами, такими как телескопы Кека или VLT, которые могут работать в режиме интерферометра с большими, чем у LBT базами (расстоянием между компонентами) и, соответственно, давать ещё большее разрешение, то Большой Бинокулярный Телескоп уступит им по этому показателю. Но сравнивать интерферометры с обычными телескопами не совсем правильно, так как они не могут в таком разрешении давать фотографии протяжённых объектов. Так как оба зеркала LBT посылают свет в общий фокус, то есть являются частью одного оптического прибора, в отличие от телескопов, о которых пойдёт речь дальше, плюс наличие у этого гигантского бинокля новейших систем активной и адаптивной оптики, то можно утверждать, что Большой Бинокулярный Телескоп — самый совершенный оптический прибор в мире на данный момент. http://www.krugozors.ru/krupnejshie-teleskopy-mira.html
milstar: Giant Magellan Telescope (GMT) будет состоять из семи зеркал по 8,4 метра каждое, что эквивалентно одному зеркалу диаметром 24 метра, за это его уже прозвали «Семиглаз». Из всех проектов огромных телескопов этот (на 2012 год) — единственный, реализация которого перешла из стадии планирования к практическому строительству. ---------------- елескоп «Субару». Телескоп "Субару" Японский телескоп «Субару». Гавайи. «Субару» по-японски значит «Плеяды», название этого красивейшего звёздного скопления знает каждый, даже начинающий, любитель астрономии. Subaru Telescope принадлежит Японской Национальной Астрономической Обсерватории, но расположен на Гавайях, на территории Обсерватории Мауна-Кеа, на высоте 4139 м., то есть по соседству с северным «Джемини». Диаметр его главного зеркала — 8,2 метра. «Первый свет» увидел в 1999 году. Его главное зеркало — крупнейшее в мире цельное зеркало телескопа, но оно относительно тонкое — 20 см., его вес составляет «всего» 22,8 т. Это позволяет эффективно использовать точнейшую систему активной оптики из 261 привода. Каждый привод передаёт своё усилие на зеркало, придавая ему идеальную поверхность в любом положении, что позволяет добиться практически рекордного на сегодняшний день качества изображения. Телескоп с такими характеристиками просто обязан «увидеть» во вселенной неведомые доселе чудеса. И действительно, с его помощью была открыта самая далёкая из известных на сегодняшний день галактик (расстояние 12,9 млрд. св. лет), самая большая структура во вселенной — объект протяжённостью 200 млн. световых лет, вероятно зародыш будущего облака галактик, 8 новых спутников Сатурна.. Ещё этот телескоп «особо отличился» в поиске экзопланет и фотографировании протопланетных облаков (на некоторых снимках даже различимы сгустки протопланет).
milstar: Southern African Large Telescope (SALT) — находится в ЮАР в Южно-африканской Астрономической Обсерватории в 370 км к северо-востоку от Кейптауна. Обсерватория расположена на сухом плато Кару, на высоте 1783 м. Первый свет — сентябрь 2005 года. Размеры зеркала 11х9,8 м. Башня телескопа в SALT разрезе. Схема. Башня телескопа в SALT разрезе. Схема. Правительство Южно-Африканской Республики вдохновлённое дешевизной телескопа HET, решило построить его аналог дабы не отставать от других развитых стран мира в изучении вселенной. К 2005 году строительство было завершено, весь бюджет проекта составил 20 млн. долларов США половина из которых пошла на сам телескоп, другая половина — на здание и инфраструктуру. Так как телескоп SALT является практически полным аналогом HET, то всё, что было сказано выше о HET’е относится и к нему. Но, конечно не обошлось без некоторой модернизации — в основном она коснулась коррекции сферической аберрации зеркала и увеличению поля зрения, благодаря чему кроме работы в режиме спектрографа, этот телескоп способен получать прекрасные фотографии объектов с разрешением до 0,6″. Адаптивной оптикой данный прибор не снабжён (наверное у правительства ЮАР не хватило денег). Кстати, зеркало этого телескопа, крупнейшее в южном полушарии нашей планеты, делалось на «Лыткаринском заводе оптического стекла», то есть на том же, что и зеркало телескопа БТА-6, крупнейшего в России. ##################
milstar: Первое прямое фото экзопланеты, рядом со звездой 2M1207 в созвездии Центавра. Получено на VLT в 2004 году. http://www.krugozors.ru/krupnejshie-teleskopy-mira.html
milstar: http://old.istu.ru/files/material-static/1148/pdf/23.pdf Кроме того, это позволяет использовать VLTI комплекс в любое время даже без больших телескопов, со- храняя для более ярких объектов возможность получения наивысшего разреше- ния среди всех существующих и проектируемых интерферометров. Оптическая схема VLTI предусматривает сведение лучей света от всех те- лескопов с помощью отражающих зеркал, одно из которых выполнено активным (adaptive) в фокусе Кудэ (рисунок 12). В комплексе лабораторных помещений (ЛБ), расположенном рядом с вакуумным тоннелем оптических линий задержки (ЛЗ) размещены в фокусе Кудэ: оптические подсистемы (Кудэ и активная опти- ка, смесительный узел и пр.), контрольно-измерительные устройства, вычисли- тельное и научное оборудование (спектрографы, приемники с широкими и узки- ми фильтрами и пр.). Точная измерительная система - PRIMA (Phase-Referenced Imaging and Mi- croarcsecond Astrometry) позволяет наблюдать в поле зрения VLTI изображения интерференционных колец одновременно у двух звезд и измерять дифференци- альную задержку их оптических путей с высокой точностью, до ±5 нм. PRIMA состоит из пяти подсистем, входящих в комплекс VLTI звездный сепаратор (Star separator) в фокусе Кудэ, лазерная метрологическая система (Laser metrology sys- tem), дифференциальные линии задержки (Differential delay) блок измерения интерференционных колец (Fringe sensor unit), астрометрический детектор (Astrometry detector) (рисунок 13). При максимальной базе до 200 метров можно измерять относительные угловые положения звезд до 18m с точностью до 10 μas, находящихся на угловых расстояниях до 10", при времени интерференции до 30 минут. Такая точность может быть достигнута на интерферометре благодаря ма- лому влиянию атмосферной турбуленции в узких полях зрения и длинных базах при их высокой стабильности и точности измерений. Посредством дифференциальных измерений в узких полях при точности до 10 μas можно обнаружить планеты типа Юпитера на расстоянии до 240 парсек от центральной звезды, типа Урана до 44 парсек и планет, массой равной 10 масс Земли на расстоянии до 1.5 парсек от центральной звезды. При точности 50 μas аналогичные исследования с планетами типа Юпитера возможны на расстоянии до 48 парсек, Урана до 9 парсек.
milstar: Оценки показывают, 1. что наземный интерферометр с апертурой диаметром в неск. м может иметь проницающую силу более 15-18m, 2. в то время как на прямых фотографиях, полученных при помощи крупных телескопов, регистрируются звёзды до 25m. 3.С другой стороны, разрешающая способность оптич. наземных телескопов обычно не выше 1", 4. а оптич. интерферометры с базой $\approx$6 м дают разрешение ~ 0,01", несмотря на то что они работают сквозь турбулентную атмосферу. В отличие от радиоинтерферометров, в интерферометрах оптич. диапазона не удаётся восстанавливать полностью изображение источника излучения. Пока по видности полос определяются только нек-рые характеристики объектов: угловой диаметр, степень потемнения ярких звезд к краю, двойственность звёзд. В дальнейшем, вероятно, этот недостаток удастся преодолеть с помощью новых методов анализа информации. ################################################################ http://www.astronet.ru/db/msg/1189653
milstar: Вклад России в этот проект VST трудно переоценить. Оптическая система, включая главное зеркало M1 диаметром 2,65 метра и толщиной 14 см, была изготовлена на Лыткаринском заводе оптического стекла (Московская область) из кристаллического материала «АстроСиталл» (Sitall CO-115M). Его выбор был обусловлен низким коэффициентом теплового расширения, что позволяет точнее задавать форму зеркала. При изготовлении главного зеркала для контроля его поверхности на стадии шлифования впервые использовался ИК-интерферометр с зеркальным корректором волнового фронта. Для достижения дифракционного разрешения менее 0,2 угловой секунды главное зеркало телескопа сделано активным. Управляющая компьютерная система постоянно корректирует форму зеркала во время наблюдений, снижая эффект искажений, вносимых атмосферой.
milstar: Однако на этом торжество российской оптики может и завершиться. Сегодня Европейское астрономическое сообщество намерено приступить к строительству 42-метрового телескопа. Работа невероятно интересная, и лыткаринцы могли бы занять в ней свою определенную нишу. Во-первых, для России это был бы престиж, во-вторых, отечественные астрономы получили бы возможность в порядке очередности со странами — участницами проекта работать на этом телескопе и делать свои научные открытия. Европа давно не ставит оборудование собственно в Европе: слишком плохой астроклимат, в том же Зеленчуке около 150 солнечных дней в году, тогда как в высокогорьях Чили, где разместится гигантский телескоп, — 350. Но Россия не член Европейского астрономического сообщества. А давать заказы под изготовление разных оптических систем (читай — создавать рабочие места) в чужих странах — не в правилах Европы. Наша держава еще может вступить в это сообщество, поезд, как говорится, не ушел. Но необходимо заплатить вступительный взнос, а у Минфина позиция известная: денег нет! Скорее всего, считают на предприятии, Россию даже не допустят к участию в конкурсе на изготовление чудо-зеркала. И в этом направлении, как и во многих других, мы откатимся назад, поступимся своими научными принципами. http://www.astrogalaxy.ru/forum/phpBB2/viewtopic.php?p=93421 2. Лыткаринский завод оптического стекла (ЛЗОС): lzos.ru Завод находится в Подмосковье и также входит в состав холдинга «Швабе». Является производителем большого количества оптических приборов, в том числе выпускает крупногабаритные зеркала для больших телескопов. В 60-70-е годы ЛЗОС изготовил главное зеркало диаметром 6,05 метров для телескопа БТА, самого большого телескопа в Евразии. В линейке любительских телескопов имеется только один прибор — телескоп «Астро Рубинар-100″. Это зеркально-линзовый телескоп, построенный на основе фотообъектива «МС Рубинар 10/1000 макро». 1. Новосибирский приборостроительный завод (НПЗ): www.npzoptics.ru Пожалуй самый главный и самый крупный производитель любительских телескопов в России. Завод входит в состав холдинга «Швабе», и кстати недавно поменял наименование на ОАО «Швабе — Оборона и Защита». http://mykosmos.ru/rossijskie-teleskopy/
milstar: Большие оптические телескопы будущего - статья Б.М. Шустов, доктор физико-математических наук, Институт астрономии РАН Основной объем знаний о Вселенной человечество почерпнуло используя оптические инструменты - телескопы. Уже первый телескоп, изобретенный Галилеем в 1610 году, позволил сделать великие астрономические открытия. Следующие столетия астрономическая техника непрерывно совершенствовалась и современный уровень оптической астрономиии определяется данными, полученными с помощью инструментов, в сотни раз превышающими по размерам первые телескопы. Тенденция создания все более крупных инструментов особенно четко проявилась в последние десятилетия. Телескопы с зеркалом диаметром 8 - 10 м становятся обычными в практике наблюдений. Проекты 30-м и даже 100-м телескопов оцениваются как вполне осуществимые уже через 10 - 20 лет. Зачем их строят Необходимость построения таких телескопов определяют задачи, требующие предельной чувствительности инструментов для регистрации излучения от самых слабых космических объектов. К таким задачам относятся: происхождение Вселенной; механизмы образования и эволюции звезд, галактик и планетных систем; физические свойства материи в экстремальных астрофизических условиях; астрофизические аспекты зарождения и существования жизни во Вселенной. Чтобы получить максимум информации об астрономическом объекте, современный телескоп должен иметь большую поверхность собирающей оптики и высокую эффективность приемников излучения. Кроме того, помехи при наблюдениях должны быть минимальны. В настоящее время эффективность приемников в оптическом диапазоне, понимаемая как доля регистрируемых квантов от общего числа пришедших на чувствительную поверхность, приближается к теоретическому пределу (100%), и дальнейшие пути совершенствования связаны с увеличением формата приемников, ускорением обработки сигнала и т.д. Помехи при наблюдениях - весьма серьезная проблема. Помимо помех природного характера (например, облачность, пылевые образования в атмосфере) угрозу существованию оптической астрономии как наблюдательной науки представляет нарастающая засветка от населенных пунктов, промышленных центров, коммуникаций, техногенное загрязнение атмосферы. Современные обсерватории строят, естественно, в местах с благоприятным астроклиматом. Таких мест на земном шаре очень мало, не более десятка. К сожалению, на территории России мест с очень хорошим астроклиматом нет. Единственным перспективным направлением развития высокоэффективной астрономической техники остается увеличение размеров собирающих поверхностей инструментов. Крупнейшие телескопы: опыт создания и использования В последнее десятилетие в мире реализованы или находятся в процессе разработки и создания более десятка проектов крупных телескопов. Некоторыми проектами предусмотрено строительство сразу нескольких телескопов с зеркалом размером не менее 8 м. Стоимость инструмента определяется в первую очередь размером оптики. Столетия практического опыта в телескопостроении привели к простому способу сравнительной оценки стоимости телескопа S с зеркалом диаметром D (напомню, что все инструменты с диаметром главного зеркала больше 1 м - телескопы-рефлекторы). Для телескопов со сплошным главным зеркалом как правило S пропорционально D3. Анализируя таблицу, можно заметить, что это классическое соотношение для самых больших инструментов нарушается. Такие телескопы дешевле и для них S пропорционально Da, где a не превышает 2. Именно потрясающее снижение стоимости и дает возможность рассматривать проекты сверхгигантских телескопов с диаметром зеркала в десятки и даже сотню метров не как фантазии, а как вполне реальные в недалеком будущем проекты. Мы расскажем о нескольких наиболее экономичных проектах. Один из них, SALT, вводится в строй в 2005 г., строительство гигантских телескопов 30-метрового класса ELT и 100-метрового - OWL , еще не начато, но, возможно, они появятся через 10 - 20 лет. http://cinref.ru/razdel/03100matematica/02/95596.htm Телескоп Хобби-Эберли, а значит и SALT, разработаны, по существу, как спектроскопические инструменты для длин волн в интервале 0.35-2.0 мкм. SALT наиболее конкурентоспособен с научной точки зрения при наблюдении астрономических объектов, равномерно распределенных по небу или располагающихся в группах размером несколько угловых минут. Поскольку работа телескопа будет осуществляться в пакетном режиме (queue-scheduled), особенно эффективны исследования переменности в течение суток и более. Спектр задач для такого телескопа очень широк: исследования химического состава и эволюции Млечного Пути и близлежащих галактик, изучение объектов с большим красным смещением, эволюция газа в галактиках, кинематика газа, звезд и планетарных туманностей в удаленных галактиках, поиск и изучение оптических объектов, отождествляемых с рентгеновскими источниками. Телескоп SALT расположен на вершине, где уже размещены телескопы Южно-Африканской Обсерватории, приблизительно в 18 км к востоку от поселка Сазерленд (Sutherland) на высоте 1758 м. Его координаты - 20°49' восточной долготы и 32°23' южной широты. Строительство башни и инфраструктуры уже закончено. Дорога автомобилем из Кейптауна занимает приблизительно 4 часа. Сазерленд расположен далеко от всех главных городов, поэтому здесь очень ясное и темное небо. Статистические исследования результатов предварительных наблюдений, которые проводились более 10 лет, показывают, что доля фотометрических ночей превышает 50%, а спектроскопических составляет в среднем 75%. Поскольку этот большой телескоп прежде всего оптимизирован для спектроскопии, 75% - вполне приемлемый показатель.
полная версия страницы