Радиоастрономические волны.
Видимый свет является привилегированной областью для людей, но он представляет только крошечную часть электромагнитного спектра. Другие области длин волн также могут предоставить нам невероятное количество информации о Вселенной.
Очевидно, чтобы иметь возможность анализировать эту информацию, необходимо создать приборы, способные обнаруживать невидимое излучение. Это объясняет, почему отрасль астрономии, изучающей эти явления, появилась только в середине прошлого века.
Радиотелескопы
Первой невидимой областью длин волн, которая стала изучаться, была область радиоволн. Некоторые наблюдения были сделаны ещё в 1930-х годах, но только после Второй мировой войны радиоастрономия действительно начала развиваться. С тех пор она стала одним из столпов современной астрономии.
В частности, она позволила обнаружить некоторые из самых интересных объектов Вселенной, такие как пульсары, радиогалактики или квазары. Радиоастрономия также открыло путь к изучению различных типов водородных облаков, которые усеивают межзвездную среду там, где рождаются звезды.
По сравнению с другими источниками света радиоволны отличаются своими длинами волн. По этой причине необходимо использовать большие антенны, которые называются радиотелескопами.
Среди наиболее известных примеров - радиотелескоп Effelsberg в Германии, огромная параболическая антенна диаметром 100 метров, стационарный радиотелескоп Arecibo, который был построен на футеровке алюминиевых пластин с естественной полостью диаметром 300 метров в Пуэрто-Рико или Большой радиотелескоп радиоастрономической станции Nançay во Франции, размер главного зеркала которого составляет 300 на 35 метров.
Сети и интерферометры
Одна из главных проблем радиоастрономии - очень неутешительное угловое разрешение, даже с телескопами диаметром в несколько сотен метров.
Простейшим решением было бы увеличение размеров приборов, но, очевидно, что нецелесообразно создавать радиотелескопы диаметром в один километр или более.
Радиоастрономы решили эту проблему, создав интерферометры, то есть сети из нескольких радиотелескопов, отделенных друг от друга.
Комбинируя сигналы разных антенн, одновременно наблюдающих один и тот же объект, можно получить более подробную информацию и даже восстановить его изображение. Угловое разрешение этого изображения затем определяется общим размером сети, а не одного телескопа, следовательно, есть возможность видеть очень мелкие детали.
Очевидно, что некоторые изолированные точки не могут заменить целое зеркало, и интерферометрические наблюдения не дают изображения непосредственно, а сигнал, должен быть обработан математическими методами, прежде чем его можно будет использовать.
Одной из самых известных сетей является сеть VLA в Нью-Мексико, состоящая из 27 мобильных антенн, которые расположены на площади 20 километров.
VLBA - это сеть из 10 антенн с размером 25 метров , которые расположены по всей территории Соединенных Штатов. Максимальное расстояние между двумя антеннами составляет 8000 километров, что позволяет получить угловое разрешение в 1000 раз лучше, чем у наземных видимых телескопов.
Наконец, наилучшие результаты достигаются, когда радиотелескопы, расположенные на нескольких континентах, работают вместе. Этот метод, получивший название VLBI, был впервые опробован в 1967 году и достиг углового разрешения в 10 000 раз выше, чем у видимых телескопов Земли, что является рекордом для всех длин волн, вместе взятых.
Спутник Спектр-Р
Более поздней разработкой в этой области является радиоастрономический спутник «Спектр-Р», запущенный 18 июля 2011 года с Байконура.
На спутнике установлена десятиметровая антенна, состоящая из 27 лепестков. Он находится на очень длинной орбите с периодом около девяти дней. Орбита настолько обширна, что Луна оказывает заметное влияние, которое медленно смещает траекторию радиотелескопа. Пик этой орбиты колеблется между 265 000 и 360 000 км, а ее перигеи - от 400 до 65 000 км от поверхности Земли.
Спутник работает вместе с наземными радиотелескопами, например, Аресибо, Грин Бэнк и Эффельсберг. Используя интерферометрию и ее очень длинную орбиту, Spektr-R достигает исключительных угловых разрешений. В лучшем случае угловое разрешение может достигать 0,007 миллисекунд дуги по сравнению с 50 миллисекундами дуги космического телескопа Хаббла.
Обсерватория ALMA
Atacama Large Millimeter Array (ALMA) – это результат сотрудничества между Европой, США, Канадой, Тайванем, Японией, Кореей и Чили.
Обсерватория представляет собой сеть радиотелескопов, предназначенных для наблюдения за Вселенной в диапазоне длин волн от 0,3 до 9,6 мм, а именно субмиллиметровой и миллиметровой областях. Он состоит из 66 антенн, 54 на 12 метров в диаметре и 12 на 7 метров в диаметре, с максимальным расстоянием 16 километров.
Субмиллиметровая астрономия является особенно трудным предметом, потому что водяной пар нашей атмосферы сильно поглощает субмиллиметровые волны. Поэтому требуется очень чистое небо и нахождение обсерватории насколько можно выше. Астрономы решили построить ALMA на плато Чайнантор, в пустыне Атакама в Чили, на высоте 5000 метров над уровнем моря.
Субмиллиметровая астрономия
Субмиллиметровый диапазон включает в себя длины волн от 0,3 до 1 миллиметра и поэтому находится между инфракрасным и радиоволнами. Это позволяет наблюдать относительно холодные области, от десяти до нескольких сотен градусов абсолютного нуля, и, следовательно, зоны, которые являются более горячими, чем ископаемое излучение, но намного холоднее, чем звезды.
Его основной предмет - межзвездная среда Млечного пути и других галактик, особенно облака молекулярного водорода, где рождаются звёзды. Это также позволяет изучать далекую вселенную, образование планет и других объектов Солнечной системы.
Астрономия в инфракрасном и ультрафиолетовом
Фактически, некоторые составляющие атмосферы, в частности водяной пар, углекислый газ или озон, поглощают электромагнитные волны в разных областях и не позволяют им достигать земной поверхности. Единственный способ изучить эти явления это использовать приборы, находящиеся на борту воздушных шаров и самолетов или, что еще лучше, спутники на орбите вокруг Земли.
Астрономия в инфракрасном диапазоне
Первый инфракрасный спутник наблюдения IRAS был запущен в 1983 году благодаря сотрудничеству между американцами, англичанами и голландцами. Оснащенный 57-сантиметровым телескопом, он произвел революцию во всех областях астрономии всего за 10 месяцев наблюдений. В частности, с его помощью сделана полная карта неба в инфракрасном диапазоне, обнаружено несколько комет, произведено наблюдение облака межзвёздной пыли, называемой инфракрасными перистыми облаками, обнаружены пылевые диски вокруг нескольких звезд и появилась возможность увидеть новый тип галактики.
В 1995 году Европейское космическое агентство (ESA) запустило свой собственный инфракрасный спутник ISO. Период его наблюдения составлял два с половиной года. ISO удалось обнаружить инфракрасное излучение с длиной волны от 2,5 до 240 микрометров, с гораздо более высокой чувствительностью и угловым разрешением, чем у IRAS.
Среди его возможностей можно отметить наблюдение за многими процессами звездообразования в близлежащих областях или в отдаленных галактиках, а также обнаружение водяного пара на Титане.
Астрономия в ультрафиолете
Первые ультрафиолетовые спутники наблюдения были запущены в 1960-х и 1970-х годах, наибольшую важность из них представлял спутник UIE, запущенный в 1978 году и работавший в течение 18 лет. Благодаря 45-сантиметровому телескопу IUE добился исключительного сбора данных, сосредоточившись, в частности, на самых горячих звездах и выбросах с них газов, а также на межзвездной среде и квазарах.
Чтобы исследовать дальний ультрафиолет, вблизи границы с рентгеновскими лучами, американцы запустили EUVE, который наблюдал за небом с 1992 по 2001 год. Этот спутник смог создать карту неба, обнаружить первый внегалактический источник в этой области и изучить в подробностях некоторые звезды, особенно белых карликов.