Антарктической астрономией принято называть астрономическую деятельность, проводимую в специальных условиях на самом южном континенте Земли.
Антарктическая станция Амундсен-Скотт стоит на 2800-метровой ледяной шапке – в самом холодном и сухом месте Земли. Эта точка идеально подходит для астрономов, которые собираются работать в инфракрасных, субмиллиметровых и миллиметровых длинах волн. На излучение в этих областях электромагнитного спектра оказывает большое влияние содержание в атмосфере водяных паров, которые присутствуют у всех остальных обсерваторий Земли и делают наблюдения в этих длинах волн довольно сложными. Но на полюсе из воздуха вымораживаются все пары, и небо становится тёмным и прозрачным, идеальным для исследования процессов формирования звёзд в молекулярных облаках и эволюции протозвёзд и других молодых объектов.
Этими способами могут быть эффективно изучены и далёкие, древние галактики, так как красное смещение их видимого света приводит к увеличению длины волны. Кроме того, полюс является лучшим местом для анализа изменений в так называемом реликтовом излучении, тонкие колебания которого отражают крупномасштабное распределение материи и энергии в ранней Вселенной.
Полярное расположение предоставляет астрономам совершенно тёмное небо 24 часа в сутки в середине зимы, что позволяет непрерывно следить за наблюдаемыми астрономическими объектами. А в середине лета можно круглосуточно наблюдать Солнце, что было особенно важно в 1980-е, на заре развития гелиосейсмологии, когда мы впервые смогли заглянуть в недра нашей звезды.
Антарктическая астрономия зародилась в 1980 г., с лёгкой руки Мартина Померанца (1916- ) из Научно-исследовательского института Бартола. Основной организацией стал Центр астрофизических исследований в Антарктиде. Помимо прочих, он проводит наблюдения с использованием Антарктического субмиллиметрового телескопа/Удалённой обсерватории (AST/RO) – 1,7-метрового инструмента, предназначенного для исследований атомного и молекулярного газа в нашей и других, близлежащих галактиках – и 13-элементного «Интерферометра с угловой шкалой в градусах» (DASI), созданного для анализа реликтового излучения.
Один «телескоп» на южном полюсе расположен не на поверхности, а, скорее, прячется под землёй – он называется «Антарктический регистратор мюонов и нейтрино» (AMANDA). Эта миссия производит подсчёт нейтрино сверхвысоких энергий из нашей галактики и из-за её пределов, проходящих сквозь Землю, которая очищает сигнал от «шумов». AMANDA обнаруживает свет, который излучается, когда одно из нейтрино взаимодействует с одним атомом в шапке антарктического льда. Источниками нейтрино сверхвысоких энергий становятся активные галактические ядра, чёрные дыры, остатки сверхновых и нейтронных звёзд.
Понятие об антарктической астрономии включает в себя гораздо больше различных видов деятельности, чем те, которыми учёные занимаются непосредственно на полюсе. Этот континент является одной из лучших «лабораторий», которые помогают подготовиться к поиску экзотических жизненных форм, возможно, обитающих где-нибудь в Солнечной системе. На полярном плато в Восточной Антарктиде лежит озеро Восток. Размером с озеро Онтарио, расположенное в Северной Америке, оно было погребено под тысячами метров льда на протяжении миллионов лет. Даже в плотно запечатанном ледяными массами озере Восток могли существовать экстремофилы, которые могут помочь нам определить, как живые организмы могли сохраниться в предполагаемом океане под ледяной мантией спутника Юпитера Европы.
За границами плато и в пределах вертолётного полёта от станции Мак-Мёрдо, «столицы» Антарктиды, находятся Сухие долины, ледяные ландшафты, которые, хотя и являются климатическими более мягкими, тем не менее с виду напоминают марсианские пейзажи. И в этих долинах, как ни странно, обнаруживается жизнь, подчас притаившаяся внутри горных пород, которые защищают цианобактерии от обезвоживания, экстремальных температур и чрезмерного воздействия ультрафиолетовой радиации. Возможно, такая же стратегия реализуется, или когда-то реализовывалась, организмами, приспосабливающимися к жёстким климатическим условиям на Марсе или где-нибудь ещё в Солнечной системе. Аберрации
 Искажение изображения, вызванное недостатками оптической системы, называется аберрацией. Аберрации оптических систем бывают физические и геометрические. Физическая аберрация – хроматическая. Геометрические аберрации – сферическая, кома, астигматизм, кривизна поля и дисторсия.
Хроматическая аберрация характерна для всех преломляющих оптических приборов. Возникает из-за того, что коэффициент преломления среды зависит от длины волны света. Синие лучи отклоняются линзой сильнее красных, и поэтому положения фокусов для лучей разных длин волн не совпадают. В результате изображение звезды выглядит как набор радужных колец.
Уже первые телескопы Галилея имели сильную хроматическую аберрацию. Первым, кто решил «избавиться» от хроматической аберрации, был Ньютон. Сначала он решил попробовать в телескопах две линзы, имеющие отрицательную и положительную оптическую силы, но не смог создать телескопа, свободного от хроматической аберрации. Именно поэтому Ньютон стал делать телескопы с вогнутыми зеркалами.
Только в 1747 году Эйлер математически доказал существование объектива, состоящего из двух стеклянных менисков, лишенного хроматической аберрации. Оптические системы, в которых хроматическая аберрация устранена в объективах, изготовленных из стекол с различными коэффициентами преломления, называются ахроматами.
Хроматическая аберрация полностью отсутствует в зеркальных системах.
Сферическая аберрация возникает из-за того, что лучи света, параллельные главной оптической оси объектива, падая на сферическую поверхность линзы или зеркала, после преломления или отражения пересекаются не в одной точке. Края объектива строят изображение ближе к объективу, а центральная часть – дальше. В результате изображение имеет в фокальной плоскости нерезкий вид.
В рефракторах сферическая аберрация совместно с хроматической аберрацией устраняется подбором линз. В рефлекторах зеркалу придают не сферическую, а параболическую форму. Система, в которой сферическая аберрация исправлена, называется стигматичной.
Кома – внеосевая аберрация, связанная с наклоном лучей света, идущих от источника, к оптической оси телескопа. При этом изображение звезды имеет вид капли или кометы с ярким ядром и большим хвостом – отсюда и пошло название аберрации. Линейные размеры пятна комы пропорциональны расстоянию звезды от оптической оси и квадрату относительного отверстия объектива.
Система, свободная как от сферической аберрации, так и от комы, называется апланатической.
Астигматизм заключается в растягивании точечного изображения в черточку. Лучи света от объекта, идущие в разных плоскостях, не могут сфокусироваться на одной плоскости изображения. Размер астигматического изображения растет пропорционально квадрату углового расстояния звезды от центра оптической системы. Оптические системы, в которых исправлен астигматизм, называются анастигматическими.
Наконец, дисторсия связана с искажением масштабов изображения. Изображение звезды собирается в одну точку, но эта точка не совпадает с изображением звезды в идеальном телескопе. Из-за этого изображение квадрата будет иметь вид либо подушки, либо бочки. Оптические системы, свободные от дисторсии, называются ортоскопическими.
В 1929 году Бернгардт Шмидт решил проблему создания телескопа, свободного от комы и астигматизма и обладающего большим полем. В камере Шмидта используются вогнутое сферическое зеркало и коррекционная пластинка Шмидта, которая представляет собой почти плоское оптическое стекло, надлежащим образом заретушированное с одной стороны. Центральная часть пластинки действует как слабая положительная линза, внешняя часть пластинки – как слабая отрицательная линза. Такие оптические системы называются камерами Шмидта или системами Шмидта.
На наблюдения в телескоп накладываются также физические ограничения. Поскольку звезды – не абсолютные точки, а имеют конечный угловой размер, (например, Солнце (R = 7∙108 м) с расстояния d = 10 пк будет видно под углом θ = R/d ≈ 6∙10–4 "), нужно учитывать явление дифракции: для монохроматического источника с длиной волны λ размер дифракционного кружка δ = 1.22 λ/D.
Помимо этого существует и другая причина, ограничивающая максимальное разрешение телескопа, – дрожание атмосферы. В результате редко когда изображение бывает лучше 1", что намного больше угловых размеров дифракционного кружка. Во многих обсерваториях (особенно старых) неплохим результатом считается разрешение в 2–3". Однако это размер усредненного во времени изображения. В каждый момент времени разрешение может быть меньше.
Самые качественные наблюдения на Земле проводятся в высокогорной обсерватории Мауна-Кеа (4 000 м над уровнем моря) на Гавайских островах. Космический телескоп свободен от влияния атмосферы, и там достигается дифракционный предел.
Система с адаптивной оптикой является не стационарной, а может изменять формы входящих в нее поверхностей в зависимости от изменения изображения объекта. Таким образом, удается в значительной мере подавить негативное воздействие земной атмосферы. В результате удается достичь более высокого разрешения, а значит, и получить новые данные о наблюдаемых объектах.
В 70-х годах ХХ века стал применяться метод спекл-интерферометрии, состоящий в статистической обработке очень коротких экспозиций (0,01 сек), за время которых дифракционное изображение не «размазывается» атмосферой.
|
|
