Св - ва которыми должен обладать радиотелескоп …………….5
Типы радиотелескопов ………………………………………….6
а) Рефлекторы…………………………………………………….7
б) Радиоинтерферометры………………………………………...9
6. Радиоастрономические наблюдения……………………………11
7.Главная обсерватория страны……………………………………13
а) История развития
Заключение
Источники
Введение
Повернувшись к светилу спиной, Земля погрузилась в сон. Солнце перестало
слепить глаза звездам, и они взглянули на Землю. Этого момента
дожидались астрономы. Уединившись в уютных башенках телескопов, они
припали к гигантским подзорным трубам. Воображение в мгновение ока
перенесло их к далеким звездным мирам, откуда свету, самому скорому
путешественнику, приходится добираться к Земле сотни, тысячи и миллионы
лет, так происходит каждую ночь.
Человека с древности привлекали звезды, они приманивали его своей
таинственностью и загадочностью. Для их изучения он изобрёл оптический
телескоп. Астрономы черпали свои сведения только у света, поэтому
поневоле попали в безвыходное положение.
Если грозовые облака способны затмить Солнце, то, каким бы
ослепительными ни оказались самые далёкие звёзды, галактики, свет от
них не в состоянии пробиться через гигантские облака межзвездной пыли и
заледеневшего газа. Он тонет в глубинах этих «угольных ям». Возможно, со
временем эти облака и рассеются или Земля обгонит их, но когда? Если это
случится скоро, то скоро только в астрономическом масштабе. Да, свет
завел ученых в тупик. А вывели из него радиоволны.
Именно радиотелескопы помогли человеку проникнуть туда, откуда не может
дойти свет. С помощью радиотелескопов он получил много того чего не
давали обычные телескопы.
Дальше в реферате пойдёт речь о радиотелескопах их назначении, типах
(здесь описано 2 типа радиотелескопов, хотя их гораздо больше) и о
главной и самой первой в стране Пулковской астрономической обсерватории.
Общие сведения об обсерваториях
ОБСЕРВАТОРИЯ - учреждение, где ученые наблюдают, изучают и анализируют
природные явления.
Наиболее известны астрономические обсерватории для исследования звезд,
галактик, планет и других небесных объектов. Существуют также
метеорологические обсерватории для наблюдения погоды; геофизические
обсерватории для изучения атмосферных явлений, в частности, – полярных
сияний; сейсмические станции для регистрации колебаний, возбужденных в
Земле землетрясениями и вулканами; обсерватории для наблюдения
космических лучей и нейтрино. Многие обсерватории оснащены не только
серийными приборами для регистрации природных явлений, но и уникальными
инструментами, обеспечивающими в конкретных условиях наблюдения
максимально высокие чувствительность и точность.
В прежние времена обсерватории, как правило, сооружали вблизи
университетов, но затем стали размещать в местах с наилучшими условиями
для наблюдения изучаемых явлений: сейсмические обсерватории – на склонах
вулканов, метеорологические – равномерно по всему земному шару,
авроральные (для наблюдения за полярными сияниями) – на расстоянии около
2000 км от магнитного полюса Северного полушария, где проходит полоса
интенсивных сияний. Астрономическим обсерваториям, в которых
используются оптические телескопы для анализа света космических
источников, требуется чистая и сухая атмосфера, свободная от
искусственного освещения, поэтому их стараются строить высоко в горах.
Радио обсерватории часто размещают в глубоких долинах, со всех сторон
закрытых горами от радиопомех искусственного происхождения. Тем не
менее, поскольку в обсерваториях трудится квалифицированный персонал, и
регулярно приезжают ученые, по возможности стараются размещать
обсерватории не очень далеко от научных и культурных центров и
транспортных узлов. Впрочем, развитие средств связи делает эту проблему
все менее актуальной.
Радио обсерватории
Развитие техники радиосвязи в 1930–1940-е годы позволило начать
радионаблюдения космических тел. Это новое «окно» во вселенную принесло
множество удивительных открытий. Из всего спектра электромагнитного
излучения только оптические и радиоволны проходят сквозь атмосферу к
поверхности Земли. При этом «радио окно» намного шире оптического: оно
простирается от волн миллиметровой длины до десятков метров. Кроме
известных в оптической астрономии объектов – Солнца, планет и горячих
туманностей, – источниками радиоволн оказались неизвестные ранее
объекты: холодные облака межзвездного газа, ядра галактик и взрывающиеся
звезды.
Радиотелескоп - астрономический инструмент для приёма собственного
радиоизлучения небесных объектов (в Солнечной системе, Галактике и
Метагалактике) и исследования его характеристик: координат источников,
пространственной структуры, интенсивности излучения, спектра и
поляризации.
Радиотелескоп состоит из антенной системы и радиоприёмного устройства –
радиометра. Конструкции антенн Радиотелескопов отличаются большим
разнообразием, что обусловлено очень широким диапазоном длин волн,
используемых в радиоастрономии (от 0,1 мм до 1000 м). Для направления
антенн в исследуемую область неба их устанавливают обычно на
азимутальных монтировках, обеспечивающих повороты по азимуту и высоте
(т. н. полноповоротные антенны). Существуют также антенны, допускающие
лишь ограниченные повороты, и даже совершенно неподвижные. Направление
приёма в антеннах последнего типа (обычно очень большого размера)
достигается путём перемещения облучателя, воспринимающего отражённое от
антенны радиоизлучение.
Св-ва которыми должен обладать
радиотелескоп
Радиотелескоп должен обладать высокой чувствительностью, обеспечивающей
надёжную регистрацию возможно более слабых плотностей потока
радиоизлучения, и хорошей разрешающей способностью (разрешением),
позволяющей наблюдать, возможно, меньшие пространственные детали
исследуемых объектов. Минимальная обнаруживаемая плотность потока D
радиотелескопа определяется соотношением:
D ( P / S( ?ft
Где: Р - мощность собственных шумов Радиотелескопа,
S - эффективная площадь (собирающая поверхность) антенны,
f - полоса принимаемых частот, t - время накопления сигнала.
Для улучшения чувствительности Радиотелескопа увеличивают его собирающую
поверхность и применяют малошумящие приёмные устройства на основе
мазеров, параметрических усилителей и т.п.
Минимальный угол (в радианах) между источниками определяется l/D, где l
- длина волны, D - линейный размер апертуры антенны. Если антенна
диаметром 300 м используется для наблюдения на волне длиной 1 м, то ее
разрешение составляет около 1/300 радиана или11'?
Трудности создания Радиотелескопов больших размеров со сплошным
зеркалом вынуждают широко использовать решётки, а для получения
двумерного разрешения - крестообразные, кольцевые и т.п. антенны с
незаполненной апертурой. Наиболее радикальным путём получения высокого
разрешения в радиоастрономии является составление (синтез) антенного
устройства большой апертуры с помощью нескольких сравнительно небольших
антенн, которые в процессе наблюдений перемещаются относительно друг
друга в соответствии с заданными движениями изображаемого или большого
фиктивного антенного устройства. Существующие Радиотелескопы апертурного
синтеза позволяют получать радио изображения с разрешением около 1’’.
При использовании в системе синтеза радиоинтерферометров со
сверхбольшими базами можно ожидать разрешающей способности при получении
изображений объектов порядка 10-2-10-4 секунды дуги.
Типы радиотелескопов
Радиоизлучение космических объектов является очень слабым. Чтобы
заметить его на фоне естественных и искусственных помех, необходимы
узконаправленные антенны, принимающие сигнал только из одной точки на
небе.
Для коротковолнового излучения их делают из металла в виде вогнутого
параболического зеркала (как у оптического телескопа), которое
концентрирует в фокусе падающее на него излучение. Такие рефлекторы
диаметром до 100 м – полноповоротные – способны смотреть в любую часть
неба (как оптический телескоп).
Более крупные антенны выполняют в виде параболического цилиндра,
способного поворачиваться только в плоскости меридиана (как оптический
меридианный круг). Поворот вокруг второй оси обеспечивает вращение
Земли. Самые крупные параболоиды делают неподвижными, используя
естественные котловины в грунте. Они могут наблюдать лишь ограниченную
область неба.
Антенны для длинноволнового излучения монтируют из большого числа
простых металлических диполей, размещаемых на площади в несколько
квадратных километров и соединяемых между собой так, что принятые ими
сигналы усиливают друг друга только в том случае, если приходят с
определенного направления. Чем больше размер антенны, тем более узкую
область на небе она осматривает, давая при этом более четкую картину
объекта.
Радиотелескоп может только принимать сигналы из космоса, а радиолокатор
может излучать мощный сигнал и принимать отраженное от космического
объекта эхо. Некоторые известные радиотелескопы являются также
радиолокаторами, например 305-метровый телескоп в Аресибо.
а) Параболические антенны
Первые послевоенные радиотелескопы имели параболические антенны, т.е.
напоминали «тарелки» военных радаров. До сих пор это наиболее
распространенный тип антенны для наблюдений в широком диапазоне длин
волн. Качество радиотелескопа в основном определяется его
чувствительностью и разрешающей способностью.
Чувствительность – это способность регистрировать предельно слабые
сигналы.
Она зависит от апертуры антенны (т.е. ее собирающей площади), от
диаграммы направленности антенны (способности выделять сигнал с
определенного направления на фоне сигналов, приходящих со всех других
направлений) и от величины собственных шумов приемника. В диапазоне
длинных волн шумы приемников невелики, но на коротких волнах это
становится серьезной проблемой.
Разрешающая способность, или, просто, разрешение телескопа – это его
способность разделить сигналы от двух близких по направлению источников.
Для увеличения разрешающей способности стремятся использовать антенны
большого диаметра на короткой длине волны. Однако при этом возникает
серьезная проблема: если форма антенны отличается от идеального
параболоида более чем на 1/15 длины волны, то такая антенна не может
точно фокусировать приходящее излучение.
Первый Радиотелескоп для исследования космического радиоизлучения -
рефлектор диаметром 9,5 м - построен Г. Ребером (США) в 1937; с помощью
этого инструмента был проведён ряд успешных обзоров неба.
Крупнейшая полноповоротная параболическая антенна диаметром 100 м
находится близ Бонна (Германия). Она работает на волнах сантиметрового
диапазона. Подобные антенны диаметром 70–90 м имеются в США, Англии,
России и Австралии.
Создать более крупную подвижную антенну не удается из-за проблем
деформации под действием собственного веса. Поэтому крупнейшая в мире
305-метровая антенна радиотелескопа в Аресибо неподвижно лежит в
земляной чаше, имеющей в центре глубину 137 м. Она осматривает небо
благодаря вращению Земли и перемещению ее облучателя относительно
вертикали на 20'. Форма рефлектора этой антенны не параболическая (при
которой он фокусировал бы излучение, приходящее лишь с одного
направления), а сферическая, одинаково пригодная для фокусировки лучей,
приходящих с любого направления. Обладая огромной площадью, этот
радиотелескоп самый чувствительный в мире.
Стремясь повысить разрешающую способность радиотелескопов, создают
антенны сложной формы: например, в виде параболического цилиндра,
вытянутого вдоль поверхности Земли и имеющего высокое разрешение в
горизонтальном направлении и низкое – в вертикальном; или в виде кольца,
представляющего как бы обод параболической антенны без ее средней части,
как у радиотелескопа РАТАН-600 специальной астрофизической обсерватории
АН России диаметром 600 м. Такие конструкции называют антеннами с
незаполненной апертурой.
Собранный антенной сигнал детектируется и усиливается радиометром,
который обычно настроен на одну фиксированную частоту или меняет
настройку в узкой полосе частот. Для уменьшения собственных шумов
радиометры часто охлаждают до очень низкой температуры. Усиленный сигнал
записывают на магнитофон или в компьютер. Мощность принятого сигнала
обычно выражается в терминах «антенной температуры», как если бы на
месте антенны находилось абсолютно черное тело данной температуры,
выделяющее такую же мощность. Измерив мощность сигнала на разных
частотах, строят радио спектр, форма которого позволяет судить о
механизме излучения и физической природе объекта.
К 1975 лучшие по точности полноповоротные параболоиды установлены на
радиоастрономических обсерваториях в Эффельсберге, ФРГ (D = 100 м, длины
волн до l =2 см);
Радиотелескоп с неподвижной сферической чашей сооружен в кратере вулкана
в Аресибо, Пуэрто-Рико (D = 300 м, l= 10 см). Этот Радиотелескоп
обладает очень большой собирающей поверхностью и используется как
локатор для картографирования планет.
б) Радиоинтерферометры
Принцип объединения нескольких антенн в систему используется и для
параболических радиотелескопов: объединив сигналы, принятые от одного
объекта несколькими антеннами, получают как бы один сигнал от
эквивалентной по размеру одной гигантской антенны. Это существенно
улучшает качество полученных радио изображений.
Такие системы называют радиоинтерферометрами, поскольку сигналы от
разных антенн, складываясь, интерферируют между собой. Изображения от
радиоинтерферометров по качеству не хуже оптических: наименьшие детали
имеют размер около 1', а если объединить сигналы от антенн, находящихся
на разных континентах, то размер наименьших деталей на изображении
объекта может быть уменьшен еще в тысячи раз.
Простейший из радиоинтерферометров по принципу действия похож на
оптический интерферометр Майкельсона и состоит из двух небольших антенн,
находящихся друг от друга на некотором расстоянии, называемом базой.
Сигнал источника достигает одной из антенн чуть раньше, чем другой:
разница в пути сигнала определяется базой интерферометра и углом между
ней и направлением на источник. Если эта разница составляет целое число
длин волн, то сложенные вместе сигналы усиливают друг друга; если
нечетное число полуволн – то ослабляют. Поэтому при перемещении
источника по небу его суммарный сигнал периодически усиливается и
ослабляется, аналогично светлым и темным полосам в оптическом
интерферометре. Чем больше база прибора, тем чаще располагаются полосы.
Это позволяет точнее определять положение на небе точечных источников
или детальнее исследовать структуру протяженных источников.
В Австралии в 1948 был сооружен первый радиоинтерферометр.
Интерферометры другого типа состоят из двух линейных рядов антенн,
образующих крест. Каждый из рядов имеет высокое разрешение в направлении
своей протяженности, а вместе они точно локализуют источник на небе.
Предельно большими для наземной радиоастрономии стали межконтинентальные
интерферометры, отдельные антенны которых расположены в разных странах и
даже на разных континентах. Разрешающая способность таких систем
достигает 0,001,,.
Радиоинтерферометр Калифорнийского технологического института в
Оуэнс-Вэлли состоит из трех 27-метровых параболических антенн, которые
могут передвигаться по рельсовым путям на расстояние 488 м в
направлениях север-юг и запад-восток. Меняя таким образом, размер и
направление базы, можно исследовать структуру источников в разных
масштабах и направлениях. Похожая система работает и в Грин-Бэнк.
Крест Миллса, сооруженный в 1952 близ Сиднея (Австралия), имеет плечи по
457 м, второй, законченный в 1957 , – по 1067 м. Позже в Хоскинтауне
(шт. Новый Южный Уэльс, Австралия) был построен крест из двух
параболических цилиндров длиной по 1554 м. В крестообразном телескопе
Стэнфордского университета каждое плечо длиной 114 м состоит из 16
трехметровых параболических антенн.
Физический институт Российской АН имеет близ Серпухова крестообразный
телескоп из двух параболических цилиндров длиной по 1 км. Такой же
инструмент используется в Университете Болоньи (Италия), а крест вблизи
Сиднея имеет плечи по 1,6 км.
На плато Св. Августина, к западу от Сокорро (шт. Нью-Мексико) сооружен
радиоинтерферометр VLA (Very Large Array, очень большая решетка)
Национальной радиоастрономической обсерватории США. Это система из 27
параболических полноповоротных антенн диаметром по 25 м, имеющая три
плеча по 22,4 км, расположенных в виде буквы Y.
Радиоастрономические наблюдения
Радиоастрономические наблюдения можно проводить ночью и днем, если не
мешают помехи от промышленных объектов: искрящие электромоторы,
широковещательные радиостанции, радары. По этой причине радио
обсерватории обычно устраивают вдали от городов. Особых требований к
качеству атмосферы у радиоастрономов нет, но при наблюдении на волнах
короче 3 см атмосфера становится помехой, поэтому коротковолновые
антенны предпочитают ставить высоко в горах.
В зависимости от параметров антенны и имеющейся аппаратуры каждая радио
обсерватория специализируется на определенном классе объектов
наблюдения. Солнце благодаря своей близости к Земле является мощным
источником радиоволн. Приходящее из его атмосферы радиоизлучение
постоянно регистрируют - это позволяет прогнозировать солнечную
активность.
Радиоизлучение космического происхождения (от Млечного Пути) на волне
14,6 м впервые было зарегистрировано К. Янским (США) в 1931 с помощью
антенны, предназначенной для исследования радиопомех от гроз.
В магнитосфере Юпитера и Сатурна происходят активные процессы,
радиоимпульсы от которых регулярно наблюдаются в обсерваториях Флориды,
Сантьяго и Йельского университета. Крупнейшие антенны Англии, США и
России используются для радиолокации планет.
Замечательным открытием было обнаруженное в Лейденской обсерватории
(Нидерланды) излучение межзвездного водорода на волне 21 см. Затем по
радиолиниям в межзвездной среде были найдены десятки других атомов и
сложных молекул, включая органические. Особенно интенсивно молекулы
излучают на миллиметровых волнах, для приема которых создаются
специальные параболические антенны с высокоточной поверхностью.
Сначала в Кембриджской радио обсерватории (Англия), а затем и в других с
начала 1950-х годов проводятся систематические обзоры всего неба для
выявления радиоисточников. Некоторые из них совпадают с известными
оптическими объектами, но многие не имеют аналогов в других диапазонах
излучения и, по-видимому, являются очень далекими объектами. В начале
1960-х годов, обнаружив совпадающие с радиоисточниками слабые
звездообразные объекты, астрономы открыли квазары – очень далекие
галактики с невероятно активными ядрами.
Время от времени на некоторых радиотелескопах предпринимаются попытки
поиска сигналов от внеземных цивилизаций. Первым проектом такого рода
был проект Национальной радиоастрономической обсерватории США в 1960 по
поиску сигналов от планет ближайших звезд. Как и все последующие поиски,
он принес отрицательный результат.
Главная обсерватория страны
а) История основания
История основания Главной (Пулковской) астрономической обсерватории
Академии наук СССР неразрывно связана с богатой событиями историей
развития точных наук в России. Еще император Петр Великий ввел в России
изучение точных наук и их практические приложения, в частности
приложения астрономии содействовавшей успехам любезной сердцу царя
"навигацкой науки". Во время своих путешествий в Данию и Англию Петр
Великий никогда не упускал возможности посетить и тамошние
астрономические обсерватории.
После основания Петром Великим в 1724 г. Академии наук вскоре, в 1725
г., была открыта и первая Российская астрономическая обсерватория,
которая была, по свидетельству де Ла-Ланда, одной из наиболее
великолепных в Европе. Петр Великий ясно сознавал и видел важное
значение астрономической науки для исследований географии необъятной
Российской империи. Россия превзошла все остальные развитые государства
Европы в приложениях астрономических исследований к географическим
работам, несмотря на огромные трудности с перевозкой больших
инструментов, применявшихся в то время.
Учреждая Санкт-Петербургскую обсерваторию, Петр Великий не ограничивался
лишь приложениями астрономии к географии; инструменты, которыми
обсерватория располагала в то время, равно как и заказанные
впоследствии, свидетельствуют о том, что обсерватория была предназначена
для активного участия в больших астрономических исследованиях широкого
масштаба.
Однако астрономы в Санкт-Петербурге признали вскоре недостаточную
эффективность обсерватории из-за ее расположения в большом городе.
Отсутствие солидного фундамента, частые и сильные сотрясения
инструментов от проезда карет и ломовых телег, близость дымовых труб
огромного города и испарения от Невы делали реальный успех в
астрономических наблюдениях невозможным. Проект вынесения обсерватории
за пределы Санкт-Петербурга не осуществлялся в течение 75 лет; это можно
объяснить отсутствием подходящих для устройства астрономической
обсерватории мест вблизи Санкт-Петербурга, ограниченного на западе
водами Финского залива, на востоке и юге - болотистыми низменностями,
окружающими Неву на протяжении более 20 верст.
Однако в XVIII в. не существовало достаточно легких и удобных средств
передвижения, поэтому представлялось несовместимым с интересами Академии
наук и с работой астрономов удаление обсерватории на 20 верст (!) от
центра Санкт-Петербурга.
В 1827 г. Академия наук вновь вернулась к рассмотрению старого проекта
переноса обсерватории за пределы столицы и поручила известному физику Г.
Ф. Парроту составить план и смету строительства будущей обсерватории,
определить ее бюджет и оснащение инструментами при ее размещении на
участке земли площадью в три десятины, предоставленном для этой цели
графом А. Кушелевым-Безбородко. Этот новый проект должен был быть
представлен царю Николаю Первому министром народного просвещения князем
А. К. Ливеном на рассмотрение.
Последствия этого доклада В. Я. Струве и беседы его с царем оказались
более чем неожиданными: наряду с распоряжением о значительном увеличении
годового бюджета Дерптской обсерватории (в четыре раза!) император
приказал строить новую обсерваторию в окрестностях к югу от
Санкт-Петербурга, а именно на Пулковском холме.
Действительно, зеленые поля и луга, окруженные в то время густыми
лесами, предоставляли исключительно благоприятные условия для устройства
астрономической обсерватории, так как полностью защищали ее от пыли
расположенных вблизи больших дорог.
В октябре 1833 г. был оглашен царский указ о строительстве обсерватории
по проекту, разработанному Академией наук и представленному ее
президентом графом Уваровым, одновременно назначенным министром
народного просвещения России. 28 октября 1833 г. было получено
распоряжение Николая Первого о заказе астрономических инструментов и о
выделении из казны суммы в 100 тысяч рублей ассигнациями с марта 1834 г.
для начала строительных работ.
Первоначальный план будущей обсерватории в общих чертах совпадал с
планом Дерптской обсерватории, за исключением, разумеется, размеров и
многочисленных добавлений. Смета на строительство и на приобретение
новых инструментов достигала 130 тысяч рублей серебром.
Николай Первый решил, что лишь директор должен руководить работами
сотрудников в той мере, в какой они относятся к области деятельности
обсерватории. Административные обязанности целиком возлагаются на того
же директора, выступающего в качестве "главного хозяина".
Комиссия единогласно утвердила Пулковский холм, возвышающийся на 35
саженей над уровнем Невы, как место строительства новой обсерватории,
для которого в распоряжение Академии наук было передано 20 десятин
земельных угодий.
Строительство обсерватории началось весной 1834 г. В феврале 1835 г.
архитектор А. П. Брюллов представил окончательную смету строительства,
включая стоимость покупки и обработки камня для фундаментов инструментов
и изготовления мебели: сметная сумма достигала 501 300 рублей серебром.
Всего же было отпущено 600 150 рублей серебром. Торжественный акт
закладки обсерватории состоялся 21 июня 1835 г., а тремя годами позднее,
19 июня 1838 г., Николай Первый издал указ, утверждавший штаты и устав
новой обсерватории. Летом 1839 г. строительство было полностью
завершено, а закупленные В. Я. Струве инструменты прибыли из-за границы.
Торжественное открытие Пулковской обсерватории, ставшей впоследствии
известной всему ученому миру под названием Imperialis Primaria Rossiae
Specula Academica, состоялось 7 августа (по cтарому стилю) 1839 г. в
присутствии всех астрономов РОССИИ, специально приглашенных по этому
случаю в Санкт-Петербург.
Каждому инструменту были намечены определенные задачи:
1. для большого пассажного инструмента Струве-Эртеля -составление
фундаментального каталога прямых восхождений: по наблюдениям звезд от 1
до 4'" между 15° южного склонения и северным полюсом;
2. для вертикального круга Струве-Эртеля - составление фундаментального
каталога склонений тех же звезд;
3. для меридианного круга Репсольда - составление точного каталога
координат звезд от 1 до 7'";
4. для пассажного инструмента Репсольда, установленного в первом
вертикале, - новое определение постоянных аберрации и нутации;
5. для большого рефрактора - по возможности непрерывные микрометрические
определения относительных положений и движений близких друг к другу
небесных объектов (двойные и кратные звездные системы, спутники больших
планет);
6. для гелиометра - решение задачи, поставленной для большого
рефрактора, но для больших взаимных расстояний между светилами.
В дальнейшем знаменитые пулковские звездные каталоги стали основой для
точных определений постоянных прецессии, нутации, аберрации, для
изучения закономерностей в движениях звезд, зависящих от перемещения
Солнечной системы в мировом пространстве, для уточнения величины
рефракции в атмосфере Земли, определения абсолютных параллаксов звезд.
Именно благодаря этим каталогам непревзойденной точности Пулковская
обсерватория снискала славу "астрономической столицы мира".
Пулковские астрономы уже в послереволюционные и послевоенные годы тем не
менее снова пошли впереди своего века, создав уникальные астрономические
инструменты: БТА с диаметром главного зеркала 6 м (Д. Д. Максутов, Б. К.
Иоаннисиани) и РАТАН-600 (С. Э. Хайкин, Н. Л. Кайдановский). Шли они
впереди и в области экспериментальных исследований, и в выдвижении
смелых теоретических идей; особенно проявился этот первопроходческий
энтузиазм в пору зарождения космической эры. Такова краткая история
создания и развития Пулковской обсерватории на протяжении 150 лет ее
существования.
Структура
Основные направления научных исследований, штат
Научная деятельность обсерватории охватывает практически все
приоритетные направления фундаментальных исследований современной
астрономии: небесная механика и звездная динамика, астрометрия
(геометрические и кинематические параметры Вселенной), Солнце и
солнечно-земные связи, физика и эволюция звезд, аппаратура и методика
астрономических наблюдений. В штате обсерватории состоит 153 научных
сотрудника, из них 82 кандидата и 18 докторов наук.
Краткая история развития, наиболее значительные исследования и открытия
Вся история отечественной астрономии тесно связана с Пулковской
обсерваторией. Изначально задуманная в качестве центрального
астрономического учреждения России, она предназначалась, как указывалось
в Уставе обсерватории, для производства "постоянных и сколько можно
совершеннейших наблюдений, клонящихся к преуспеянию астрономии",
необходимых для географических предприятий Российской империи, а также
для целей практической астрономии. Обсерватория была построена и
оснащена под наблюдением и непосредственным руководством ее первого
директора, академика Фридриха Георга Вильгельма (или Василия Яковлевича,
как его называли в России) Струве. Специальная академическая комиссия
одобрила архитектурный проект обсерватории, представленный Александром
Брюлловым. Обсерватория была торжественно открыта 19 августа 1839 г.
В Пулкове была разработана общепринятая до настоящего времени методика
астрометрических наблюдений с целью определения точных положений звезд.
Применение этой методики позволило повысить точность позиционных
наблюдений в Пулкове в 3 - 5 раз по сравнению с достигнутой в то время
ведущими обсерваториями мира (Гринвичской и Парижской). Пулковские
абсолютные каталоги положений звезд, составленные и опубликованные под
руководством В.Я. Струве и его последователей, принесли Пулковской
обсерватории мировую славу, что нашло отражение в титуле
"астрономической столицы мира", данном Пулковской обсерватории еще в XIX
в. американским астрономом Бенджаменом Гулдом. Эти каталоги легли в
основу всех создаваемых в XIX и XX вв. фундаментальных координатных
астрометрических систем. Кроме того, в Пулкове созданы каталоги
относительных собственных движений звезд и галактик на основе
фотографических наблюдений. Проведены многолетние исследования звезд с
планетными системами (так называемые "темные спутники звезд").
Разработана теория атмосферной рефракции.
Исследования академика А.А. Белопольского и его учеников снискали
мировую славу астрофизическим исследованиям Пулковской обсерватории. В
Пулкове еще в конце прошлого - начале этого века проведен целый ряд
исследований, приведших к выдающимся астрономическим открытиям:
определение скорости вращения больших планет, экспериментальное
подтверждение фрагментарности колец Сатурна, фундаментальные
исследования звезд с переменными лучевыми скоростями, исследования
дифференциального вращения Солнца, обнаружение неодновременности
затмения в двойных звездных системах типа алголей - эффект
Тихова-Нордманна, астрофизические исследования планеты Марс,
доказательство быстрого вращения звезд ранних спектральных классов,
осмысление эволюционного значения этого факта Кроме того, целый ряд
фундаментальных работ проведен в Симеизском отделении Пулковской
обсерватории (с 1945 г. - Крымская астрофизическая обсерватория).
Установлены фундаментальные для гелиофизики экспериментальные факты:
протуберанцы и корона являются действительно солнечными образованиями, а
не артефактами наблюдений, форма короны связана с фазой 11-летнего
солнечного цикла. Проведены первые отечественные наблюдения солнечной
короны вне затмения и начаты ее регулярные наблюдения. Впервые
обнаружено холодное свечение гелия и ионизованного кальция в
высокотемпературной плазме короны. По данным многолетних наблюдений
открыт второй максимум (мощности) в 11-летнем цикле активности Солнца,
так называемый максимум Гневышева. На основе наблюдений первой советской
стратосферной солнечной обсерватории, разработанной и созданной ГАО,
обнаружены фотосферные гранулы диаметром меньше 200 км.
Создан Большой Пулковский Радиотелескоп (БПР) - прообраз крупнейшего в
мире радиотелескопа РАТАН-600.
Разработано техническое задание, научно-техническое обоснование на
крупнейший в мире 6-метровый телескоп (БТА-6 м), установленный в
Специальной астрофизической обсерватории.
Основные научные достижения за последние 5 - 7 лет
В рамках всех развиваемых в Пулкове приоритетных научных направлений
исследований получены важные результаты:
Создана концепция и научно-техническое обоснование Космической
астрометрической системы "СТРУВЕ"; совместно с НПО ПМ им. М.Ф. Решетнева
разработан ее эскизный проект. В качестве первого этапа наземного
астрометрического обеспечения Проекта коллективом под руководством И.И.
Канаева проведена полная модернизация телескопа МАГИС с переводом его на
работу с ПЗС-приемниками. Пулковскими астрономами (М.С. Чубеем и др.)
предложен еще один космический проект "СТЕРЕОСКОП" - астрометрические и
астрофизические наблюдения Солнца и объектов как внутри, так и вне
Солнечной системы с борта двух космических аппаратов, помещенных в
Лагранжевы точки либрации системы Земля-Солнце и составляющих
межпланетную солнечную спектроскопическую обсерваторию.
На основе наблюдений на вакуумном солнечном телескопе Грегори-Куде в
Тенерифе В.И. Макаровым впервые показано, что полярное магнитное поле
Солнца сосредоточено в килогауссовых магнитных трубках, локализованных в
структурах типа полярных факелов со средней напряженностью 1600 ± 350
Гс.
Из сопоставления данных наблюдений Солнца на радиотелескопах РАТАН-600
(Россия) и VLA (США) обнаружена связь узкополосной двойной инверсии
поляризации радиоизлучения активных областей Солнца в микроволновом
диапазоне и "шумовых бурь" в метровом диапазоне (рук. Г.Б. Гельфрейх).
В результате программы исследования тесных двойных систем (ТДС),
выполненной на больших телескопах России, Украины и Европейской Южной
Обсерватории, обнаружены новые виды спектроскопической и
поляриметрической переменности некоторых катаклизмических переменных, а
также ряда молодых звезд типа Ae/Be Хербига; обнаружена круговая
поляризация, измерено магнитное поле уникальной катаклизмической
переменной SS Лебедя (Ю.Н. Гнедин и его ученики).
Международное сотрудничество
ГАО РАН в настоящее время проводит совместные научные работы в рамках
подписанных договоров и соглашений о научно-техническом сотрудничестве с
20 иностранными учреждениями в Великобритании, Испании, США, Дании,
Италии, Бельгии, Германии, Японии, Финляндии, Греции и других стран.
Премии
Ученые и авторские коллективы ГАО неоднократно были удостоены
отечественных и зарубежных премий (5 государственных премий, 5 премий
отечественной и зарубежных Академий наук, золотые медали Академий наук,
Международной Академии космонавтики). В последние годы ряд сотрудников
ГАО были удостоены Государственных стипендий Российской Федерации,
стипендий Соросовского профессора, Почетного Соросовского профессора.
В Стеклянной библиотеке Пулковской обсерватории хранятся астрономические
фотонегативы, получаемые на телескопах обсерватории с 1893 г.
Значительная часть фотопластинок пропала во время Второй мировой войны,
т.к. не все фотопластинки удалось эвакуировать, а те, которые были
вывезены вместе со всем оборудованием обсерватории, хранились,
естественно, в далеко не оптимальных для них условиях. До настоящего
времени дожили порядка 900 фотопластинок, полученные с 1893 г. по 1940
г.
Пока в Стеклянной библиотеке хранится около 37 000 фотопластинок и прием
их продолжается.
В настоящее время в Стеклотеке имеются фотопластинки, полученные:
на Пулковском нормальном астрографе (размер фотопластинки 160x160 мм,
масштаб 59".56 в мм.) по программам: малые планеты, большие планеты,
шаровые и рассеянные скопления, планетарные туманности, площадки с
галактиками, двойные и кратные системы звезд, яркие звезды, новые и
сверхновые, кометы, площадки Каптейна, Каталог геодезических звезд
(КГЗ), Фотографический каталог слабых звезд (ФКСЗ). на 26" рефракторе
(размер фотопластинки 130x180 мм, масштаб 19".81 в мм.) по программам:
двойные звезды, параллаксы. на АКД (размер фотопластинки 130x180 мм,
масштаб 300" в мм) по про-граммам: большие планеты, яркие звезды, новые,
кометы, рассеянные скопления, звезды Фундаментального каталога (FK-4).
на Полярной трубе А.А. Михайлова ( размер фотопластинки 200x200 мм,
масштаб 34" в мм) – снималась область полюса. на Экспедиционном
астрографе (размер фотопластинки 180x180 мм, масштаб ~ 91" в мм) по
программе Пулковского фотографического каталога южного неба (ФОКАТ) а
также Каталог геодезических звезд северного неба.
Предполагается, что в Стеклотеку поступит около 55 000 фотопластинок.
Пластинки хранятся в закрытых шкафах, изготовленных из дерева с
использованием клея, не имеющего химически активных составляющих.
Расставлены пластинки по номерам NGC, ADS или по прямому восхождению.
Для пластинок Стеклотеки составлен электронный каталог, система
управления которым написана инженером-программистом Лаборатории
автоматизации научных исследований (ЛАНИ) Цекмейстер С.Д.
В электронный каталог заносится: название телескопа; параметры
телескопа; номер фотопластинки; ее размер; масштаб; форма; название
объекта; номер по JC, NGC, ADS, IC и др.; прямое восхождение (RA) и
склонение (D) центра пластинки на момент наблюдения и на эпоху J 2000.0
; момент начала и конца наблюдений; количество экспозиций; диафрагма;
фильтр; след; эмульсия; цветовая система; температура воздуха;
атмосферное давление; качество пластинки; состояние эмульсии на данный
момент; наблюдатель; местоположение пластинки в шкафах Стеклотеки;
название обсерватории, где снята пластинка.
Программа позволяет найти любую фотопластинку или серию фотопластинок по
одному из вышеперечисленных признаков. Кроме того, можно производить
поиск по координатам площадки или объекта на небесной сфере. При этом на
мониторе будет получено изображение искомого объекта на фоне звезд с их
номерами по каталогу РРМ.
Электронный каталог находится в процессе работы, т.е. постоянного
добавления базы данных с помощью операторов ЛАНИ, и в настоящее время в
него занесены данные о 15250 фотопластинках Нормального астрографа и о
9000 фотопластинок 26" рефрактора.
