(7.38)
Заметим, что формула (7.37) является частным случаем формулы (7.38) при очень малых t . При очень больших оптических глубинах выражение (7.38) стремится к предельному значению e /k . Если вспомнить, что чем непрозрачнее газ, тем он ближе к состоянию термодинамического равновесия, когда справедлив закон Кирхгофа и отношение e /k равно функции Планка, то получится очень важное следствие: чем непрозрачнее газ в данной области спектра, тем ближе его излучение в соответствующей длине волны к значению, определяемому функцией Планка при некотором значении температуры. Как близко это значение к действительной температуре вещества, будет рассмотрено в § 108. Теперь рассмотрим, как должен меняться спектр туманности, если непрерывно увеличивать плотность ее вещества. У наиболее ярких из наблюдаемых туманностей линии излучения видны на фоне слабого непрерывного спектра, что говорит об усилившейся роли рекомбинаций. По мере дальнейшего роста оптической толщины интенсивность непрерывного спектра растет, в то время как яркость линий вследствие самопоглощения почти не меняется. Эмиссионные линии начинают все менее и менее резко выделяться на фоне непрерывного спектра. В конце концов они почти сливаются с континуумом и общий вид целой области спектра оказывается почти планковским. Вот почему излучение очень толстого слоя газов, а в еще большей степени жидких и твердых тел напоминает равновесное излучение абсолютно черного тела. Примером плотного и массивного газового образования служат звезды. Хотя их излучение напоминает планковское, в их спектрах наблюдается большое количество темных линий (спектр поглощения), существование которых из формулы Планка не следует. В спектральных линиях атомы поглощают излучение значительно сильнее, чем в непрерывном спектре. Поэтому в линиях поглощения видны самые внешние слои звезды. То, что эти линии выглядят темнее окружающего непрерывного спектра, говорит об уменьшении излучательной способности вещества наружных слоев. В астрофизике приходится иметь дело со всеми тремя рассмотренными типами спектров - линейчатым, непрерывным и поглощения (абсорбционным). Изучение непрерывных спектров позволяет получить представление о температуре, плотности и количестве излучающего газа. Отождествление спектральных линий со спектрами известных химических элементов позволяет установить их присутствие в космических объектах, а детальное исследование отдельных спектральных линий дает сведения о температуре, давлении, количестве излучающих или поглощающих атомов, внутренних движениях в газе, величине магнитного поля и других физических свойствах. Спектральные линии, наблюдаемые в астрофизических условиях. Расположение спектральных линий, характерных для атома данного химического элемента, определяется зарядом его ядра и количеством внешних, валентных электронов. Поэтому спектры элементов, входящих в группы периодической системы Д.И. Менделеева, равно как и спектры ионов с одинаковым количеством валентных электронов, сходны между собой. Так, например, сходными оказываются спектры водорода и ионизованного гелия, натрия и ионизованного кальция, нейтральных кальция и магния и т.д. В спектрах большинства астрономических объектов, в частности, почти у всех звезд, наблюдаются интенсивные линии водорода. Счет его энергетических уровней ведется от основного состояния, соответствующего минимальной энергии атома. В видимой области спектра расположены линии серии Бальмера, возникающие при переходах со всех энергетических уровней на второй: красная линия, обозначаемая Нa (l = 6563 Å), голубая Нb (l = 4861 Å) и две фиолетовые Нg (l = 4340 Å) и Нd (l = 4102 Å). Остальные линии этой серии вместе с бальмеровским континуумом, начинающимся около l = 3646 Å и возникающим при рекомбинации электронов на второй уровень, расположены в ультрафиолетовой части спектра. У всех элементов наиболее интенсивными, как правило, являются линии главной серии, возникающие в результате переходов на самый глубокий, основной уровень атома. Это связано с постоянным стремлением электрона в атоме к состоянию с наименьшей потенциальной энергией. У водорода главная серия, называемая серией Лаймана (La, Lb, ...), лежит в далеком ультрафиолете (длины волн 1216, 1026, 972 Å и т.д.). Первая линия главной серии называется резонансной. С длины волны 912 Å начинается лаймановский континуум. Переходы со всех вышележащих уровней на третий и четвертый дают соответственно серии Пашена и Брэккета, расположенные в инфракрасной части спектра. Протон (ядро водородного атома), подобно кольцевому току, обладает магнитным моментом. Момент количества движения электрона (спин) может быть направлен либо параллельно либо антипараллельно магнитному моменту ядра. Оба эти состояния обладают несколько различной энергией. Для основного состояния водородного атома разность энергий составляет 6×10-6 эв. Вектор момента количества движения подобно вектору угловой скорости можно рассматривать как ось вращения электрона. Если эта ось направлена в ту же сторону, что и магнитный момент ядра, то водородный атом, находящийся в основном состоянии, оказывается возбужденным. Однако это особый возбужденный уровень, называемый метастабильным: в отличие от обычного возбужденного состояния, в котором атом может находиться сотые доли микросекунды, в данном случае он может оставаться возбужденным в течение необычайно долгого времени порядка 11 миллионов лет. Если в течение этого времени спин электрона спонтанно изменит свое направление на противоположное (электрон как бы “перевернется”), атом перейдет в состояние с меньшей энергией и излучит квант с энергией 6×10-6 эв, соответствующий радиоизлучению с длиной волны 21 см. Это еще одна важная спектральная линия водорода, существование которой позволяет изучать вещество в самых холодных областях космического пространства. В спектрах некоторых тел, особенно горячих звезд, наблюдаются линии гелия. Спектр ионизованного гелия очень похож на водородный и наблюдается у самых горячих звезд. Линии нейтрального гелия встречаются чаще. Еще до того, как гелий был обнаружен на Земле, наиболее интенсивная из его спектральных линий в видимой части спектра (желтая линия с l = 5876 Å ) была замечена в спектре Солнца, что и послужило поводом к названию этого элемента (гелиос, по-гречески, Солнце). Рядом с этой линией гелия, обозначаемой D3, находятся две интенсивные линии D1 и D2 с длинами волн 5896 и 5890 Å, часто наблюдаемые в спектрах звезд и межзвездной среды. Это резонансные линии натрия. Еще более интенсивными часто бывают резонансные линии ионизованного кальция, расположенные у фиолетовой границы видимого спектра. Они обозначаются Н (l = 3968 Å) и К ( l = 3934 Å ). В спектрах небесных тел встречается также множество линии других атомов и некоторых простейших молекулярных соединений. Характерной особенностью спектров некоторых астрономических объектов являются наблюдаемые в них запрещенные линии. С одной из таких линий, излучаемой межзвездным водородом (l = 21 см), мы только что познакомились. Другие линии, часто наиболее яркие, лежат в видимой области спектра (например, эмиссионные линии в солнечной короне, небулярные линии в спектрах туманностей, авроральные линии, возбуждаемые в верхних слоях земной атмосферы). Тщетность попыток воспроизвести эти линии в земных лабораториях заставляла вначале предположить существование неизвестных гипотетических элементов “короний”, “небулий” и т.д. Как мы видели, подобное предположение оказалось справедливым только в отношении гелия. Во всех остальных случаях неизвестные линии удалось отождествить со спектрами хорошо известных химических элементов, находящихся, однако, в особых условиях возбуждения. Так, например, оказалось, что корональные линии излучаются многократно ионизованными атомами железа, никеля, аргона, кальция и других элементов, у которых “оторвано” по 10-15 электронов. Небулярные и авроральные линии оказались принадлежащими однократно и дважды ионизованному кислороду. Появление запрещенных линий свидетельствует об очень большой разреженности газа. Как и в случае радиолинии 21 см, чтобы излучить запрещенную линию, атом должен находиться сравнительно долго в возбужденном состоянии. Хотя для оптических запрещенных линий это время не так велико, как для линии 21 см, все же оно достигает десятых долей или даже целых секунд, т.е. в сотни миллионов раз больше, чем для обычных спектральных линий. Чтобы произошло спонтанное излучение, атом за это время не должен сталкиваться с другими частицами, чтобы не “потерять” энергию своего возбуждения. Следовательно, в разреженном газе, излучающем запрещенные линии, промежуток времени между последовательными столкновениями частиц должен быть порядка секунды. Полагая в формуле (7.17) s = 10 -16 см2 и v* = 108 см/сек, что соответствует условиям в солнечной короне, получаем, что концентрация частиц должна быть не больше 108 частиц/см3. В газовых туманностях концентрация частиц во много раз меньше. Поляризация излучения. Электромагнитное излучение, возникающее в результате каждого отдельного элементарного процесса, характеризуется определенной плоскостью, в которой лежит вектор напряженности колеблющегося электрического поля (плоскость распространения). Перпендикулярная к ней плоскость, содержащая вектор колеблющегося магнитного поля, называется плоскостью поляризации. Чаще всего наблюдаемое излучение неполяризовано, так как оно возникает в результате сложения одновременного излучения очень большого числа атомов, поляризованного вдоль всевозможных направлений. Такой неполяризованный свет называется естественным (рис. 88).
Пропуская свет через специальные поляризаторы (например, кристаллы кварца, полевого шпата) или поляроидные пленки, на которые нанесены эмульсии из некоторых кристаллических веществ, можно из данного излучения выделить часть, поляризованную вдоль основной плоскости поляризатора или поляроида. Поворачивая эту плоскость, измеряют интенсивность поляризованного излучения в различных направлениях. Если по всем направлениям интенсивность оказывается одинаковой, то свет не поляризован. Если наблюдается максимум поляризации вдоль некоторого направления, то в перпендикулярной к нему плоскости обязательно имеет место минимум поляризации. Разность интенсивностей вдоль направлений максимума и минимума поляризации, отнесенная к их сумме, называется степенью поляризации:
(7.39)
В простейшем случае поляризация возникает при отражении от некоторых поверхностей, особенно при определенных значениях углов падения и отражения. Так, например, свет, отраженный под углом 58° пластинкой из обычного стекла, почти полностью поляризован, причем плоскость поляризации перпендикулярна к плоскости стекла. Это свойство отраженного света используется для изучения природы отражающих поверхностей, например планет. При рассеянии света на большом количестве отдельных частиц также может возникнуть поляризация. Особенно важен случай рассеяния на свободных электронах. В направлении, составляющем с первоначальным угол ровно 90°, рассеяние на свободных электронах полностью (на 100%) поляризовано. Кроме того, поляризация возникает при рассеянии на мелких пылинках, а также при рассеянии отдельными молекулами. Так, солнечный свет, рассеянный молекулами воздуха, что придает голубой цвет небу, оказывается частично поляризованным. Спектральные линии в магнитном поле. Спектральные линии, излучаемые атомом, находящимся в магнитном поле, расщепляются на несколько тесно расположенных компонентов. В простейшем случае спектральная линия разделяется на две, если наблюдать вдоль силовых линий магнитного поля, и на три, если смотреть поперек них. Излучение в каждой из этих линий особым образом поляризовано. Это явление называется эффектом Зеемана. Расстояние между компонентами расщепленных спектральных линий пропорционально напряженности магнитного поля. Это дает возможность на основании спектроскопических наблюдений измерять космические магнитные поля. На рис. 89 приведен спектр солнечного пятна, показывающий присутствие сильного магнитного поля напряженностью около 1000 эрстед.
§ 107. Доплеровское смещение спектральных линий
Если расстояние между излучающим телом и наблюдателем меняется, то скорость их относительного движения имеет составляющую вдоль луча зрения, называемую лучевой скоростью. По линейчатым спектрам лучевые скорости могут быть измерены на основании эффекта Доплера, заключающегося в смещении спектральных линий на величину, пропорциональную лучевой скорости, вне зависимости от удаленности источника излучения. При этом, если расстояние увеличивается (лучевая скорость положительна), то смещение линий происходит в красную сторону, а в противном случае - в синюю. Объяснить это явление можно на основании следующих элементарных рассуждений. Вообразим наблюдателя, воспринимающего от объекта луч света. Предположим, что этот луч представляет собой отдельное непрерывное электромагнитное колебание (цуг волн). Пусть за 1 сек источник излучает n волн длиной l каждая. Так как n - частота, то . Неподвижный относительно источника наблюдатель за ту же одну секунду воспримет столько же (т.е. n ) волн. Теперь пусть источник или наблюдатель движутся с относительной скоростью vr . Тогда по отношению к неподвижному цугу волн наблюдатель за 1 сек пройдет расстояние vr , на котором укладывается волн. Таким образом, в случае движения вдоль луча зрения наблюдатель воспримет не n волн, а на меньше, если расстояние увеличивается, и на больше, если оно уменьшается. Следовательно, изменится частота наблюдаемого излучения n . Обозначая это изменение частоты через Dn и принимая, что положительным значениям vr соответствует увеличение расстояния, получим Учитывая зависимость между n и l , мы видим, что при движении вдоль луча зрения изменяется не только частота воспринимаемого излучения, но и длина его волны соответственно на величину Объединяя это выражение с предыдущим, найдем окончательную формулу для величины доплеровского смещения спектральных линий
(7.40)
Более строгий вывод формулы для доплеровского смещения требует применения теории относительности. При этом получается выражение, которое при vr с очень мало отличается от формулы (7.40). Кроме того, оказывается, что смещение спектральных линий вызывается не только движениями вдоль луча зрения, но и перпендикулярными к нему перемещениями (так называемый поперечный эффект Доплера). Однако он, как и релятивистская поправка к формуле (7.40), пропорционален и должен приниматься во внимание только при скоростях, близких к скорости света. Эффект Доплера играет исключительно важную роль в астрофизике, так как позволяет на основании измерения положения спектральных линий судить о движениях небесных тел. Приведем несколько примеров. Вследствие обращения Земли вокруг Солнца ее скорость, по абсолютной величине близкая к v = 30 км/сек = 3×106 см/сек, все время меняет свое направление в пространстве. Поэтому линии в спектрах звезд, к которым в данный момент направлено движение Земли, слегка смещены в фиолетовую сторону на величину Dl , причем
Для зеленой линии с l = 5000 Å = 5×10-5 см смещение составляет 0,5 Å, что легко может быть измерено. Вектор скорости годичного движения Земли лежит в плоскости эклиптики и перпендикулярен к направлению на Солнце. Поэтому наибольшее смещение спектральных линий бывает в спектрах звезд, расположенных вблизи эклиптики на расстоянии 90° от Солнца. Поскольку обращение Земли происходит против часовой стрелки, если смотреть с северного полюса эклиптики, то в точке, расположенной на 90° к востоку, линии смещены к красному концу, а в противоположной точке - к фиолетовому. У звезд, находящихся во всех остальных точках небесной сферы, смещение линий в спектрах звезд, вызванное годичным движением Земли, меньше. Оно в точности равно нулю для звезд, находящихся в полюсе эклиптики и в направлениях к Солнцу и от него. Смещение спектральных линий, вызванное суточным вращением Земли, линейная скорость которого на экваторе не превышает 0,5 км/сек, значительно меньше (самое большее тысячные доли ангстрема). Для измерения смещения спектральных линий рядом со спектром исследуемого объекта, например звезды, на ту же пластинку фотографируют спектр лабораторного источника, в котором имеются известные спектральные линии. Затем при помощи микроскопов, снабженных точными микрометрами, измеряют смещение линий объекта по отношению к лабораторной системе длин волн и тем самым находят величину Dl , а по формуле (7.40) вычисляют лучевую скорость vr . Если из этой скорости вычесть проекцию на луч зрения скорости годичного движения Земли, то получим лучевую скорость звезды относительно Солнечной системы. Принцип Доплера позволяет не только судить о движении излучающего тела, но и о его вращении. Так, например, вследствие вращения Солнца восточный его край приближается к нам, а западный - удаляется. Наибольшая линейная скорость (на солнечном экваторе) достигает почти 2 км/сек, что при l = 5000 Å соответствует доплеровскому смещению Dl = 0,035 Å. По мере приближения к центру и полюсам солнечного диска лучевая скорость, а вместе с нею и доплеровское смещение уменьшаются до нуля. У звезд не удается наблюдать излучения отдельных частей их поверхности. Наблюдаемый спектр звезды получается в результате наложения друг на друга спектров всех точек ее диска, каждая из которых у вращающейся звезды дает различное смещение линий в спектре. В результате наблюдается расширение спектральных линий, на основании которого можно судить о величине линейной скорости вращения. У некоторых звезд линейные скорости вращения достигают огромных значений в сотни километров в секунду. Даже в тех случаях, когда излучающий газ в целом не имеет относительного движения вдоль луча зрения, спектральные линии, излучаемые отдельными атомами, все равно имеют доплеровские смещения из-за беспорядочных тепловых движения. Поскольку в каждый момент множество атомов приближается к нам со всевозможными скоростями и примерно столько -же их удаляется с такими же скоростями, происходит симметричное расширение спектральной линии, изображенное на рис. 90. Такой график, показывающий распределение энергии, излучаемой в узкой области спектра в пределах спектральной линии, называется ее профилем. Если расширение линии вызвано только тепловыми движениями излучающих атомов, то по ширине профиля можно судить о температуре светящегося газа. Действительно, как указывалось в § 104, число частиц, обладающих различными скоростями вдоль луча зрения vr , убывает с ростом | vr |, по закону Вместе с тем, чем больше | vr | , тем дальше в крыле линии излучает данный атом. При vr > 0 излучение происходит в красном крыле, а при vr < 0 - в синем. Если газ прозрачен к излучению в рассматриваемой линии (т.е. самопоглощение отсутствует) и, следовательно, интенсивность в каждой точке профиля пропорциональна количеству атомов, обладающих соответствующим значением vr , то профиль спектральной линии повторяет закон распределения атомов по скоростям (7.15) и кривая, изображенная на рис. 90, представляется формулой
(7.41)
Из формулы (7.15) видно, что число частиц со скоростью vr = v* в е раз меньше, чем частиц со скоростью vr = 0. Эти атомы создают излучение в точке профиля линии, интенсивность I в которой в e раз меньше центральной I0. Половина расстояния между точками профиля линии, в которых интенсивность составляет 1/е (37%) от центральной, называется доплеровской шириной спектральной линии Dl D . Поскольку атомы, излучающие спектральную линию, смещенную на величину Dl D , должны двигаться с наиболее вероятной скоростью v*, имеем Если эта скорость обусловлена только тепловыми движениями, то, учитывая формулу (7.14), получим
(7.42)
Откуда
(7.43)
Если помимо тепловых движений в газе наблюдаются течения или какие-нибудь другие крупномасштабные движения (например, турбулентность), то спектральная линия расширяется еще сильнее, а иногда разбивается на несколько линий, соответствующих различным потокам. Таким образом, изучая профили спектральных линий, можно судить как о температуре, так и о движениях, происходящих в излучающем газе.
§ 108. Методы определения температуры
Прежде всего важно вспомнить (§ 104), что температура характеризует среднюю кинетическую энергию одной частицы вещества. Часто температурой называют результат ее измерения тем или иным методом. Поэтому, если хотят подчеркнуть, что термин “температура” упоминается именно в указанном выше смысле, то говорят: кинетическая температура. Температура - очень важная характеристика состояния вещества, от которой зависят основные его физические свойства. Ее определение - одна из труднейших астрофизических задач. Это связано как со сложностью существующих методов определения температуры, так и с принципиальной неточностью некоторых из них. За редким исключением, астрономы лишены возможности измерять температуру с помощью какого-либо прибора, установленного на самом исследуемом теле. Однако даже если бы это удалось сделать, во многих случаях тепло-измерительные приборы оказались бы бесполезными, так как их показания сильно отличались бы от действительного значения температуры. Термометр дает правильные показания только в том случае, когда он находится в тепловом равновесии с телом, температура которого измеряется. Поэтому для тел, не находящихся в тепловом равновесии, принципиально невозможно пользоваться термометром, и для определения их температуры необходимо применять специальные методы. Рассмотрим основные методы определения температур и укажем важнейшие случаи их применения. Определение температуры по ширине спектральных линий. Этот метод основан на использовании формулы (7.43), когда из наблюдений известна доплеровская ширина спектральных линий излучения или поглощения. Если слой газа оптически тонкий (самопоглощения нет), а его атомы обладают только тепловыми движениями, то таким путем непосредственно получается значение кинетической температуры. Однако очень часто эти условия не выполняются, о чем прежде всего говорит отклонение наблюдаемых профилей от кривой Гаусса, изображенной на рис. 90. Очевидно, что в этих случаях задача определения температуры на основании профилей спектральных линий сильно усложняется. Определение температуры на основании исследования элементарных атомных процессов, приводящих к возникновению наблюдаемого излучения. Этот метод определения температуры основан на теоретических расчетах спектра и сравнении их результатов с наблюдениями. Проиллюстрируем этот метод на примере уже упоминавшейся солнечной короны. В ее спектре наблюдаются линии излучения, принадлежащие многократно ионизованным элементам, атомы которых лишены более чем десятка внешних электронов, для чего требуются энергии по крайней мере в несколько сотен электрон-вольт. Мощность солнечного излучения слишком мала, чтобы вызвать столь сильную ионизацию газа. Ее можно объяснить только столкновениями с энергичными быстрыми частицами, главным образом свободными электронами. Следовательно, тепловая энергия значительной доли частиц в солнечной короне должна равняться нескольким сотням электрон-вольт. Обозначая через е энергию, выраженную в электрон-вольтах и учитывая (7.13), имеем Т = 11 600 в. Тогда энергию в 100 эв большинство частиц газа имеет при температуре более миллиона градусов. Определение температуры на основании применения законов излучения абсолютно черного тела. На применении законов излучения абсолютно черного тела (строго говоря, справедливых только для термодинамического равновесия) к наблюдаемому излучению основан ряд наиболее распространенных методов определения температуры. Однако по причинам, упомянутым в начале этого параграфа, все эти методы принципиально неточны и приводят к результатам, содержащим большие или меньшие ошибки. Поэтому их применяют либо для приближенных оценок температуры, либо в тех случаях, когда удается доказать, что эти ошибки пренебрежимо малы. Начнем именно с этих случаев. Оптически толстый, непрозрачный слой газа в соответствии с законом Кирхгофа дает сильное излучение в непрерывном спектре. Типичным примером могут служить наиболее глубокие слои атмосферы звезды. Чем глубже находятся эти слои, тем лучше они изолированы от окружающего пространства и тем ближе, следовательно, их излучение к равновесному. Поэтому для внутренних слоев звезды, излучение которых до нас совсем не доходит, законы теплового излучения выполняются с высокой степенью точности. Совсем иначе обстоит дело с внешними слоями звезды. Они занимают промежуточное положение между полностью изолированными внутренними слоями и совсем прозрачными самыми внешними (имеется в виду видимое излучение). Фактически мы видим те слои, оптическая глубина которых т не слишком сильно отличается от 1. Действительно, более глубокие слои хуже видны вследствие быстрого роста непрозрачности с глубиной, а самые внешние слои, для которых t мало, слабо излучают (напомним, что излучение оптически тонкого слоя пропорционально его оптической толщине). Следовательно, излучение, выходящее за пределы данного тела, возникает в основном в слоях, для которых t " 1. Иными словами, те слои, что мы видим, расположены на глубине, начиная с которой газ становится непрозрачным, Для них законы теплового излучения выполняются лишь приблизительно. Так, например, для звезд, как правило, удается подобрать такую планковскую кривую, которая, хотя и очень грубо, все же напоминает распределение энергии в ее спектре. Это позволяет с большими оговорками применить законы Планка, Стефана - Больцмана и Вина к излучению звезд.
Рассмотрим применение этих законов к излучению Солнца, На рис. 91 изображено наблюдаемое распределение энергии в спектре центра солнечного диска вместе с несколькими планковскими кривыми для различных температур. Из этого рисунка видно, что ни одна из них в точности не совпадает с кривой для Солнца. У последней максимум излучения выражен не так резко. Если принять, что он имеет место в длине волны l max = 4300 Å, то температура, определенная по закону смещения Вина, окажется равной Т (l шах ) = 6750°. Полная энергия, излучаемая 1 см2 поверхности Солнца (см. § 118), равна e ¤ = 6,28×1010 эрг/см2× сек. Подставляя это значение в формулу (7.33) закона Стефана - Больцмана, получаем так называемую эффективную температуру
Итак, эффективной температурой тела называется температура такого абсолютно черного тела, каждый квадратный сантиметр которого во всем спектре излучает такой же поток энергии, как и 1 см2 данного тела. Аналогичным образом вводятся понятия яркостной и цветовой температуры. Яркостной температурой называется температура такого абсолютно черного тела, каждый квадратный сантиметр которого в некоторой длине волны излучает такой же поток энергии, как и данное тело в той же длине волны. Чтобы определить яркостную температуру, надо применить формулу Планка к наблюдаемой монохроматической яркости излучающей поверхности. Очевидно, что в различных участках спектра реальное тело может иметь различную яркостную температуру. Так, например, из рис. 91 видно, что кривая для Солнца пересекает различные планковские кривые, соответствующие температуры которых показывают изменение яркостной температуры Солнца в различных участках видимого спектра. Определение яркостной температуры требует очень сложных измерений интенсивности излучения в абсолютных единицах. Гораздо проще определить изменение интенсивности излучения в некоторой области спектра (относительное распределение энергии). Температура абсолютно черного тела, у которого относительное распределение энергии в некотором участке спектра такое же, как и у данного тела, называется цветовой температурой тела. Возвращаясь снова к распределению энергии в спектре Солнца, мы видим, что в области длин волн 5000-6000 Å наклон кривой для Солнца на рис. 91 такой же, как и у планковской кривой для температуры 7000° в той же области спектра. Итак, различные методы определения температуры, примененные к одному и тому же объекту - Солнцу, приводят к различным результатам. Однако это вовсе не означает, что температуру Солнца вообще невозможно определить. Как мы увидим в гл. IX, расхождения между результатами применения. различных методов объясняются изменением температуры солнечного вещества с глубиной, а также тем, что наружные слои газов излучают не как абсолютно черное тело, т.е. формулы (7.31)-(7.33) применимы лишь в первом приближении. Введенные выше понятия эффективной, яркостной и цветовой температуры являются таким образом лишь параметрами, характеризующими свойства наблюдаемого излучения. Чтобы выяснить, с какой точностью и на какой глубине они дают представление о действительной температуре тела, необходимы дополнительные исследования.
§ 109. Определение химического состава и плотности небесных тел
Как правило, наличие в спектре линий некоторого химического элемента говорит о том, что он имеется в исследуемом теле. (Бывают исключения, например, так называемые межзвездные линии поглощения, наблюдаемые в спектрах звезд, но возникающие в пространстве между ними.) До тех пор, пока слой излучающего газа можно считать оптически тонким, так что в нем почти совсем не поглощается собственное его излучение, яркость спектральной линии пропорциональна количеству излучающих возбужденных атомов, находящихся на луче зрения. Излучательную способность атома, равно как и коэффициент его поглощения в данной спектральной линии, можно найти экспериментально или теоретически: она обратно пропорциональна времени, в течение которого атом может находиться в возбужденном состоянии. Измеряя энергию, излучаемую или поглощаемую в данной спектральной линии, вычисляют количество атомов и тем самым массу той части вещества, которая создает излучение. Если эта масса составляет главную долю всей массы наблюдаемого объекта с известными размерами, то легко найти его плотность. Таким путем можно определить концентрацию излучающего вещества в прозрачных газовых туманностях. У непрозрачных. (оптически толстых) объектов (например, звезд) мы не видим: всех излучающих слоев. Поэтому их плотности не могут быть определены таким путем. Однако плотность вещества, точнее, давление в нем, сказывается на форме отдельной спектральной линии, особенно вдали от ее центра (в так называемых крыльях) . Это может быть использовано для определения плотности. Грубо говоря, указанное влияние сводится к тому, что спектральные линии, возникающие в разреженном газе, значительно уже, чем в плотной среде при той же температуре. Как правило, в данной спектральной линии наблюдается свечение (или поглощение) лишь части атомов, принадлежащих данному телу. Доля атомов, “наблюдаемых” в какой-либо линии, определяется тем, что, во-первых, не все атомы данного химического элемента находятся в соответствующем состоянии возбуждения, необходимом для излучения или поглощения этой линии, а во-вторых тем, что в исследуемом теле могут быть и другие химические элементы. Поэтому для определения плотности вещества необходимо предварительно изучить его химический состав. В спектрах подавляющего большинства космических объектов наблюдаются линии водорода. Это дает основание предполагать, что водород - наиболее распространенный химический элемент в природе, факт, подтверждаемый количественным анализом химического состава различных небесных тел. Второе место по распространенности в природе после водорода занимает гелий, хотя принадлежащие ему спектральные линии наблюдаются значительно реже. Это хороший пример того, как отсутствие в спектре линий некоторого элемента вовсе не означает, что его нет в исследуемом теле. Так, например, линии гелия почти не наблюдаются среди линий поглощения в солнечном спектре. Однако в спектрах более верхних его слоев, в частности, облаков раскаленных газов - протуберанцев, видны яркие эмиссионные линии гелия, что доказывает наличие его на Солнце. В спектре солнечной короны совсем не видны линии водорода, хотя заведомо известно, что вещество короны имеет такой же состав, что и Солнце, и, следовательно, должно содержать водород. В обоих этих примерах соответствующие атомы просто находятся в таких состояниях, что не излучают (и не поглощают) легко наблюдаемых спектральных линий. Водород в короне ионизован настолько сильно, что практически нет нейтральных атомов, излучение которых можно было бы заметить. Наоборот, в слоях, где образуются линии поглощения, в частности, водорода, возбуждение гелиевых атомов оказывается слишком слабым, что также приводит к отсутствию его линий в спектре. Следовательно, для правильного определения химического состава необходимо учитывать, что некоторые атомы могут находиться в ненаблюдаемых или трудно наблюдаемых состояниях, как, например, в случае, когда все возбуждаемые спектральные линии находятся в далеком ультрафиолете. Наиболее интенсивные линии вовсе не обязательно принадлежат самому распространенному химическому элементу. Как мы видели на примере запрещенных линий, в некоторых особых условиях весьма интенсивными становятся линии, которые в “обычных” условиях либо совсем не наблюдаются, либо очень слабы. Отсюда видно, что определение химического состава небесных тел на основе изучения их спектров - очень сложная задача, требующая для своего решения знания физических условий в исследуемом теле (особенно температуры) и применения методов теоретической астрофизики.
Результаты показывают, что некоторые тела (например, звезды определенных типов) обладают теми или иными особенностями химического состава. Однако большинство остальных объектов состоит примерно из одних и тех же относительных количеств известных химических элементов. Поэтому можно говорить о среднем космическом содержании элементов, о котором обычно судят по относительному числу атомов, находящихся в каком-либо объеме. В табл. 3 приведены относительные числа атомов наиболее распространенных химических элементов, полученные на основании изучения спектров звезд и дающие представление о распространенности химических элементов в космосе. Все числа атомов приведены по отношению к числу атомов водорода, содержание которых условно принято равным 106. Из табл. 3 видно, что атомов гелия в космосе раз в 10 меньше, чем водорода. Точнее, о содержании этого элемента судить трудно, так как его линии сравнительно редко наблюдаются. Количество атомов всех остальных элементов составляет лишь около 0,14% от числа атомов водорода, а всех металлов меньше примерно в 10 000 раз.
§ 110. Телескопы
После того как в 1609 г. Галилей впервые направил на небо телескоп, возможности астрономических наблюдений возросли в очень сильной степени. Этот год явился началом новой эры в науке - эры телескопической астрономии. Телескоп Галилея по нынешним понятиям был несовершенным, однако современникам казался чудом из чудес. Каждый, заглянув в него, мог убедиться, что Луна - это сложный мир, во многом подобный земному, что вокруг Юпитера обращается четыре маленьких спутника, так же как Луна вокруг Земли, и т.д. Все это будило мысль, заставляло задумываться о сложности Вселенной, ее материальности, о множественности обитаемых миров. Изобретение телескопа вместе с системой Коперника сыграло немалую роль в ниспровержении религиозной идеологии средневековья. Изобретение телескопа, как и большинство великих открытий, не было случайным, оно было подготовлено всем предыдущим ходом развития науки и техники. В XVI в. мастера-ремесленники хорошо научились делать очковые линзы, а отсюда был один шаг до телескопа и микроскопа. Телескоп имеет три основных назначения: 1) собирать излучение от небесных светил на приемное устройство (глаз, фотографическую пластинку, спектрограф и др.); 2) строить в своей фокальной плоскости изображение объекта или определенного участка неба; 3) помочь различать объекты, расположенные на близком угловом расстоянии друг от друга и поэтому неразличимые невооруженным глазом. Основной оптической частью телескопа является объектив, который собирает свет и строит изображение объекта или участка неба. Объектив соединяется с приемным устройством трубой (тубусом). Механическая конструкция, несущая трубу и обеспечивающая ее наведение на небо, называется монтировкой. Если приемником света является глаз (при визуальных наблюдениях), то обязательно необходим окуляр, в который рассматривается изображение, построенное объективом. При фотографических, фотоэлектрических, спектральных наблюдениях окуляр не нужен. Фотографическая пластинка, входная диафрагма электрофотометра, щель спектрографа и т.д. устанавливаются непосредственно в фокальной плоскости телескопа. Телескоп с линзовым объективом называется рефрактором, т.е. преломляющим телескопом. Так как световые лучи различных длин волн преломляются по-разному, то одиночная линза дает окрашенное изображение. Это явление называется хроматической аберрацией. Хроматическая аберрация в значительной мере устранена в объективах, составленных из двух линз, изготовленных из стекол с разными коэффициентами преломления (ахроматический объектив, или ахромат). Законы отражения не зависят от длины волны и естественно возникла мысль заменить линзовый объектив вогнутым сферическим зеркалом (рис. 92). Такой телескоп называется рефлектором, т.е. отражательным телескопом. Первый рефлектор (диаметром всего лишь в 3 см и длиной в 15 см) был построен Ньютоном в 1671 г.
Сферическое зеркало не собирает параллельного пучка лучей в точку; оно дает в фокусе несколько размытое пятнышко. Это искажение называется сферической аберрацией. Если зеркалу придать форму параболоида вращения, то сферическая аберрация исчезает. Параллельный пучок, направленный на такой параболоид вдоль его оси, собирается в фокусе практически без искажений, если не считать неизбежного размытия из-за дифракции (см. ниже). Поэтому современные рефлекторы имеют зеркала параболоидальной или, как чаще говорят, параболической формы. До конца XIX в. основной целью телескопических наблюдений было изучение видимых положений небесных светил. Важную роль играли также наблюдения комет и деталей на планетных дисках. Все эти наблюдения производились визуально, и рефрактор с двухлинзовым объективом полностью удовлетворял потребности астрономов. В конце XIX и особенно в XX в. характер астрономической науки претерпел органические изменения. Центр тяжести исследований переместился в область астрофизики и звездной астрономии. Основным предметом исследования стали физические характеристики Солнца, планет, звезд, звездных систем. Появились новые приемники излучения - фотографическая пластинка и фотоэлемент. Стала широко применяться спектроскопия. В результате изменились и требования к телескопам. Для астрофизических исследований желательно, чтобы оптика телескопа не накладывала никаких ограничений на доступный диапазон длин волн: земная атмосфера и так ограничивает его слишком сильно. Между тем стекло, из которого делаются линзы, поглощает ультрафиолетовое и инфракрасное излучение. Фотографические эмульсии и фотоэлементы чувствительны в более широкой области спектра, чем глаз, и поэтому хроматическая аберрация при работе с этими приемниками сказывается сильнее. Таким образом, для астрофизических исследований нужен рефлектор. К тому же большое зеркало рефлектора изготовить значительно легче, чем двухлинзовый ахромат: надо обработать с оптической точностью (до 1/8 длины световой волны l , или 0,07 микрона для визуальных лучей) одну поверхность вместо четырех, и при этом не предъявляется особых требований к однородности стекла. Все это привело к тому, что рефлектор стал основным инструментом астрофизики. В астрометрических работах по-прежнему применяются рефракторы. Причина этого состоит в том, что рефлекторы очень чувствительны к малым случайным поворотам зеркала: так как угол падения равен углу отражения, то поворот зеркала на некоторый угол b смещает изображение на угол 2b . Аналогичный поворот объектива в рефракторе дает гораздо меньшее смещение. А так как в астрометрии надо измерять положения светил с максимальной точностью, то выбор был сделан в пользу рефракторов. Как уже сказано, рефлектор с параболическим зеркалом строит изображение очень четко, однако тут необходимо сделать одну оговорку. Изображение можно считать идеальным, пока оно остается вблизи оптической оси. При удалении от оси появляются искажения (внеосевые аберрации). Поэтому рефлектор с одним только параболическим зеркалом не позволяет фотографировать больших участков неба размером, скажем, 5° ´ 5°, а это необходимо для исследования звездных скоплений, галактик и галактических туманностей. Поэтому для наблюдений, требующих большого поля зрения, стали строить комбинированные зеркально-линзовые телескопы, в которых аберрации зеркала исправляются тонкой линзой, часто увиолевой (сорт стекла, пропускающего ультрафиолетовые лучи). Зеркала рефлекторов в прошлом (XVIII-XIX вв.) делали металлическими из специального зеркального сплава, однако впоследствии по технологическим причинам оптики перешли на стеклянные зеркала, которые после оптической обработки покрывают тонкой пленкой металла, имеющего большой коэффициент отражения (чаще всего алюминий). Основными характеристиками телескопа являются диаметр D и фокусное расстояние F объектива. Чем больше диаметр, тем больший световой поток F собирает телескоп:
(8.1)
где Е - освещенность объектива и S - его площадь. Другой существенной характеристикой является относительное отверстие
(8.2)
Как нетрудно убедиться, освещенность в фокальной плоскости, создаваемая протяженным объектом,
(8.3)
Поэтому при фотографировании слабых протяженных объектов (туманностей, комет) существенно иметь большое относительное отверстие. Однако с увеличением относительного отверстия быстро возрастают внеосевые аберрации. Чем больше относительное отверстие, тем труднее их устранять. Поэтому относительное отверстие рефлекторов обычно не превышает 1:3. Зеркально-линзовые системы и сложные объективы могут обеспечить в некоторых случаях относительное отверстие 1:1 и более. Для визуального телескопа важной характеристикой является увеличение, равное отношению фокусных расстояний объектива и окуляра: Если невооруженным глазом можно различить две звезды с угловым расстоянием не менее 2', то телескоп уменьшает этот предел в n раз (далее мы увидим, что это улучшение не является, однако, безграничным).
При фотографировании представляет интерес масштаб изображения в фокальной плоскости. Он может быть выражен в угловых единицах, приходящихся на 1 мм. Чтобы найти масштаб изображения, нужно знать линейное расстояние l между двумя точками изображения с взаимным угловым расстоянием a
(8.4)
где F - фокусное расстояние объектива. Вывод этой формулы ясен из рис. 93. При малых углах a l = Fa , если a в радианах, и
если a в градусах. Тогда масштаб изображения
(8.5)
и если F выражено в мм, то l тоже будет в мм. Масштаб m , в зависимости от единицы измерения a , получится в градусах на мм (°/мм), в минутах дуги на мм ('/мм) или секундах. дуги на мм ("/мм).
Так, угловой диаметр Солнца и Луны равен приблизительно 0°,5. При фокусном расстоянии телескопа F = 1000 мм. диаметр изображения Солнца и Луны в его фокальной плоскости составляет около 10 мм и, следовательно, Телескоп-рефлектор, приспособленный для наблюдений непосредственно в фокусе параболического зеркала, называется рефлектором с прямым фокусом. Часто используются более сложные системы рефлекторов; например, с помощью дополнительного плоского зеркала, установленного перед фокусом, можно вывести фокус в бок за пределы трубы (ньютоновский фокус). Дополнительным выпуклым предфокальным зеркалом можно удлинить фокусное расстояние и вывести фокус в отверстие, просверленное в центре главного зеркала (кассегреновский фокус), и т.д. Некоторые из таких более сложных систем рефлекторов показаны на рис. 94. Они удобнее для присоединения приемных устройств к телескопу, но из-за дополнительных отражений дают большие потери света. Сложной технической задачей является наведение телескопа на объект и слежение за ним. Современные обсерватории оснащены телескопами диаметром от нескольких десятков сантиметров до нескольких метров. Самый большой в мире рефлектор в настоящее время действует в Советском Союзе. Он имеет диаметр 6 м и установлен на высоте 2070 м (гора Пастухова, вблизи станицы Зеленчукской на Северном Кавказе). Следующий по размерам рефлектор имеет диаметр 5 м и находится в США (обсерватория Маунт Паломар). Монтировка телескопа всегда имеет две взаимно перпендикулярных оси, поворот вокруг которых позволяет навести его в любую область неба. В монтировке, называемой вертикально-азимутальной, одна из осей направлена в зенит, другая лежит в горизонтальной плоскости. На ней монтируются небольшие переносные телескопы. Крупные телескопы, как правило, устанавливаются на экваториальной монтировке, одна из осей которой направлена в полюс мира (полярная ось), а другая лежит в плоскости небесного экватора (ось склонения). Телескоп на экваториальной монтировке называется экваториалом.
Чтобы следить за небесным светилом в экваториал, достаточно поворачивать его только вокруг полярной оси в направлении роста часового угла, так как склонение светила остается неизменным. Этот поворот осуществляется автоматически часовым механизмом. Известно несколько типов экваториальной монтировки. Телескопы умеренного диаметра (до 50-100 см) часто устанавливаются на “немецкой” монтировке (рис. 95), в которой полярная ось и ось склонения образуют параллактическую головку, опирающуюся на колонну. На оси склонения, по одну сторону от колонны, располагается труба, а по другую - уравновешивающий ее груз, противовес. “Английская” монтировка (рис. 96) отличается от немецкой тем, что полярная ось опирается концами на две колонны, северную и южную, что придает ей дополнительную устойчивость. Иногда в английской монтировке полярную ось заменяют четырехугольной рамой, так что труба оказывается внутри рамы (рис. 97, а). Подобная конструкция не позволяет направить инструмент на полярную область неба. Если северный (верхний) подшипник полярной оси сделать в форме подковы (рис. 97,6), то такого ограничения не будет. Наконец, можно вообще убрать северную колонну и подшипник. Тогда получится “американская” монтировка или “вилка” (рис. 98 и 99).
Часовой механизм не всегда действует вполне точно, и при получении фотографий с длительными экспозициями, достигающими иногда многих часов, приходится следить за правильностью наведения телескопа и время от времени его подправлять. Этот процесс называется лидированием. Гидирование осуществляется с помощью гида небольшого вспомогательного телескопа, установленного на общей монтировке с главным телескопом. Электронные вычислительные машины позволяют осуществлять точное слежение за небесным светилом и при вертикально-азимутальной установке путем плавного поворота вокруг обеих осей. Первым в мире крупным оптическим телескопом на вертикально-азимутальной установке является советский шестиметровый рефлектор (рис. 100).
Для многих задач, связанных с исследованием Солнца, необходимо иметь очень большой масштаб изображения, т.е. большое фокусное расстояние. Поэтому телескопы, предназначенные для исследования Солнца, часто делают неподвижными. В этом случае свет направляется в оптическую систему телескопа специальной установкой, называемой целостатом (рис. 101). Целостат представляет собой систему из плоских зеркал (обычно двух), которая отражает пучок световых лучей, идущих от небесного светила всегда в заданном неизменном направлении, несмотря на суточное вращение неба. Для этого одно из зеркал целостата медленно поворачивается вокруг полярной оси (лежащей в плоскости зеркала) со скоростью одного оборота за 48 часов в направлении суточного вращения неба. Луч света от неподвижного светила при этом поворачивался бы со скоростью, в два раза большей (поскольку угол отражения равен углу падения), т.е. одного оборота за 24 часа. Так как светило само движется с той же скоростью, то поворот компенсируется, и луч отражается в неизменном направлении. Существуют два основных типа больших солнечных телескопов - вертикальный, или башенный, и горизонтальный. В башенном телескопе целостат посылает луч вертикально вниз, и оптическая система, строящая изображение Солнца, располагается по вертикали. Спектральная и другая анализирующая аппаратура находится в лабораторном помещении у основания башни. В горизонтальном телескопе целостат посылает луч в горизонтальном направлении, в котором располагаются все оптические элементы системы. В конструктивном отношении горизонтальный телескоп намного удобнее. Однако атмосферные возмущения в приземном слое сильнее влияют на качество изображения горизонтального телескопа, чем башенного. Самую внешнюю и разреженную часть солнечной атмосферы - корону, - долгое время удавалось наблюдать только в редкие моменты полных солнечных затмений. Яркость короны в 106 раз меньше яркости солнечного диска. В обычных условиях рассеяние солнечного света в земной атмосфере и телескопе создает вокруг Солнца ореол, на фоне которого корону различить невозможно. Во время полной фазы солнечного затмения Луна закрывает солнечный диск, и тогда на потемневшем небе вокруг темного диска Луны вспыхивает жемчужное сияние солнечной короны. Многие астрономы и оптики пытались построить специальные телескопы, в которые можно было бы увидеть корону вне затмения. Впервые это удалось известному французскому астрофизику Лио, который использовал рефрактор с однолинзовым объективом. Такая система обеспечивает минимум рассеянного света в телескопе. Чтобы уменьшить атмосферное рассеяние, Лио установил свой прибор (он назвал его внезатменным коронографом) на горе. И, наконец, внутри телескопа он поместил “искусственную Луну”, которая закрывала от наблюдателя изображение солнечного диска. С этими предосторожностями солнечную корону можно было наблюдать визуально и фотографировать в лучах ее наиболее ярких эмиссионных линий. В настоящее время построенные по той же идее внезатменные коронографы имеются во многих странах, и наблюдения короны входят в регулярную программу Службы Солнца. В отличие от солнечных телескопов общего назначения, внезатменный коронограф устанавливается на обычной экваториальной установке, так как целостатное зеркало давало бы слишком много рассеянного света. Естественно поставить вопрос: чем ограничивается качество изображения светил в телескопе? С первого взгляда кажется, что чем больше увеличение (или, в фотографическом телескопе, масштаб), тем больше деталей можно различить на дисках планет, видеть более тесные пары двойных звезд и т.д. На самом деле это не так. Здесь имеется принципиальное
ограничение, связанное с явлением дифракции - огибания световыми волнами краев объектива. Даже идеальный объектив из-за дифракции не может построить изображение точечного объекта в виде точки. Вместо точки получается круглое пятнышко с системой дифракционных колец вокруг, интенсивность которых убывает с удалением от центра изображения (рис. 102). Угловой диаметр центрального пятна
(8.6)
где l - длина волны и D - диаметр телескопа. Если l = 0,55 мк (зеленый свет) и D =100 см, то d = 0,55×10-6 радиан = 0",1. Очевидно, две точки (например, две находящиеся рядом звезды) можно различить только в том случае, если расстояние между ними больше d . Этот минимальный угол d называется теоретическим угловым разрешением телескопа. Практически угловое разрешение больших телескопов ограничивается другим фактором - атмосферным дрожанием. Дрожание вызывается оптической неоднородностью и неспокойствием атмосферы. Отдельные небольшие массы воздуха движутся друг относительно друга, давление в них колеблется, в результате чего коэффициент преломления в разных точках атмосферы на пути луча неодинаков. Луч, проходя атмосферу, преломляется и отклоняется, причем величина и направление этого отклонения меняются со временем. Минимальный размер неоднородностей в атмосфере составляет около 10 см и поэтому изображение звезды размывается, если диаметр телескопа существенно больше 10 см. Если диаметр телескопа меньше, то изображение колеблется как целое. Изображение звезды, размытое атмосферным дрожанием, называется диском дрожания. Диаметр диска дрожания зависит от местных природных условий (“астроклимат”), а также от размера и конструкции телескопа и башни. Космические тела излучают электромагнитную энергию в очень широком диапазоне частот - от гамма-лучей до самых длинных радиоволн (см. § 102). Радиоизлучение от космических объектов принимается специальными установками, называемыми радиотелескопами, которые состоят из антенны и очень чувствительного приемника. В настоящее время космическое радиоизлучение исследуется в длинах волн от одного миллиметра до нескольких десятков метров. Антенны радиотелескопов, принимающих миллиметровые, сантиметровые, дециметровые и метровые волны, чаще всего представляют собой параболические отражатели, подобные зеркалам обычных астрономических рефлекторов. В фокусе параболоида устанавливается облучатель устройство, собирающее радиоизлучение, которое направляется на него зеркалом. Облучатель передает принятую энергию на вход приемника, и, после усиления и детектирования, сигнал регистрируется на ленте самопишущего электроизмерительного прибора. Радиоастрономические зеркала не требуют такой точности изготовления, как оптические. Чтобы зеркало не давало искажений, его отклонение от заданной параболической формы не должно превышать, как уже упоминалось, l /8, а длины волн l , в радиодиапазоне намного больше, чем в оптическом. Например, для волны l = 10 см достаточно иметь точность зеркала около 1 см. Более того, зеркало радиотелескопа можно делать не сплошным, например, натянуть металлическую сетку на каркас, придающий ей приблизительно параболоидальную форму. Наконец радиотелескоп можно сделать неподвижным, если заменить поворот зеркала смещением облучателя (в пределах до 10-20°). Благодаря этим особенностям радиотелескопы могут намного превосходить по размерам оптические телескопы. Самая большая в мире “полнопрофильная” (т.е. представляющая собой единое сплошное зеркало) радиоастрономическая антенна имеет диаметр 300 м. Она находится на обсерватории Аресибо в Пуэрто-Рико и установлена в естественном углублении (кратер потухшего вулкана), которому придали форму параболоида, закрепили бетоном и на бетон нанесли металлическое покрытие (рис. 103). Конечно, неподвижная антенна, направленная в зенит, не позволяет принимать радиоизлучения из любой точки небесной сферы, но благодаря суточному вращению Земли и возможности смещать облучатель значительная часть неба оказывается доступной наблюдениям. Радиоастрономические зеркала меньших размеров устанавливают на вертикально-азимутальной или экваториальной монтировке. Самая большая антенна такого типа (диаметр 100 м, рис. 104) находится в Федеративной Республике Германии (Бонн). Подобные гигантские антенны не могут, однако, работать на миллиметровых волнах, так как сделаны недостаточно точно (при диаметре в несколько десятков метров выдержать параболическую форму с точностью, например, до нескольких десятых долей миллиметра, - задача очень трудная). Среди высокоточных инструментов, пригодных для работы на самых коротких волнах, к числу наилучших принадлежат два советских 22-метровых радиотелескопа (один в Физическом институте им. П.Н. Лебедева, другой - в Крымской астрофизической обсерватории). Радиотелескопы очень большого размера могут быть построены из большого количества отдельных зеркал, фокусирующих принимаемое излучение на один облучатель. Примером является радиотелескоп РАТАН-600 (расшифровывается как "радиотелескоп Академии наук, диаметр 600 м"), который установлен вблизи станицы Зеленчукской (недалеко от 6-м рефлектора) и представляет собой замкнутое кольцо диаметром около 600 м, состоящее из 900 плоских зеркал размером 2 ´ 7,4 м, образующих сегмент параболоида (рис. 105). При малых зенитных расстояниях может работать все кольцо, а при больших - некоторая его часть. Антенны такого типа называются антеннами с незаполненной апертурой. На волнах длиной от нескольких метров и более параболические антенны не применяются. Здесь используются системы, состоящие из большого количества дипольных антенн, электрическая связь между которыми обеспечивает необходимую для радиотелескопа направленность приема.
Для описания угловой разрешающей силы радиотелескопа применяется специальная характеристика - диаграмма направленности, Диаграммой направленности называется зависимость чувствительности радиотелескопа от положения точечного источника радиоизлучения по отношению к антенне. Радиотелескоп с симметричной параболической антенной имеет диаграмму направленности, симметричную относительно ее оси. Примерный вид такой диаграммы показан на рис. 106. Угловое разрешение радиотелескопа (т.е. минимальный угол между двумя источниками, которые регистрируются как отдельные) приблизительно равно ширине диаграммы направленности "по половине мощности" (угол d на рис. 106). Физическая причина, ограничивающая теоретическое угловое разрешение - это дифракция, так же как и в оптических телескопах.
Так как длины волн в радиодиапазоне очень велики, то радиоастрономические зеркала, несмотря на огромные размеры, значительно уступают по угловому разрешению оптическим. Так, 300-метровая антенна Аресибо на своей рабочей длине волны в 70 см может обеспечить угловое разрешение
т.е. в несколько сотен раз хуже среднего практического предела оптического телескопа (1-2"). Тем не менее имеется способ, который позволяет сравнять разрешающую силу тех и других телескопов. Это можно сделать с помощью радиоинтерферометра. Простейший радиоинтерферометр (рис. 107) представляет собой систему из двух антенн, разнесенных на некоторое расстояние а, которое называется базой интерферометра. Облучатели обеих антенн передают сигналы по проводам (“фидерам”) на вход одного и того же приемника.
На антенну А1 электромагнитная волна приходит с некоторым запаздыванием по отношению к А2 . Если запаздывание ("разность хода") равно целому числу длин волн, b = a sin a = nl , то сигналы на входе приемника складываются, так как они приходят в одной фазе. Если же то сигналы вычитаются, так как приходят в противофазе. В результате диаграмма направленности интерферометра состоит из узких лепестков, угловое расстояние между максимумами (и минимумами) которых равно