- обнаружить и исследовать запыленные районы, где скрыты области

активного звездообразования и активные галактические ядра, в том

числе для эпохи мощного звездообразования при Z=2;

- обнаруживать отдельные объекты, излучающие в среднем и дальнейшем

инфракрасных диапазонах фона и получать их спектры вплоть до 28 мм.

Телескоп сможет исследовать все стадии формирования звезд и планетных

систем от массивных оболочек вокруг протозвезд до пропланетных дисков

вокруг молодых звезд главной последовательности. Он сможет наблюдать

планеты типа Юпитера у всех одиночных звезд на расстояниях до 8 пк,

получить первые прямые изображения и спектрограммы внесолнечных планет.

Многие технические решения №6ST и технологии (сверхлегкая активная

криогенная оптика, устройства для опознания формы и исправления волнового

фронта излучения, широкоформатные высокочувствительные инфракрасные

детекторы, сверхлегкие солнечные экраны) могут быть применены в науке и

промышленности уже в ближайшее время.

О создании крупного орбитального оптического телескопа

Давно уже мечтали астрономы. Одним из первых и наиболее активных

пропагандистов этой идеи стал в 40-50-х годах Л. Спицер из Принстонского

университета. Еще в 1946 году он подготовил доклад (тогда секретный) о

преимуществах космических наблюдений. В 1959, 1962 и 1965 годах на

совещаниях астрономов США, посвященных выработке программы космических

исследований, было рекомендовано начать работы по изучению проекта «Большой

космический телескоп», а осенью 1971 года НАСА организовало комитет по

разработке этого проекта, с которого и ведет свое начало программа

Космического телескопа им. Хаббла.

В 1973 году рабочая группа специалистов под руководством Ч. О(Делла

приступила к предварительной проработке основных вариантов конструкции

«Большого космического телескопа», завершившейся в 1977 году создание

рабочей группы Космического телескопа им. Хаббла. К этому времени телескоп

утратил наименование «большого», диаметр его главного зеркала был уменьшен

с 3 до 2,4 м. Дело в том, что разработчикам стали известны параметры МТКК –

транспортной системы для вывода телескопа на орбиту. В грузовом отсеке МТКК

можно разместить телескоп с диаметром зеркала до 3.2 м, но тогда массивные

блоки служебных систем спутника (т.е. систем ориентации, энергопитания,

связи) пришлось бы расположить за главным зеркалом, и для такого спутника с

большим моментом инерции потребовалось разработать мощную и дорогую систему

ориентации.

В варианте с 2,4-метровым зеркалом служебные системы скомпонованы в

виде тора, окружающего главное зеркало, благодаря чему момент инерции

спутника сильно уменьшится. Теперь спутник официально называется

Космический телескоп им. Хаббла, в честь Э. Хаббла, открывшего расширение

Вселенной.

Ограничение на длину инструмента и потребность иметь большое поле

зрения привели к выбору оптической системы Ричи-Кретьена, в которая широко

применяется и в современных наземных рефракторах. Главное и вторичное

зеркала соответственно имеют форму вогнутого и выпуклого гиперболоидов и

находятся на расстоянии 4,9 м друг от друга (эквивалентное фокусное

расстояние 58 м). К качеству изготовления оптики предъявлялись

исключительно высокие требования: например, поверхность главного зеркала не

должна отклонятся от расчетной более чем на 10 нм.

Оптические детали телескопа крепятся к ферме из графито-эпоксидного

композиционного материала, способной сохранять их взаимное расположение с

точностью до 1 мкм, несмотря на перепады температуры. Требования к

механической прочности конструкции связаны с 3-4 кратными перегрузками,

возможными при взлете и посадке МТКК, а отнюдь не с условиями работы

телескопа на орбите. Общая масса спутника 10.4 т.

В отличии от наземных телескопов Космический телескоп им. Хаббла будет

работать и при ярком солнечном свете. Поэтому передний конец трубы

телескопа существенно удлинен за счет светозащитной бленды, внутри трубы

имеется система диафрагм, покрытых «особо» черной краской, способной

отражать менее 1% падающего света и не давать бликов. Несмотря на эти

меры, по-настоящему «темное» небо телескоп сможет регистрировать только

тогда, когда объект наблюдения находится на угловых расстояниях более 50(

от Солнца, 70( от освещенной части Земли и 15( от Луны.

Система ориентации Космического телескопа им. Хаббла построена на

основе силовых гироскопов. Грубое наведение с точностью 1( будет

осуществляется с помощью звездных датчиков и гироскопов – датчиков скорости

(положение их осей время от времени должно уточнятся по звездам). Однако

расчетное качество изображения, получаемое с помощью 2,4-метрового

телескопа на длине волны 0,5 мкм, равно 0,05((, и чтобы использовать это

преимущество перед наземными инструментами, требуется обеспечивать

стабилизацию телескопа с еще более высокой точностью.

Направление оптической оси телескопа определяется тремя датчиками

точного гидирования по изображениям звезд более ярких, чем 1,4m, в

периферийной части поля зрения телескопа, разбитой соответственно на 3

сектора. По команде датчики начинают поиск гидировочных звезд, перемещаясь

по спирали с центром в расчетном положении. Критериями правильности захвата

нужных звезд служат значения их яркости и взаимное расположение. В случае

неудачи поиск повторяется, затем переходят к поиску запасных звезд (если

таковые имеются). Очевидно, выбор звезд должен производиться заранее, и это

очень трудоемкая работа. Более того, точность координат существующих

звездных каталогов, как правило, недостаточна, поэтому запуску Космического

телескопа им. Хаббла должно было предшествовать фотографирование всего неба

на наземных телескопах с большим полем зрения и составление специального

каталога гидировочных звезд с точно известными положениями.

Датчики точного гидирования относятся к числу наиболее сложных систем

телескопа и включают в себя прецизионные механические узлы, диссекторные

телекамеры и даже интерфомометры. Небольшие смешения звезды в поле зрения

соответствуют изменению разности фаз световых волн, приходящих на

противоположные края зеркала телескопа: изменяются интенсивности

интерферирующих пучков, и на выходе датчика возникает сигнал ошибки. При

точности гидирования 0,007(( время реакции датчиков точного гидирования

должно быть меньше 1 с, и не только потому, что возможны быстрые колебания

самого спутника, но и поскольку все звезды смещаются в поле зрения из-за

аберрации света вследствие движения спутника по орбите.

К тому же с помощью Космического телескопа им. Хаббла будут

наблюдаться и планеты, достаточно быстро перемещаться на фоне звезд.

Однако с данной системой наведения этот телескоп не сможет наблюдать земную

поверхность. Следует отметить, что неполадки при работе датчиков точного

гидирования до последнего момента заставляли сомневаться в их

работоспособности.

Как бы не был совершенен орбитальный телескоп, без светоприемной

аппаратуры он «слеп». Выбор типа светоприемника для Космического телескопа

им. Хаббла оказался не прост. Всерьез обсуждались возможность применения

фотопленок, столь долго и успешно служивших астрономам на Земле. К

сожалению, в условиях космоса высокочувствительные пленки постепенно

темнеют из-за воздействия проникающей радиации, и поэтому их пришлось бы

доставлять на Землю не реже одного раза в месяц. Однако частые посещения

орбитального телескопа нежелательны как с экономической, так и с

технической точки зрения. Отражающее покрытие зеркала (пленка алюминия и

фтористого магния) очень чувствительно к газовой атмосфере, окружающей

всякий крупный (а тем более маневрирующий) космический объект, поэтому

плотная крышка будет открываться лишь после удаления МТКК и вновь

закрываться с его приближением.

В 1973 году было решено использовать электронные приемники

изображения, лучшим из которых считалась разрабатываемая в Принстонском

университете Р. Даниельсоном и его сотрудниками передающая телевизионная

трубка секон. Каково же было разочарование его создателей, когда в 1977 г.

стало известно о резкой переориентации руководителей программы на

твердотельные приемники. Это было смелое решение, ибо технология создания

таких приемников насчитывала тогда всего несколько лет, и в астрономии они

еще не использовались.

В настоящее время эти ПЗС-приборы – приборы с зарядовой связью – можно

увидеть чуть ли не на каждом американском телескопе, и их преимущества

хорошо известны: высокий квантовый выход, доходящий до 60%, большое

количество чувствительных элементов, малый шум, большой рабочий диапазон

изменения яркости объекта и высокая геометрическая стабильность.

Использование приведенного материала в учебном процессе.

1 Включение материала в темы занятий по физике, естествознанию

(рекомендации для учителя).

На весь курс астрономии в программе средней школы отводится мало

времени. За это время ученики должны освоить астрономию, сферическую

астрономию, астрофизику, космологию и космогонию. Целостный курс астрономии

практически распадается на ряд ознакомительных разделов, теряя филосовско-

мировозренческое значение.

Одним из выходов видится экономия времени за счет введения различных

элементов астрономических знаний в курс других школьных дисциплин в

качестве иллюстративного материала. Например, развитие представлений о

строении Солнечной системы – в истории; определение географических

координат астрономическими методами, основы измерения времени – в

географию; законы Кеплера, источники энергии Солнца, определение радиальной

составляющей скорости звезд на основе эффекта Доплера – в физику;

определение пространственной скорости звезд – в физику и геометрию;

определение расстояний до звезд и до тел Солнечной системы – в геометрию;

химический состав планет и звезд – в химию и т.п.

Хотя эти элементы будут просто иллюстрировать законы, изучаемые в

данных дисциплинах, в курсе астрономии учитель уже сможет опираться на них.

Время, требуемое для активизации знаний, значительно меньше чем для

изучения.

Например, в 8-м классе в разделе «Геометрическая оптика» изучаются

законы отражения и преломления света. В качестве примера применяемых

законов в технике рассматривается всего одно устройство – фотоаппарат,

приводятся его оптическая схема и принцип работы. Другие оптические

приборы, такие, как телескоп и микроскоп, представлены только фотографиями.

Однако эти приборы в школе применяются при изучении астрономии и биологии,

и учащиеся должны знать их устройство. Оптические схемы микроскопа и

телескопа вполне доступны пониманию детей этой возрастной группы, а

оптические схемы телескопов – рефлекторов Ньютона и Кассегрена могут стать

хорошей иллюстрацией того, как работают законы отражения света. Это удачно

используется в интегрированном курсе физики и астрономии.

В 11-м классе вместо объяснения оптических схем телескопов достаточно

показать их чертеж, тем самым активизировать знания и сократив время на

изучение этого материала примерно на треть урока. Освободившееся время

более полезно потратить на рассказ о крупнейших обсерваториях мира, обращая

внимание на оптические схемы самых крупных телескопов этих обсерваторий.

Таким образом, включение астрономического материала в виде иллюстраций

в другие школьные дисциплины позволяют освободить до одной трети всего

времени без ущерба для самого курса астрономии и тех учебных дисциплин, в

которых будет применятся иллюстративный астрономический материал.

2 Планы-конспекты уроков

План-конспект урока по астрономии (11 класс).

Тема: Оптические телескопы.

Цель: Дать начальные сведения о телескопах.

Тип: Объяснение нового материала.

Элементы усвоения: Типы телескопов.

Приборы и принадлежности: Схемы рисунки.

Методы: фронтальный опрос, рассказ, беседа.

Требования к знаниям и умениям учащихся:

а) знать: 1) Предыдущий материал.

Страницы: 1, 2, 3, 4, 5, 6, 7, 8, 9