ПЕРСПЕКТИВЫ АСТРОНОМИЧЕСКОГО ПРИБОРОСТРОЕНИЯ
Анисимов Сергей Анатольевич,
бакалавр, студент
Пронин Владимир Петрович,
доктор наук, доцент, профессор
Российский государственный
педагогический университет
им. А.И. Герцена
В статье рассмотрены возможность наблюдения отдельных звезд на краю видимой Вселенной. Показано, что такие наблюдения могут быть реализованы на основе интерференционных принципов с космическим телескопом диаметром несколько десятков метров.
За последние двадцать лет в наблюдательной астрономии произошел революционный скачок, связанный с введением в эксплуатацию сверх мощных как наземных, так и космических телескопов в различных диапазонах электромагнитного излучения -- от радио- до гамма-диапазона.
Современные телескопы обеспечивают возможность регистрации космических объектов практически во всей наблюдаемой Вселенной, размеры которой, как известно около 13,5 млрд. световых лет. При этом на расстояниях более нескольких млрд. световых лет наблюдают только самые яркие объекты -- такие как квазары, сверхновые, сверхмассивные галактики. На таких расстояниях наблюдать отдельные, даже самые яркие звезды, в настоящее время не представляется возможным.
В настоящей работе анализируется возможность наблюдения отдельных звезд на расстояниях 10 млрд. световых лет.
Возможность наблюдения отдельных звезд, по существу, определяется, во-первых, возможностью их углового разрешения, и во-вторых, возможностью регистрации чрезвычайно слабых освещенностей, которые создают удаленные звезды в области из наблюдения.
В качестве входных параметров выбираем следующие:
1. межзвездное расстояние
2. абсолютная звездная величина регистрируемых звезд (такая звездная величина соответствует наиболее ярким звездам -- голубым сверхгигантам).
Кроме того отметим, что наблюдение наиболее удаленных звезд связаны с необходимостью регистрации излучения в инфракрасном диапазоне, в связи с красным смещением спектров.
В связи с этим предполагаем, что наблюдения проводятся в области длины волны -- .
Оценим возможность пространственного (углового) разрешения отдельных звезд на расстояниях --
Угловое межзвездное расстояние можно определить из формулы:
(1)
Угловое разрешение телескопа ограничивается дифракционным пределом звезда вселенная космический телескоп
(2),
где D -- диаметр объектива телескопа.
Из (1) и (2) имеем -- , отсюда диаметр объектива, позволяющего получить необходимое угловое разрешение --
Очевидно, что создание такого телескопа в ближайшем будущем технически не представляется возможным.
Решение этой проблемы возможно с использованием системы отдаленных телескопов разнесенных на расстояние нескольких километров и образующих интерференционную систему, что в настоящее время не представляется практически невыполнимым.
Вторая проблема -- это проблема регистрации чрезвычайно слабых сигналов, которые дают удаленные звезды. Известно, что видимая звездная величина m может быть определена из формулы:
(3),
где M -- абсолютная звездная величина, l -- расстояние до звезды, выраженное в парсеках.
Самые яркие звезды -- голубые сверхгиганты -- имеют звездную величину . На расстояниях 10 млрд. световых лет или видимая звездная величина определяется по формуле:
(4)
Зная видимую звездную величину можно оценить, какую освещенность E дает такая звезда в области наблюдений по формуле Погсона:
(5)
Зная, что освещенность дает звезда с из 5, при имеем . В приближении, что фотометрическая освещенность E = 1lk соответствует квантовой освещенности , квантовая освещенность самых ярких звезд
Предположим, что регистрация сигнала обеспечивается квантовым приемником со сто процентной эффективностью в режиме счета отдельных импульсов. При этом относительная погрешность не должна превышать 10%. Так как , то количество зарегистрированных фотонов должно быть равно N=100. Общее количество фотонов, попадающих в детектор -- N определяется по формуле:
(6).
где S- площадь объектива телескопа, t - время наблюдения. Предполагая, что разумное время наблюдения можно рассчитать размеры объектива телескопа способного регистрировать такой сигнал:
Таким образом, телескоп с < 0,5 м может быть использован для регистрации сигнала.
Приведенные расчеты проведены для абстрактных условий, в которых отсутствует фон. Реально сигнал фона намного превышает сигнал, полученный от звезды. При наличии фона погрешность измерений определяется по формуле:
(7),
где np и nf скорости счета полезного и фонового сигнала.
Гигантский фон неба не допускает возможности регистрации нужного сигнала на Земле. Таким образом, для наблюдения удаленных звезд необходимо выведение телескопа за пределы земной орбиты.
За пределами земной атмосферы природой фона являются, во-первых, зодиакальный свет -- свет, связанный с рассеянием солнечного света на межпланетной пыли -- и галактическая подсветка. При этом на расстояниях более 3-х астрономических единиц определяющим будет галактический фон, яркость которого -- . Зная яркость галактического фона можно рассчитать освещенность, которую он создает в фокальной плоскости телескопа
(8),
Где -- телесный угол, под которым наблюдается объектив телескопа из точки фокальной плоскости:
(9),
где S -- площадь объектива, а F -- фокусное расстояние телескопа. В предположении, что телесный угол .
В этом случае при этом квантовая освещенность .
Для расчета сигнала nf формируемого галактическим фоном необходимо знать размеры щели в фокальной плоскости, через которую проводится регистрация сигнала. Диаметр щели должен значительно превосходить дифракционный диаметр, который можно оценить как , где -- длина волны регистрируемого света. Оценим размер входной щели на уровне . В этом случае
Из 7 можно оценить np при и погрешности :
, отсюда
Поскольку получаем
Отсюда диаметр необходимого телескопа .
Таким образом, можно сделать вывод о том, что наблюдение наиболее удаленных ярких звезд с точки зрения современных технологий представляется вполне реалистичным.
Для наблюдений необходимо выведение в космическое пространство интерференционной системы, состоящей из телескопов с диаметром несколько десятков метров.