для наблюдений в каком диапазоне излучения используются зеркала косого падения
в) ультрафиолетовое и инфракрасное излучение, приходящее к Земле из космоса.
31. Где радиоастрономы предпочитают размещать свои антенны?
а) в «радиотихих» долинах между горами;
б) на вершинах высочайших гор Земли;
в) в долинах или на вершинах в зависимости от диапазона излучения.
32. Для наблюдений в каком диапазоне излучения используются зеркала косого падения?
а) в диапазоне мягкого рентгеновского излучения;
б) в наиболее жестком гамма-диапазоне;
в) в радиодиапазоне.
33. В каком порядке от Солнца располагаются данные области Солнечной системы?
а) пояс Хиллса, пояс Койпера, облако Оорта;
б) пояс Койпера, пояс Хиллса, облако Оорта;
в) облако Оорта, пояс Койпера, пояс Хиллса.
34. В поясе Койпера на одинаковом расстоянии от Солнца движутся два сферических объекта со следующими параметрами:
Какой из них для земного наблюдателя будет выглядеть ярче и на сколько звездных величин?
а) их блеск будет одинаковым;
б) первый объект будет ярче на 0,17m;
в) второй объект будет ярче на 0,68m.
35. Какие планеты имеют обратное суточное вращение?
а) Венера и Уран;
б) Меркурий и Венера;
в) Уран и Нептун.
36. Какое линейное разрешение на поверхности Меркурия можно получить при его наблюдении с Земли в телескоп с угловым разрешением 0,5″?
а) от 10 до 25 км;
б) от 85 до 170 км;
в) от 200 до 540 км.
37. В полярных областях какой планеты видны снежные шапки?
а) Меркурий;
б) Венера;
в) Марс.
38. Почему на поверхности Марса нет жидкой воды?
а) там слишком низкое атмосферное давление;
б) там слишком низкая температура;
в) там вообще нет никакой воды.
39. На какой планете сильнее проявляется парниковый эффект?
а) Марс;
б) Венера;
в) Земля.
40. Каков размер наиболее мелких деталей поверхности Марса, различимых на снимках, переданных его искусственными спутниками?
а) около 10 м;
б) около 1 м;
в) около 30 см.
41. Какой наиболее важный фактор препятствует длительной работе космонавтов на поверхности Марса?
а) низкая температура;
б) высокий уровень радиации;
в) отсутствие воды и кислорода.
42. У какой планеты нет колец?
а) Марс;
б) Юпитер;
в) Уран.
43. На сколько звездных величин изменится для далекого наблюдателя блеск Солнца при прохождении перед ним Юпитера?
а) 0,002m;
б) 0,01m;
в) 0,3m.
44. Объем Мирового океана составляет 1341 млн км3, а интенсивность испарения водорода из атмосферы Земли — около 3 кг/с. Оцените время, за которое высохнет Земля:
а) 1010 лет;
б) 1011 лет;
в) 1012 лет.
45. Почему Титан сохранил атмосферу, а Меркурий — нет?
а) на поверхности Меркурия более высокая температура;
б) у поверхности Титана более сильное притяжение;
в) магнитное поле у Титана сильнее, чем у Меркурия.
46. Какой из этих газов более интенсивно покидает атмосферу планеты?
а) O2;
б) N2;
в) H2.
47. Созвездие — это…
а) выразительная, легко узнаваемая группа звезд, имеющая собственное название;
б) мифическая фигура, закрепленная древней традицией и напоминающая очертаниями расположение ярких звезд на ограниченном участке неба;
в) участок небесной сферы, ограниченный дугами суточных параллелей и кругов склонения в экваториальной системе координат эпохи 1875 г.
48. В чем причина суточного параллакса Луны?
а) перемещение наблюдателя на вращающейся Земле;
б) перемещение Луны по околоземной орбите;
в) перемещение системы Земля — Луна по орбите вокруг Солнца.
49. В полдень по среднему солнечному времени 21 марта точка весеннего равноденствия располагается…
а) в нижней кульминации;
б) в верхней кульминации;
в) на линии математического горизонта в точке востока.
50. В день летнего солнцестояния прямое восхождение Солнца равно…
а) 0h;
б) 6h;
в) 12h.
51. Гражданская календарная система в Российской Федерации основана на…
а) григорианском календаре;
б) юлианском календаре;
в) всемирном календаре.
52. Наибольшая элонгация Венеры составляет около…
а) 28°;
б) 48°;
в) 98°.
53. Что такое маскон?
а) область повышенной плотности коры планеты;
б) масштабный коэффициент накопления (осадочных пород);
в) максимальное значение среднего коэффициента напряжения в коре планеты.
54. Большая полуось орбиты Сатурна составляет 9,58 а. е. Чему равен его орбитальный период?
а) 9,58 года;
б) 12,27 года;
в) 29,67 года.
55. Красное смещение линий в спектрах галактик объясняется…
а) эффектом Доплера;
б) старением фотонов;
в) межзвездным поглощением света.
56. Действующий на свободно падающее в гравитационном поле тело приливный эффект…
а) сжимает его в двух направлениях и растягивает в одном;
б) сжимает его в одном направлении и растягивает в двух;
в) растягивает его в трех направлениях.
57. Высота лунно-солнечного прилива на открытой воде в океане составляет…
рентгеновская астрономия
Механизмы генерации космич. рентг. излучения. К осн. механизмам эфф. генерации космич. рентг. излучения относятся следующие:
— тормозной механизм, связанный с пролётом свободных электронов вблизи атомных ядер (см. Тормозное излучение ).Этот механизм эффективен для УФ- и рентг. излучения вплоть до энергии фотонов
Методы регистрации космич. рентг. излучения. Для регистрации космич. рентг. излучения используются детекторы неск. типов, принцип действия к-рых основан на разл. механизмах поглощения рентг. фотонов веществом.
В области
= 30-100 кэВ обычно используются сцинтилляц. детекторы с кристаллами NaI или CsI, активированные добавками Т1, либо сцинтиллирующие пластики площадью до 300 см 2 и более. Энергетич. разрешение этих детекторов также невелико (!20% при 
50 кэВ). Импульсы видимого излучения, возникающие в кристаллах, регистрируются фотоэлектронными умножителями.
Рис. 1. Схема отражательного двухзеркального рентгеновского телескопа косого падения. Для увеличения рабочей площади несколько таких телескопов могут быть вложены один в другой.
В области
1 кэВ применяются канальные фотоумножители, микроканальные пластинки или полупроводниковые детекторы. Детекторы этого типа имеют небольшие размеры (1-3 см) и для эфф. регистрации малых потоков рентг. излучения нуждаются в собирающих (концентрирующих) зеркалах. Зеркала косого падения (с углами падения, превышающими 88°), изготовленные из металлов с большими атомными номерами (Аи, Pt), обладают достаточно высоким коэф. отражения (от 0,1 до 0,8). Комбинация двух зеркал (напр., параболоид и гиперболоид вращения) обеспечивает разрешение до 1-2» при входной апертуре телескопа 10-70 см (рис. 1). В рентг. телескопах такого типа используются координатные детекторы, позволяющие получать изображения рентг. источников с разрешением, близким к разрешению оптич. телескопов.
Разрешение не лучше 1° дают механич. сотовые коллиматоры с размерами ячеек до 1 мм. Существенно лучшее разрешение (до 20») достигается с помощью моду-ляц. коллиматоров, состоящих из двух и более рядов параллельных нитей диаметром d, расположенных на расстоянии L
d. Диаграмма направленности таких коллиматоров состоит из мн. треугольников с уменьшающимся по мере удаления от центр. максимума пропусканием (рис. 2).
В мягком рентг. диапазоне спектральное разрешение (R = l/Dl)
1 единицы «Ухуру» (в области 
= 2-25 кэВ), а телескоп ИСЗ «ХЕАО-2» за время экспозиции порядка суток имел предельную чувствительность
Рис. 2. Схема модуляционного рентгеновского коллиматора для определения координат и угловых размеров источников.
Рис. 3. Распределение рентгеновских источников по небу в галактических координатах (по данным 4-го каталога «Ухуру»). Указаны наиболее яркие источники.
Лит.: Итоги науки и техники, сер. Астрономия, т. 9, М., 1974; Москаленко Е. И., Методы внеатмосферной астрономии, М., 1984; Лонгейр М., Астрофизика высоких энергий, пер. с англ., М., 1984. В. Г. Курт.
3.8. Телескопы
Схема рефрактора Галилея
Телескоп (от греч. tele «вдаль», «далеко» и skopeo «смотрю», «наблюдаю»), — это оптический инструмент, прибор для получения увеличенных изображений отдалённых объектов и/или исследования электромагнитного излучения от удалённых источников. В земных условиях наибольшее распространение получили оптические телескопы для видимой области спектра, поскольку атмосфера Земли непрозрачна в большей части ИК, коротковолновом УФ, рентгеновском и гамма-диапазонах. Оптический телескоп-рефрактор (зрительная труба с линзами) изобретён в начале XVII века. Первое свидетельство об использовании телескопа для астрономических наблюдений датируется 1609 годом (Галилео Галилей). Первый телескоп-рефлектор (зрительная труба с зеркалами) построен в 1668 году Исааком Ньютоном. В течение нескольких веков оптические телескопы были единственными инструментами в астрономии для получения информации о небесных объектах.
Характерной особенностью телескопа, как оптической системы, является параллельный ход лучей входящего излучения. Конструкция телескопа во многом определяется областью электромагнитного излучения, для которой он предназначен. Основными частями оптического телескопа являются объектив и приёмник излучения. Объектив собирает излучение и строит в своём главном фокусе действительное изображение объекта. Приёмник регистрирует изображение. Объектив и приёмник соединены жёсткой трубой. Для установки телескопа и наведения его в необходимую точку небесной сферы используется механическая конструкция, которая называется монтировкой.
Параметрами телескопа являются: диаметр объектива (апертура), разрешающая способность (угловое разрешение), поле зрения, фокусное расстояние, относительное отверстие, проницающая сила. 1° небесной сферы изображается в фокальной плоскости телескопа отрезком, равным приблизительно 10/573 доле фокусного расстояния F объектива или зеркала. Увеличение, даваемое телескопом, равно отношению фокусного расстояния F объектива или зеркала к фокусному расстоянию окуляра f: W = F/f, а оптическая длина трубы равна F + f. Разрешающая сила (угловое разрешение) Δφ телескопа характеризуется предельным угловым расстоянием между двумя звёздами, которые видны в этот телескоп, не вполне сливаясь одна с другой. Теоретическое угловое разрешение определяется явлением дифракции электромагнитного излучения на объективе телескопа диаметром D: Δφ ≈ λ/D, где λ – рабочая длина волны. Для практических расчетов можно использовать формулу Δφ ≈ 11″,6/D, в которой D – диаметр объектива в сантиметрах, а результат – в угловых секундах, для длиннофокусных объективов с соотношением диаметра и фокусного расстояния D/F
Приёмником излучения в оптическом телескопе может служить глаз наблюдателя (в этом случае также необходим окуляр, через который рассматривается изображение), фотопластинка, фотоэлемент. В настоящее время в качестве приёмника используются приборы с зарядовой связью (ПЗС-матрицы). Приёмник устанавливается, как правило, непосредственно в фокальной плоскости объектива. Телескопы, работающие в других областях спектра, имеют свои особенности фокусировки и регистрации излучения.
3.8.2. Рефракторы и рефлекторы
Любительский телескоп «Мицар» (схема Ньютона, 110 мм)
В оптических телескопах в качестве объективов используются линзы (телескопы-рефракторы), зеркала (телескопы-рефлекторы) или сочетания линз и зеркал. Основной недостаток телескопов-рефракторов — хроматическая аберрация (следствие дисперсии), из-за которой излучение с различными длинами волн фокусируется в разных точках, в результате чего изображение размывается и окрашивается. Хроматическая аберрация в значительной степени устраняется комбинированием двух линз (телескопы-ахроматы).
Телескопы-рефлекторы свободны от хроматической аберрации, хотя сферические зеркала, как и линзы, подвержены сферической аберрации, которая также может быть устранена, если отражающая поверхность зеркала имеет форму параболоида вращения. К тому же, изготовление зеркал много проще по сравнению с изготовлением обладающими теми же техническими характеристиками линз. Разработано несколько систем телескопов-рефлекторов: Ньютона, Ричи – Кретьена и др. В настоящее время для любительских астрономических наблюдений используются рефракторы, рефлекторы и комбинированные системы, в профессиональной астрономии, как правило, — рефлекторы с большими параболическими или гиперболическими зеркалами (например, диаметр зеркала у «Очень большого телескопа» Европейской южной обсерватории в Чили равен 8,2 м). Современные телескопы снабжены адаптивной оптикой, что позволяет преодолевать влияние турбулентности атмосферы Земли, из-за которого звёзды кажутся мерцающими. Их зеркала состоят из сегментов, управление которыми корректирует форму отражающей поверхности. Большие обсерватории построены в высокогорьях для того, чтобы минимизировать влияние атмосферы на результаты измерений.
3.8.3. Монтировки телескопов
Телескоп на альт-азимутальной монтировке
Монтировка телескопа имеет две взаимно перпендикулярные оси, повороты относительно которых осуществляют наводку телескопа, а также привод, управляемый часовым механизмом или персональным компьютером. Существует две основные разновидности монтировок: экваториальная и вертикально-азимутальная (или альт-азимутальная). В экваториальной монтировке одна из осей направлена в полюс мира, а вторая лежит в плоскости небесного экватора. В альт-азимутальной монтировке одна из осей направлена в зенит, а вторая лежит в горизонтальной плоскости.
3.8.4. ПЗС-матрица
Снимки одного и того же участка неба, полученные при помощи фотоплёнки (а) и ПЗС-матрицы (б)
ПЗС-матрица – это интегральная микросхема, представляющая собой совокупность МОП-структур (светочувствительных фотодиодов), сформированных на общей полупроводниковой подложке, которая создана на основе технологии ПЗС (приборов с зарядовой связью). ПЗС (Charge-Coupled Device, CCD) изобретён в 1969 году Уиллардом Бойлом и Джоржем Смитом (Нобелевская премия по физике 2009 года). В ПЗС осуществляется направленная передача зарядов от электрода к электроду путём манипуляции электрическими напряжениями на этих электродах. Основные функциональные назначения фоточувствительных ПЗС – это преобразование оптических изображений в последовательность электрических импульсов (формирование видеосигнала), а также хранение и обработка цифровой и аналоговой информации. Использование ПЗС привело к революционному улучшению характеристик телескопов.
3.8.5. Радиотелескопы
Радиотелескоп Lovell (Великобритания). Диаметр зеркала равен 76,2 м
Радиотелескоп в Аресибо (Пуэрто-Рико) расположен в жерле потухшего вулкана. Диаметр зеркала равен 304,8 м
Радиотелескопом называют направленную радиоантенну, которая используется в радиоастрономии для приёма собственного электромагнитного излучения небесных объектов в радиодиапазоне и исследования их характеристик: координат, пространственной структуры, интенсивности излучения, спектрального состава, поляризации и др. Радиотелескопы также используются для наблюдений за спутниками и автоматическими межпланетными станциями и сбора с них информации. В целях минимизации помех искусственного происхождения (радиоизлучение населённых пунктов, военных баз и т.п.) радиообсерватории обычно размещают в отдалённости от густонаселённых территорий. Радиотелескоп состоит из двух основных элементов: антенного устройства и радиометра. Поскольку длины волн радиоизлучения лежат в широком диапазоне (от 0,1 мм до 1 км), то конструкции антенн радиотелескопов отличаются большим разнообразием. Антенны радиотелескопов, которые принимают излучение с длинами волн менее метра, чаще всего представляют собой параболические отражатели. Радиоастрономические зеркала не требуют такой высокой точности изготовления, как оптические. Чтобы зеркало не давало искажений, его отклонение от заданной параболической формы не должно превышать λ/8. Поскольку длины волн в радиодиапазоне намного больше, чем в оптическом, то, например, для волны с λ = 10 см достаточно иметь точность изготовления зеркала около 1 см. Кроме этого, зеркало радиотелескопа (антенну) можно не изготавливать сплошным.
В фокусе параболоида устанавливается облучатель – устройство, которое собирает радиоизлучение, направляемое зеркалом. Далее облучатель передаёт сигнал на вход радиометра. Радиометр усиливает принятый антенной сигнал и преобразует его в форму, удобную для обработки и регистрации. В современных радиотелескопах аналоговый сигнал после выхода радиометра переводится в цифровую форму и записывается в памяти компьютера. На волнах длиной от нескольких метров и более параболические антенны не применяются. Здесь используются системы, состоящие из большого количества дипольных антенн. Принцип работы радиотелескопа более напоминает принцип работы фотометра, чем оптического телескопа. Дело в том, что радиотелескоп не может создавать «изображение» объекта непосредственно, а только измеряет интенсивность, спектральный состав и др. характеристики излучения, приходящего в направлении ориентации антенны. Таким образом, чтобы сформировать изображение протяжённого источника излучения с помощью радиотелескопа, необходимо измерить характеристики объекта в каждой его точке. Радиотелескопы могут быть использованы как по отдельности, так и в качестве частей звёздных интерферометров.
3.8.6. Звёздные интерферометры
Очень Большой Массив (Very Large Array) – радиотелескоп-интерферометр, состоящий из 27 отдельных «тарелок». Диаметр каждой равен 25 м
Некоторые телескопы состоят из нескольких отдельных телескопов, объединённых в когерентный звёздный интерферометр. Это позволяет значительно увеличить разрешение объектов наблюдения. С помощью интерферометрии измеряются угловые диаметры звёзд, а также угловые расстояния между компонентами кратных (в т.ч. и тесных) звёздных систем.
В звёздном (перископическом) интерферометре Альберта Майкельсона (1890) перед объективом телескопа установлена оптическая система, состоящая из двух пар плоскопараллельных зеркал, которая позволяет свести в одну точку два пространственно разделённых световых луча, исходящих из различных точек одного источника. Излучение, проходящее через два отверстия, находящиеся на фиксированном расстоянии друг от друга, фокусируется линзой. Экран с отверстиями находится в фокальной плоскости телескопа, направленного на исследуемую звезду. При этом свет перед падением на экран проходит через светофильтр, в котором выделяется спектральная компонента излучения источника с длиной волны λ.
Поскольку собственная разность хода между лучами, приходящими на внешние зеркала, очень мала, то на экране они создают чёткую интерференционную картину, первый минимум которой наблюдается при выполнении условия θ = λ/(2d), где θ – угловое расстояние между источниками световых лучей, d – расстояние между внешними зеркалами. Сдвигая эти зеркала, можно добиться наблюдения первого минимума и, зная λ и d, определить θ. Современный звёздный интерферометр представляет собой набор телескопов (или сегментов зеркала), которые работают в соответствии со схемой Майкельсона. В таких системах каждый их телескопов регистрирует сигнал независимо от других, а затем, при помощи апертурного синтеза (последовательного или параллельного), создаются комбинированные изображения высокого разрешения.
3.8.7. Телескопы в рентгеновском и гамма-диапазонах
Ход лучей в оптической схеме телескопа Вольтера 1-го типа
В рентгеновском диапазоне схемы работы обычных телескопов оказываются не подходящими, поскольку рентгеновское излучение проходит, частично рассеиваясь, сквозь зеркала практически без отражения и также практически не преломляется в линзах. Тем не менее, зеркальное отражение можно получить и в рентгеновском диапазоне, если излучение падает под большими («косыми») углами (≥ 80° к нормали). Такой эффект используют в телескопах косого падения (или телескопах Вольтера). В частности, в космической обсерватории Chandra использовался телескоп именно такого типа.