Աստղադիտակ

Վիքիպեդիայից՝ ազատ հանրագիտարանից
Աստղադիտակներ

Աստղադիտակ, երկնային մարմինները դիտելու գործիք: Մասնավորապես, աստղադիտակ ասելով հասկանում են օպտիկական աստղադիտակները, որոնք օգտագործվում են ոչ միշտ աստղագիտական նպատակներով:

Աստղադիտակը կազմված է երկու հիմնական մասից՝ դիտակ (երկնային մարմնի լույսը կամ այլ տիրույթի ճառագայթումը հավաքում է կիզակետում, որտեղ լուսանկարչական թիթեղի, ժապավենի կամ այլ կրիչի վրա կարող է նկարվել երկնքի դիտվող տիրույթը) և մեխանիկական (թույլ է տալիս աստղադիտակը ուղղել երկնքի այս կամ այն տիրույթը և երկնոլորտի օրական պտույտին համրնթաց պտտելու միջոցով դիտարկման օբյեկտը դիտման ընթացքում պահել տեսադաշտի նույն դիրքում):

Տեսակները[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Գոյություն ունեն աստղադիտակներ էլեկտրամագնիսական սպեկտրի բոլոր տիրույթների համար.

Բացի այդ, նեյտրինոների տվիչները հաճախ անվանում են նեյտրինոների աստղադիտակներ: Նույնպես աստղադիտակներ կարող են անվանել գրավիտացիոն ալիքների տվիչները:

Պատմությունը[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Առաջին աստղադիտակի գծագրերը հայտնաբերվել են Լեոնարդո Դա Վինչիի գրառումներում: Առաջին աստղադիտակը կառուցել է Յոհան Լիպերսգեյը 1608 թվականին: Աստղադիտակի ստեղծումը նույնպես վերագրում են նրա ժամանակակից Զաքարիաս Յանսենին:

Առաջինը, ով ուղղել է դիտակը դեպի երկինք, դարձնելով այն աստղադիտակ, և ստացել է առաջին գիտական տվյալները եղել է Գալիլեո Գալիլեյը: 1609 թվականին նա ստեղծել է իր առաջին դիտակը, երեք անգամյա խոշորացումով: Նույն տարվա ընթացքում նա կառուցեց ութանգամյա խոշորացմամբ մոտ կես մետր երկարությամբ աստղադիտակ: Ավելի ուշ, նա կարողացավ կառուցել մոտ մեկ մետրանոց աստղադիտակ, որի օբյեկտիվի տրամագիծը կազմում էր 4,5 սմ, և այս դիտակը ապահովում էր 32-անգամյա խոշորացում: Դա չափազանց անկատար գործիք էր, այն ուներ բոլոր հնարավոր աբերացիաները, այնուամենայնիվ, նրա օգնությամբ Գալիլեյը կատարեց մի շարք հայտնագործություններ:

Սովետական Միությունում խոշոր աստղադիտակների նախագծումը և կառուցման աշխատանքները ղեկավարում էր Լենինյան մրցանակի դափնեկիր Բ. Իոանիսյանը:

Օպտիկական աստղադիտակ[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

    1rightarrow.png Հիմնական հոդված՝ Օպտիկական աստղադիտակ

Օպտիկական աստղադիտակները օգտագործվում են աստղագիտության մեջ (երկնային մարմինների դիտարկումների համար), օպտիկայում տարբեր օժանդակ նպատակներով. օրինակ՝ լազերային ճառագայթման շեղման չափման համար[1], ինչպես նաև կարող են օգտագործվել որպես հեռադիտակներ[2]:

Օպտիկական տեսակետից աստղադիտակները բաժանվում են երկու հիմնական տիպերի՝ ռեֆրակտորների (բեկողներ) և ռեֆլեկտորների (անդրադարձնողներ): Դասական ռեֆլեկտորներում օգտագործվում է պարաբոլական հայելի, որն իր սիմետրիայի առանցքի վրա լավ պատկերներ է տալիս: Օգտագործելով փոքր չափերի և տարբեր ձևերի լրացուցիչ հայելիներ կարելի է դիտակի կիզակետը խողովակից դուրս հանել: Օրինակ, Կասեգրենի աստղադիտակում գլխավոր հայելուց անդրադարձած լույսի ճառագայթները, ընկնելով փոքր չափերի հիպերբոլական հայելու վրա, ետ են վերադառնում և դուրս գալով գլխավոր հայելու կենտրոնում բացված անցքից, հավաքվում են խողովակից դուրս՝ գլխավոր հայելու ետևում: Այն շատ հարմար է դիտակի կիզակետում լրացուցիչ սարքեր (սպեկտրոգրաֆ, էլեկտրալուսաչափ) տեղակայելու տեսակետից:

Աստղադիտակի հզորությունը կախված է ոսպնյակի կամ հայելու չափերից (մեծ չափերի դեպքում կարելի է լուսանկարել ավելի թույլ երևացող երկնային օբյեկտներ): Այն սահմանային աստղային մեծությունը, որը պարզ, անլուսին գիշերին տվյալ աստղադիտակով դիտվում է զենիթում, կոչվում է աստղադիտակի թափանցող ուժ: Աչքով կատարվող դիտումների դեպքում աստղադիտակի թափանցող ուժն արտահայտվում է M=7,5 + 51gD բանաձևով, որտեղ M–ը սահմանային աստղային մեծությունն է, իսկ D-ն՝ աստղադիտակի օբյեկտիվի տրամագիծը: Լուսակայման մեծացումով հնարավոր է լուսանկարել շատ ավելի թույլ օբյեկտներ, քան տրվում է վերոհիշյալ բանաձևով: Աստղադիտակի մեկ այլ կարևոր հատկանիշն է նրա լուծող ուժը, որը բնութագրում է երկու աստղերի այն ամենափոքր անկյունային հեռավորությունը, որի դեպքում նրանք դեռ կարող են երևալ առանձին-առանձին: Լույսի դիֆրակցիայի տեսությունը այդ անկյան համար տալիս է հետևյալ բանաձևը՝

a = 1/40 * λ/D

որտեղ՝ λ-ն դիտվող լույսի ալիքի երկարությունն է միլիմիկրոններով: Տվյալ աստղադիտակի համար a-ից փոքր անկյունային հեռավորության վրա գտնվող աստղերի պատկերները ձուլվում են և երևում որպես մի ամբողջություն:

Պարաբոլական հայելիով աստղադիտակը ունի շատ փոքր օգտագործելի տեսադաշտ, որը չափվում է աղեղնային րոպեներով: Այս դաշտից դուրս աստղերի պատկերներն աղավաղվում են և պիտանի չեն մշակման համար: Այդ տեսակետից մեծ առավելություն ունի Շմիդի աստղադիտակը, որի օգտագործելի տեսադաշտը երբեմն հասնում է մի քանի տասնյակ աստիճանի: Այս տիպի աստղադիտակները բաղկացած են երկու օպտիկական մասից՝ սֆերիկական հայելուց և նրա կորության կենտրոնում գտնվող բարակ ուղղիչ ոսպնյակից: Ոսպնյակն ունի բարդ մակերևույթ, որի շնորհիվ ամբողջ դաշտով մեկ ստացվում են աստղերի չաղավաղված պատկերներ: Քանի որ Շմիդի աստղադիտակի կիզակետային մակերևույթը գտնվում է հայելու և ոսպնյակի մեջտեղում, ապա նրա խողովակը երկու անգամ ավելի երկար է, քան միևնույն կիզակետային հեռավորության պարաբոլական հայելի ունեցող դիտակը:

Այդ թերությունից զերծ Է Մաքսուտովի աստղադիտակը, որի ուղղիչ ոսպնյակի դերը կատարում է այսպես կոչված մենիսկը: Մենիսկային աստղադիտակը սովորաբար ունենում է մեծ լուսաուժ և հնարավորություն է տալիս կարճ ժամանակում ստանալ մեծ քանակությամբ դիտողական նյութ:

Լայնանկյուն աստղադիտակով (ուղղիչ ոսպնյակից առաջ օպտիկական սեպ կամ պրիզմա է տեղադրված) կարելի է ստանալ տեսադաշտում գտնվող բոլոր աստղերի սպեկտրները: Նման սեպեր ունի օրինակ Բյուրականի աստղադիտարանի Շմիդի մեկ մետրանոց աստղադիտակը:

Ռադիոաստղադիտակ[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

    1rightarrow.png Հիմնական հոդված՝ Ռադիոաստղադիտակ
Շատ մեծ ցանց ռադիոաստղադիտակները ԱՄՆ Նյու Մեքսիկո նահանգում:

Տիեզերական մարմինների հետազոտությունները ռադիո ալիքների տիրույթում կատարվում են ռադիոաստղադիտակներով: Ռադիոաստղադիտակի հիմնական մասերն են. ընդունող անտենան և ռադիոմետրը, զգայուն ռադիո-ընդունիչ, որը կարգաբերվում է ըստ հաճախության և ընդունող սարքավորումը: Քանի-որ ռադիո ալիքների տիրույթը զգալիորեն լայն է համեմատած օպտիկականի հետ, ռադիո ճառագայթման գրանցման համար օգտագործում են տարբեր կառուցվածքի ռադիոաստղադիտակներ, կախված տիրույթից: Երկարալիքային տիրույթում (մետրային տիրույթ, տասնյակ և հայուրավոր մեգահերց) օգտագործում են բազմաթիվ (տասնյակ, հարյուրավոր կամ նույնիսկ հազարավոր) պարզագույն ընդունիչներից կազմված ռադիոաստղադիտակներ: Ավելի կարճ ալիքների համար (դեցիմետրային և սանիտիմետրային տիրույթներ, տասնյակ գիգահերց) օգտագործվում են կիսա կամ ամբողջական պտույտով պարաբոլիկ անտենաներ: Բացի այդ, լուծման կարողության բարձրացման նպատակով նրանց միացնում են ինտերֆերոմետրերի մեջ: Երկրագնդի տարբեր ծայրերում գտնվող ռադիոսատղադիտակները միավորելիս մեկ ցանցի շրջանակներում, խոսում են գեր-երկար հիմքով ռադիոինտերֆերոմետրիայի (ԳԵՀԻ) մասին: Այսպիսի ցանցի օրինակ կարող է համարվել ամերիկյան Շատ երկար հիմքով ցանցը (անգլ.՝ Very Long Baseline Array):

1997-ից 2003 թվականը գործում էր ճապոնական ուղեծրային HALCA (անգլ.՝ Highly Advanced Laboratory for Communications and Astronomy) ռադիոաստղադիտակը, որը միացված էր VLBA աստղադիտակների ցանցի մեջ, ինչը թույլ տվեց զգալիորեն բարելավել համակարգի ճշգրտությունը: Ռուսական Ռադիոաստրոն (ռուս.՝ Радиоастрон) աստղադիտակը նույնպես նախատեսվում է օգտագործել որպես այս հսկայական ինտերֆերոմետրի մաս:

Տիեզերական աստղադիտակ[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

    1rightarrow.png Հիմնական հոդված՝ Տիեզերական աստղադիտակ
Հաբլ տիեզերական աստղադիտակը, տեսարանը Դիսքավերի տիեզերանավից աստղադիտակի սպասարկման համար կատարված երկրորդ առաքելության ժամանակ (STS-82):

Երկրի մթնոլորտը լավ թափանցում է օպտիկական (0,3 - 0,6 մկմ), մոտ ինֆրակարմիր (0,6 - 2 մկմ) և ռադիո (1 մմ - 30 մ) ալիքի երկարությամբ ճառագայթումը: Սակայն ալիքի երկարության նվազման հետ համընթաց մթնոլորտի թափանցիկությունը կտրուկ իջնում է, որի հետևանքով դիտարկումներ կատարել ուլտրամանուշակագույն, ռենտգենյան և գամմա միջակայքերում հնարավոր է միայն մթնոլորտի սահմաններից դուրս, տիեզերքում: Բացառություն են կազմում գերբարձր էներգիաների գամմա ճառագայթման գրանցման հնարավորությունը, հատուկ աստղաֆիզիկական եղանակներով:

Աստղադիտակների տիեզերք դուրս բերումը թույլ է տալիս նաև բարձրացնել նրանցով կատարվող դիտարկումների որակը: Չնայած այն հանգամանքին, որ օպտիկական միջակայքում մթնոլորտը թափանցիկ է, բայցևայնպես Ռելեի ցրման պատճառով այն տարբեր ձևերով է անցկացնում տարբեր ալիքի երկարությամբ լույսը, ինչը հանգեցնում է երկնային մարմինների լուսային սպեկտրների աղճատմանը (սպեկտրը տեղաշարժվում է դեպի կարմիր գույնը): Բացի այդ մթնոլորտը ոչ միշտ է միասեռ, այնտեղ անընդհատ առկա են հոսանքներ (քամիներ), ինչը բերում է պատկերի աճատմանը: Այս ամենի պատճառով Երկրի վրա տեղակայված աստղադիտակների լուծման կարողությունը սահմանափակված է մոտ 1 անկյունային վայրկյան ճշտությամբ, անկախ աստղադիտակի ապերտուրայից: Այս խնդիրը հնարավոր է մասնակիորեն լուծել ադապտիվ օպտիկայի միջոցով, որը մասնակիորեն չեզոքացնում է վերը նշված ազդեցությունները, ինչպես նաև տեղակայելով աստղադիտակները բարձր լեռներում, որտեղ մթնոլորտը ավելի նոսր է, սակայն առավել լավ արդյունքներ կարելի է ստանալ տիեզերքից դիտարկումներ կատարելիս: Մթնոլորտից դուրս նրա կողմից առաջացող աղճատումները ամբողջովին բացակայում են, այդ իսկ պատճառով աստղադիտակի առավելագույն տեսական լուծման կարողությունը որոշվում է միայն նրա դիֆրակցիայի սահմանով՝ φ=λ/D: Օրինակ, 2,4 մ տրամագծով հայլի ունեցող տիեզերական Հաբլ աստղադիտակի տեսականորեն հաշվարկված լուծման կարողությունը 555 նմ ալիքի երկարության վրա կազմում է 0,05 անկյունային վայրկյան (Հաբլի իրական լուծման կարողությունը կազմում է 0,1 վայրկյան, բայց այն միևնույն է մի կարգով ավելի լավն է քան երկրային աստղադիտակներինը):

Ռադիո միջակայքերում տիեզերքից կատարվող դիտարկումները նույնպես ավելի ճշգրիտ են, սակայն մեկ այլ պատճառով: Ռադիոաստղադիտակների լուծման կարողությունը իսկզբանե շատ փոքր է, սակայն եթե միացնում են երկու ռադիոաստղադիտակ, ստեղծելով ռադիոինտերֆերոմետր, կարելի է զգալիորեն բարձրացնել դիտարկումների ճշգրտությունը: Եթե այս երկու ռադիոաստղադիտակների միջև եղած հեռավորությունը (այսպես կոչված ռադիոինտերֆերոմետրի հիմքը) հավասար է L-ի, ապա անկյունային լուծման կարողությունը որոշվում է արդեն ոչ թե φ=λ/D բանաձևով, այլ φ=λ/L: Սակայն երկրային աստղադիտակների համար այս արժեքը ակնհայտորեն չի կարող գերազանցել Երկրի տրամագծի արժեքը: Փոխարենը արձակելով աստղադիտակներից մեկը հեռավոր տիեզերք, կարելի է զգալիորեն մեծացնել դիտարկումների ճշգրտությունը: Օրինակ, Ռադիոաստրոն տիեզերակն ռադիոաստղադիտակի լուծման կարողությունը, երբ այն աշխատում է Երկրի վրա տեղակայված աստղադիտակի հետ միասին ռադիոինտերֆերոմետրի ռեժիմում (հիմքը կազմում է 390 հազ. կմ), կկազմի 8-ից մինչև 500 աղեղի միկրովայրկյան կախված ալիքի երկարությունից (1,2 - 92 սմ):

Բարձր էներգիայի ճառագաթման դիտարկման աստղադիտակներ[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Այնշտայնի անվան աստղադիտարան, ռենտգենային աստղադիտակ, սկզբում անվանվել էր HEAO B (High Energy Astrophysical Observatory B)

Ռենտգենյան աստղադիտակները օգտագործում են ռենտգենյան օպտիկան, այնպիսիք, ինչպիսին է Վոլտերի աստղադիտակը, որը կազմված է օղակաձև հայելուց, պատրաստված ծանր մետաղներից, որոնք կարող են արտացոլել ճառագայթները ընդամենը մի քանի աստիճանով: Հայելիները սովորաբար իրենցից ներկայացնում են շրջված պարաբոլի, հիպերբոլի, կամ էլիպսի հատույթ: 1952 թվականին Հանս Վոլտերը սահմանեց երեք տարբերակ, համաձայն որոնց աստղադիտակը կարող է ստեղծվել միայն այսպիսի տեսակի հայելիների օգնությամբ[3][4]: Այս կարգի աստղադիտակներ օգտագործող աստղադիտարաններից են Այնշտայնի աստղադիտարանը, ROSAT-ը, և Չանդրա ռենտգենյան աստղադիտարանը:

Առավել բարձր էներգիայի աստղադիտակները, այնպիսիք ինչպիսին են ռենտգենային կամ գամմա ալիքային աստղադիտակները, օգտագործում են լուսաթաղանթի կոդավորված դիմակներ: Այս դիմակների շողքերից էլ կազմվում է դիտարկվող օբյեկտի պատկերը: Ռենտգենային և գամմա ալիքային աստղադիտակները սովորաբար Երկրի ուղեծրում պտտվող արբանյակներ են կամ ստրատոսֆերային օդապարիկներ, քանի-որ Երկրի մթնոլորտը չի թափանցում էլեկտրամագնիսական սպեկտրի այս մասը: Այսպիսի աստղադիտակի օրինակ է Ֆերմի գամմա ալիքային տիեզերական աստղադիտակը:

Բարձր էներգիայի աստղագիտությունը պահանջում է հատուկ աստղադիտակների օգտագործում, քանի-որ այսպիսի էներգիա ունեցող մասնիկների մեծամասնությունը ազատորեն թափանցում են մետաղների և ապակիների միջով:

Այս կարգի աստղադիտակների մեջ բացակայում են պատկեր ստեղծող օպտիկական համակարգերը: Տիեզերական ճառագայթման դիտարկման աստղադիտակները սովորաբար կազմված են բազմաթիվ տարբեր տեսակի տվիչներից սփռված բավականին մեծ տարածքի վրա: Օրինակ՝ նեյտրինոների աստղադիտակները կազմված են ջրի կամ սառույցի մեծ զանգվածից, որոնք շրջապատված են բազմաթիվ լուսային տվիչներով, որոնք անվանում են ֆոտոբազմապատկիչ խողովակներ:

Աստղադիտակների այլ տեսակներ[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Աստղադիտակների հենքը[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Աստղադիտակների մեխանիկական մասը՝ հենքը, նախատեսված է նրա զանգվածը կրելու համար, ինչպես նաև ուղղելու այն երկնոլորտի անհրաժեշտ տիրույթ և ապահովելու ճշգրիտ ուղղվածությունը: Տարիների ընթացքում նախագծվել և կիրառվել են մեխանիկական կառուցվածքների բազմաթիվ տեսակներ: Առավել մեծ ուշադրություն է դարձվում այն տեսակի հենքերին, որոնք ապահովում են աստղադիտակի պտույտը երկնային մարմինների երկնոլորտով պտույտին համընթաց: Այսպիսի հենքերի երկու հիմնական տեսակներն են՝ Ալտ-ազիմուտային հենքը և Հասարակածային հենքը:

Մթնոլորտի էլեկտրամագնիսական թափանցելիությունը[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

1rightarrow.png  Տե՛ս նաև Օդի զանգված 

Երկրի մթնոլորտը չի թափանցում էլեկտրամագնիսական սպեկտրի հիմնական մասը, նրա միայն մի քանի միջակայքեր է հնարավոր դիտարկել Երիրի մակերևույթից: Դրանք են՝ տեսանելի լույսը, մոտ ինֆրակարմիր և ռադիո սպեկտրի մի մասը: Այդ պատճառով սպեկտրի մնացած մասերի դիտարկումներ իրականացնելու համար աստղադիտակներ են ստեղծվում և դուրս բերվու տիեզերք: Նույնիսկ տեսանելի, կամ թափանցելի մասերի դիտարկումների համար ստեղծված և Երկրի մակերևույթին գտնվող աստղադիտակները ավելի շահեկան կլիներ արձակել տիեզերք, քանի-որ միևնույն է նրանց վրա ազդեցություն է թողնում մթնոլորտի թափանցելիությունը, ինչպես նաև մթնոլորտային երևույթները:

Դիագրամի վրա պատկերված է Երկրի մթնոլորտի կողմից էլեկտրամագնիսական սպեկտրի թափանցման աստիճանը ըստ ալիքի երկարության և աստղադիտարկների տեսակները ամեն միջակայքի համար:

Դիտարկվաող օբյեկտը տարբեր աստղադիտակներով[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Միևնույն աստղագիտական մարմնի դիտարկումը տարբեր ալիքային տիրույթներում, թույլ է տալիս ստանալ տարբեր տեղեկություններ այդ մարմնի մասին: Այսպիսի հնարավորության դեպքում ընդհանուր առմամբ հնարավոր է լինում ստանալ ավելի ամբողջական պատկեր:

Կրաբի միգամածության մեջ գերնոր աստղի մնացորդների տեսքը տարբեր ալիքի երկարության տիրույթներում տարբեր աստղադիտակներով

Աստղադիտակները ըստ սպեկտրի[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Էլեկտրամագնիսական սպեկտրում գործող աստղադիտակները՝

Անունը Աստղադիտակ Աստղագիտություն Ալիքի երկարություն
Ռադիո Ռադիոաստղադիտակ Ռադիո աստղագիտություն ավելին քան 1 մմ
Ենթամիլիմետրային Ենթամիլիմետրային աստղադիտակ* Ենթամիլիմետրային աստղագիտություն 0,1 մմ - 1 մմ
Հեռու ինֆրակարմիր Հեռու ինֆրակարմիր աստղագիտություն 30 մկմ - 450 մկմ
Ինֆրակարմիր Ինֆրակարմիր աստղադիտակ Ինֆրակարմիր աստղագիտություն 700 նմ - 1 մմ
Տեսանելի Տեսանելի սպեկտրի աստղադիտակ Տեսանելի լույսի աստղագիտություն 400 նմ - 700 նմ
Ուլտրամանուշակագույն Ուլտրամանուշակագույն աստղադիտակներ* Ուլտրամանուշակագույն աստղագիտություն 10 նմ - 400 նմ
Ռենտգենյան ճառագայթներ Ռենտգենյան աստղադիտակ Ռենտգենյան աստղագիտություն 0,01 նմ - 10 նմ
Գամմա ալիքներ Գամմա ալիքային աստղադիտակ Գամմա ալիքային աստղագիտություն փոքր քան 0,01 նմ

* Հղումներ դեպի կատեգորիաներ:

Աստղադիտակների ցանկեր[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Տես նաև[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Արտաքին հղումներ[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Ծանոթագրություններ[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

  1. Պախոմով Ի.Ի, Ռոժկով Օ. Վ. (1982). Օպտիկա-էլեկտրոնային քվանտային սարքեր (1-ին տպ.). Մոսկվա: Ռադիո և կապ. էջ 184. 
  2. Լանդսբերգ Գ. Ս. (2003). Օպտիկա (6-րդ տպ.). Մոսկվա: Ֆիզմաթլիտ. էջ 303. ISBN 5-9221-0314-8. 
  3. Վոլտեր, Հ. (1952), «Հայացք հայելային համակարգերի ներս, որպես ռենտգենյան օպտիկայի դիտարկման միջոցներ», Ֆիզիկայի տարի 10: 94, doi:10.1002/andp.19524450108. 
  4. Վոլտեր, Հ. (1952), «Ընդհանրացված Շվարցշիլդի հայելային համակարգը ռենտգենյան օպտիկայում օգտագործման համար», Ֆիզիկայի տարի 10 (4–5): 286, doi:10.1002/andp.19524450410.