¿Cuál es el principio detrás de cómo un telescopio astronómico puede ver tan lejos en el espacio exterior?
Durante más de trescientos años, desde el primer telescopio óptico hasta el nacimiento de los radiotelescopios, los telescopios ópticos siempre han sido la herramienta más importante para la observación astronómica. La siguiente es una breve introducción al desarrollo de los telescopios ópticos. .
Telescopio refractor
En 1608, el comerciante de gafas holandés Liebersay descubrió accidentalmente que se podían ver objetos distantes con dos lentes. Inspirado por esto, creó el primer telescopio de la historia de la humanidad.
En 1609, Galileo construyó un telescopio con una apertura de 4,2 centímetros y una longitud de aproximadamente 1,2 metros. Usó una lente plano-convexa como lente objetivo y una lente cóncava como ocular. Este sistema óptico se llamó telescopio galileano. Galileo utilizó este telescopio para apuntar al cielo e hizo una serie de descubrimientos importantes, y la astronomía entró en la era de los telescopios.
En 1611, el astrónomo alemán Kepler utilizó dos lentes biconvexas como objetivo y ocular, lo que aumentó considerablemente el aumento. Este sistema óptico recibió el nombre de telescopio de Kepler. Hoy en día, la gente todavía utiliza estos dos tipos de telescopios refractores, y los telescopios astronómicos utilizan telescopios Kepler.
Cabe señalar que debido a que el telescopio utiliza una sola lente como lente objetivo, existe una aberración cromática grave. Para obtener buenos efectos de observación, es necesario utilizar una lente con una curvatura muy pequeña. lo que inevitablemente conducirá al alargamiento del cuerpo de la lente. Como resultado, los astrónomos han soñado durante mucho tiempo con construir telescopios más largos y muchos intentos han fracasado.
En 1757, Dulong estableció las bases teóricas de las lentes acromáticas estudiando la refracción y dispersión del vidrio y el agua, y fabricó lentes acromáticas con vidrio corona y vidrio de sílex. Desde entonces, los telescopios refractores acromáticos han sustituido por completo a los telescopios de larga distancia focal. Sin embargo, las limitaciones técnicas dificultaban la fundición de piezas más grandes de vidrio de sílex, y en los primeros tiempos de los telescopios acromáticos sólo se podían rectificar lentes de hasta 10 cm.
A finales del siglo XIX, con la mejora de la tecnología de fabricación, fue posible fabricar telescopios refractores de mayor diámetro, y luego se produjo un clímax en la fabricación de telescopios refractores de gran diámetro. Siete de los ocho telescopios refractores de más de 70 cm existentes en el mundo fueron fabricados entre 1885 y 1897, siendo los más representativos el telescopio Ye Kaizer de 102 cm de diámetro fabricado en 1897 y el telescopio Ye Kaiser de 91 cm de diámetro LIKE. telescopio.
Las ventajas de los telescopios refractores son su larga distancia focal, su gran escala negativa y su insensibilidad a la flexión del cilindro, lo que los hace más adecuados para mediciones astronómicas. Pero siempre tiene una aberración cromática residual, así como una fuerte absorción de radiación en las bandas ultravioleta e infrarroja. Y también fue muy difícil fundir vidrio óptico enorme. Cuando se construyó el telescopio Yekaiser en 1897, el desarrollo de los telescopios refractores alcanzó su punto máximo y en los siguientes cien años no apareció ningún telescopio refractor más grande. Esto se debe principalmente a que es técnicamente imposible moldear un trozo grande de cristal perfecto para lentes, y los lentes grandes se deformarán significativamente bajo la influencia de la gravedad, perdiendo así un enfoque nítido.
Telescopio reflector:
El primer telescopio reflector nació en 1668. Después de muchos intentos fallidos de pulir lentes asféricas, Newton decidió utilizar un espejo esférico como espejo primario. Puso una pieza de metal con un diámetro de 2,5 cm en un reflector cóncavo y colocó un reflector en un ángulo de 45° delante del foco del espejo primario, de modo que la luz reflejada por el espejo primario se concentrara y reflejara. por el reflector en un ángulo de 90°. El tubo llega al ocular. Estos sistemas se denominan telescopios reflectores newtonianos. Tiene un espejo esférico, lo que producirá ciertas aberraciones, pero usar un reflector en lugar de un refractor tiene mucho éxito.
James Gregory propuso un plan en 1663: utilizar un espejo primario y un espejo secundario, ambos espejos cóncavos. El espejo secundario se coloca fuera del foco del espejo primario y en el centro del espejo primario. espejo Deje un pequeño agujero en el centro para que la luz pueda llegar al ocular desde el pequeño agujero a través de dos reflejos del espejo primario y del espejo secundario. El propósito de este diseño es eliminar la aberración esférica y la aberración cromática, lo que requiere un espejo primario parabólico y un espejo secundario elíptico. Esto es teóricamente correcto, pero el nivel de fabricación en ese momento no podía cumplir con este requisito, por lo que Gregory no pudo obtenerlo. . Un espejo que le funcione.
En 1672, el francés Cassegrain propuso un tercer diseño de telescopio reflector. Su estructura era similar al telescopio de Gregorian, pero la diferencia era que el espejo secundario se adelantaba antes que el foco del espejo primario. Es un espejo convexo, que es el telescopio reflector Cassegrain más utilizado. Esto hace que la luz reflejada por el espejo secundario diverja ligeramente, lo que reduce el aumento, pero elimina la aberración esférica, por lo que el telescopio también se puede fabricar con una distancia focal muy corta.
Los telescopios Cassegrain pueden tener varios espejos primarios y secundarios con diferentes propiedades ópticas. Debido a la corta distancia focal y al espejo corto del telescopio Cassegrain, el aumento también es grande y la imagen es clara. La distancia focal Cassegrain se puede utilizar para estudiar objetos celestes en un campo de visión pequeño, o se puede utilizar la distancia focal newtoniana. configurado para fotografiar objetos celestes de gran superficie. Por ello, los telescopios Cassegrain se han utilizado ampliamente.
Herschel fue un maestro en la fabricación de telescopios reflectores. Fue músico en sus primeros años. Debido a su afición por la astronomía, comenzó a pulir telescopios en 1773 y fabricó cientos de telescopios a lo largo de su vida. Cuando Herschel construyó el telescopio, colocó la lente del objetivo oblicuamente en el tubo de la lente para que la luz paralela convergiera a un lado del tubo de la lente después de la reflexión.
En los casi 200 años transcurridos desde la invención del telescopio reflector, los materiales reflectantes han sido un obstáculo para su desarrollo: los espejos de bronce son propensos a la corrosión y deben pulirse periódicamente, lo que cuesta mucho dinero. dinero y tiempo. Un metal resistente a la corrosión, más denso que el bronce y muy caro. En 1856, el químico alemán Eustace von Liebig desarrolló un método que podía recubrir el vidrio con una fina capa de plata después de un ligero pulido, y esta capa de plata podía reflejar la luz de forma eficaz. ligeramente pulido. Esto hace posible construir telescopios reflectores mejores y más grandes.
A finales de 1918, bajo los auspicios de Haier, se puso en funcionamiento el telescopio Hooke con una apertura de 254 cm. Los astrónomos utilizaron este telescopio para revelar por primera vez el tamaño real de la Vía Láctea y nuestro lugar en ella. Lo más importante es que la teoría de la expansión del universo de Hubble fue el resultado de observaciones realizadas con el telescopio Hooker.
En las décadas de 1920 y 1930, el éxito del Telescopio Hooker inspiró a los astrónomos a construir telescopios reflectores de mayor diámetro. En 1948, Estados Unidos construyó un telescopio de 508 cm de diámetro y lo llamó Telescopio Hale. en memoria del distinguido fabricante de telescopios Hale. El Telescopio Hale tardó más de 20 años en completarse, desde su diseño hasta su fabricación. Aunque puede ver más lejos y tiene un mayor poder de resolución que el Telescopio Hooker, no le ha dado a la humanidad una nueva comprensión del universo. Como dijo Asimov: "El Telescopio Hale (1948), como el Telescopio Yerkes (1897) medio siglo antes, parecía anunciar el fin del desarrollo de un tipo especial de telescopio. Antes de 1976, la Unión Soviética construyó un telescopio de 600 centímetros. telescopio, pero no funcionó tan útilmente como el telescopio Hale, un hecho que confirma las palabras de Asimov.
Los telescopios reflectores tienen muchas ventajas. Por ejemplo, no hay aberración cromática, pueden registrar información celeste en una amplia gama. rango de luz visible y es más fácil de fabricar que un telescopio refractor. Sin embargo, también tiene desventajas inherentes: por ejemplo, cuanto mayor es la apertura, menor es el campo de visión y la lente del objetivo debe recubrirse regularmente. /p>
Telescopio refractor:
El telescopio refractor apareció por primera vez en 1814. En 1931, el fotógrafo alemán Schmidt utilizó una lente delgada asférica única cerca de una placa paralela como espejo corrector, utilizada en. Junto con un espejo esférico, puede eliminar la aberración esférica y la aberración fuera del eje del telescopio refractor tipo Schmidt. El telescopio tiene una luz intensa, un gran campo de visión y un tamaño pequeño. Es adecuado para tomar imágenes con grandes aberraciones. El telescopio tiene una gran potencia lumínica. Con un gran campo de visión y una pequeña aberración, es adecuado para fotografiar grandes áreas del cielo, especialmente para nebulosas oscuras. El telescopio Schmidt se ha convertido en una herramienta importante para la observación astronómica. >En 1940, Maksutov lo utilizó como lente correctora para fabricar otro tipo de telescopio reflector plegable. Sus dos superficies son dos superficies esféricas con diferentes curvaturas. La diferencia es pequeña, pero la curvatura y el grosor son grandes. La superficie esférica es más fácil de pulir que la placa correctora del telescopio tipo Schmidt y el cilindro de la lente es más corto, pero el campo de visión es menor que el del telescopio tipo Schmidt y los requisitos para el vidrio también son mayores debido a la refracción. El telescopio tiene en cuenta las ventajas tanto de un telescopio refractor como de un telescopio reflector, por lo que es muy adecuado para la observación astronómica y la fotografía astronómica de aficionados, y es muy popular entre los entusiastas de la astronomía.
La capacidad de captación de luz de un telescopio aumenta a medida que aumenta la apertura. Cuanto más fuerte es la capacidad de captación de luz de un telescopio, más débiles y más lejanos se pueden ver los objetos celestes. ser visto. Los avances en astrofísica requirieron telescopios de mayor diámetro.
Sin embargo, a medida que aumenta el diámetro del telescopio, surgen una serie de problemas técnicos. La lente del Telescopio Hale pesa 14,5 toneladas, la parte móvil pesa 530 toneladas y el espejo de 6 metros de largo pesa 800 toneladas. La deformación de la lente causada por el peso del telescopio es bastante grande y la temperatura desigual deforma la superficie del espejo, lo que también afecta la calidad de la imagen. Desde una perspectiva de fabricación, el coste de los métodos tradicionales de fabricación de telescopios es casi proporcional al diámetro del cubo o cubo, por lo que se debe encontrar un enfoque diferente para fabricar un telescopio con un diámetro mayor.
Desde la década de 1970, se han desarrollado muchas tecnologías nuevas en la fabricación de telescopios, involucrando muchos campos como la óptica, la mecánica, la informática, el control automático y la maquinaria de precisión. Estas tecnologías permiten que la fabricación de telescopios supere las limitaciones de las aperturas de los espejos, reduzca los costos y simplifique la estructura de los telescopios. En particular, la aparición y aplicación de la tecnología óptica activa ha supuesto un salto adelante en el concepto de diseño de los telescopios.
A partir de la década de 1980 se empezó a fabricar a nivel internacional una nueva generación de grandes telescopios. Entre ellos, los espejos principales de telescopios como el VLT del Observatorio Europeo Austral, GEMINI, una cooperación entre Estados Unidos, Gran Bretaña y Canadá, y SUBARU de Japón, utilizan tecnología de espejos delgados del Keck I, Keck; Los telescopios II y HET de Estados Unidos utilizan tecnología de empalme.
La excelente distancia focal Cassegrain del telescopio tradicional puede concentrar el 80% de la energía luminosa geométrica dentro del rango de 0″.6 en condiciones óptimas de trabajo, mientras que la nueva generación de grandes telescopios fabricados con nuevas tecnologías lo Puede mantener el 80% de la energía luminosa dentro del rango de 0″.2~0″.4, o incluso mejor.
A continuación se presentan varios telescopios grandes representativos:
Telescopio Keck (Keck I, Keck II)
Keck I y Keck II, construidos en 1991 y 1996 respectivamente , son los telescopios ópticos más grandes actualmente en uso en el mundo, ya que se financian principalmente con donaciones del empresario Keck W M. Keck W M) donaciones (Keck I $94 millones, Keck II $74,6 millones). Estos dos telescopios idénticos, ambos ubicados en Mauna Kea, Hawaii, se reunieron para realizar observaciones de interferometría.
Todos ellos tienen un diámetro de 10 metros y están formados por 36 reflectores hexagonales. Cada espejo tiene un diámetro de 1,8 metros y un espesor de sólo 10 centímetros. Hay tres dispositivos de plano focal: una cámara de infrarrojo cercano, un detector CCD de alta resolución y un espectrómetro de alta dispersión.
"Grandes telescopios como el Keck nos permiten explorar el origen del universo a lo largo del río del tiempo. Más que nada, el Keck nos permite ver el momento en que nació el universo."
El Very Large Telescope (VLT) del Observatorio Europeo Austral
El Observatorio Europeo Austral comenzó a desarrollar un telescopio óptico con un diámetro equivalente a 16 metros en 1986, compuesto por cuatro telescopios de 8 metros. telescopios. Cuatro telescopios de 8 metros están dispuestos en línea recta. Todos ellos son sistemas ópticos RC con una relación focal de F/2. Utilizan un dispositivo de horizonte. El espejo principal está sostenido por un sistema óptico activo. , la precisión de seguimiento es de 0,05 ″ y el peso del cilindro de la lente es de 100 toneladas, el peso de la horquilla es de menos de 120 toneladas. Cuatro telescopios pueden formar un conjunto de interferencias para observaciones de interferencias por pares o pueden utilizarse individualmente.
Dos de los telescopios ya están terminados y se espera que todos estén terminados para el año 2000.
GEMINI
El telescopio GEMINI es una instalación internacional operada por la American College and University Research Association (AURA) (50% estadounidense, 25% británica, 15% canadiense, 5% chilena , 2,5% argentinos, 2,5% brasileños). Consta de dos telescopios de 8 metros, uno en el hemisferio norte y otro en el hemisferio sur, para observaciones sistemáticas de todo el cielo. El espejo primario será controlado por el sistema óptico activo, el espejo secundario se corregirá rápidamente como un espejo inclinado y la región infrarroja estará cerca del límite de difracción a través del sistema de óptica adaptativa.
El proyecto se lanzó en septiembre de 1993. La primera unidad se lanzó en Hawaii en julio de 1998, y la segunda unidad se lanzó en el sitio de Cerra Pachón en Chile en septiembre de 2000. Se espera que todo el sistema sea operativo en 2001. Después de pasar la aceptación, se pondrá oficialmente en uso.
Telescopio Pléyades (Japón) de 8 metros (SUBARU)
Se trata de un telescopio óptico/infrarrojo de 8 metros. Tiene tres características: primero, el espejo es delgado y se obtiene una alta calidad de imagen a través de óptica activa y óptica adaptativa; segundo, se puede lograr un seguimiento de alta precisión de 0,1 ″; tercero, se utiliza una plataforma de observación cilíndrica para controlar automáticamente la ventilación y; Dispositivo de filtración de aire para obtener las mejores condiciones de eliminación de turbulencias térmicas.
El telescopio utiliza un armazón de Celerian, que permite que el marco del espejo principal y el marco del espejo secundario permanezcan paralelos durante el movimiento.
El telescopio se instalará en Mauna Kea, Hawaii, a partir de 1991 y se espera que esté terminado nueve años después.
Telescopio de escaneo de fibra óptica multiobjeto de área grande (LAMOST)
Este es un telescopio Schmidt reflectante con una apertura clara efectiva de 4 metros y una distancia focal de 20 metros. Tiene 20 grados cuadrados y está ubicado en el Central Star Auditorium en construcción en China. Sus características técnicas son:
1. Aplicar tecnología óptica activa en el sistema reflectante Schmidt para rastrear el movimiento de los cuerpos celestes para la corrección de la aberración esférica en tiempo real, al mismo tiempo que logra las funciones de gran apertura y amplio campo de visión. .
2. El espejo primario esférico y el reflector adoptan tecnología de empalme.
3. La tecnología espectroscópica de fibras ópticas multiobjetivo (hasta 4.000 fibras ópticas, frente a sólo 600 en los telescopios ordinarios) será un avance importante.
LAMOST empujó la magnitud límite del censo de galaxias a 20,5 metros, aproximadamente 2 magnitudes más que el plan SDSS. Logró un censo espectral de 107 galaxias y aumentó el número de objetivos de observación en un orden de. magnitud.
En 1932, Jansky K. G. utilizó una antena de radio para detectar emisiones de radio desde el centro de la Vía Láctea (en dirección a Sagitario), lo que marcó la primera observación humana fuera de la ventana óptica tradicional.
Tras el final de la Segunda Guerra Mundial, la radioastronomía comenzó a surgir y los radiotelescopios jugaron un papel clave en el desarrollo de la radioastronomía. Por ejemplo, los cuatro descubrimientos más importantes en astronomía en la década de 1960: los quásares, los púlsares, las moléculas interestelares y la radiación cósmica de fondo de microondas, se observaron a través de radiotelescopios. Cada avance importante en los radiotelescopios ha marcado, sin excepción, un hito para el desarrollo de la radioastronomía.
En 1946, la Universidad de Manchester en el Reino Unido construyó un radiotelescopio parabólico fijo con un diámetro de 66,5 metros. En 1955, construyó el radiotelescopio parabólico giratorio más grande del mundo;
En la década de 1960, Estados Unidos Se construyó un radiotelescopio parabólico con un diámetro de 305 metros en la ciudad de Arecibo, Puerto Rico. Está fijado en la superficie a lo largo de la ladera y no puede girar. en el mundo. Es el radiotelescopio de apertura única más grande del mundo.
En 1962, Ryle inventó el radiotelescopio de apertura integrada (IART), por el que ganó el Premio Nobel de Física en 1974. El radiotelescopio de apertura integrada (IART) logra lo que es posible con una única antena de gran apertura compuesta por múltiples estructuras de antena más pequeñas.
En 1967, Broten et al registraron por primera vez franjas de interferencia VLBI.
En la década de 1970, la República Federal de Alemania construyó cerca de Bonn el radiotelescopio parabólico giratorio omnidireccional (OTRPT) de 100 metros de diámetro, que es el radiotelescopio giratorio de antena única más grande del mundo.
Desde la década de 1980, representantes de la nueva generación de radiotelescopios, como el European VLBI Network (EVN), el American VLBA Array y el japonés VLBI in Space (VSOP), se han puesto en funcionamiento uno tras otro. otro, la eficiencia, la banda de observación y otros aspectos han superado con creces a los telescopios anteriores.
Los dos radiotelescopios de 25 metros del Observatorio de Shanghai y el Observatorio de Urumqi de la Academia de Ciencias de China han participado en el Programa de Observación Continua de la Rotación de la Tierra (CORE) en Estados Unidos y el Very Long Baseline Red de Interferometría (EVN) en Europa como miembros de pleno derecho, respectivamente, para la Rotación de la Tierra y la Investigación Astrométrica de Alta Precisión (CORE) y la Investigación Astrofísica (EVN). La combinación de observaciones de interferometría de línea de base larga desde radiotelescopios en varios países ha producido efectos que ningún país puede lograr solo con grandes telescopios.
Además, el telescopio de antena única (GBT) de 100 metros desarrollado por el Observatorio Astronómico Nacional (NARO), los cuatro principales observatorios de Estados Unidos, adopta diseños como sin obstáculos (alimentación compensada) y Dispositivos ópticos activos. La antena se está instalando actualmente y podría estar operativa en el año 2000.
A nivel internacional, se desarrollará conjuntamente un conjunto de radiotelescopios de baja frecuencia (SKA) con un área de recepción de 1 kilómetro cuadrado, lo que aumentará la sensibilidad de las observaciones de radio de baja frecuencia en aproximadamente dos órdenes de magnitud. Los países relevantes están realizando varias investigaciones preliminares.
En términos de ampliar la cobertura de las bandas de observación de radio, el Observatorio Astrofísico Smithsonian de Estados Unidos y el Instituto de Astronomía y Astrofísica de Taiwán están construyendo la primera matriz de interferencia submilimétrica (SMA) del mundo en Hawaii. El conjunto está compuesto por 8 antenas de 6 metros con frecuencias de operación desde 190GHz hasta 85z. Actualmente se han instalado algunos equipos. El Millimeter Wave Array (MMA) de Estados Unidos y el Large Southern Array (LAS) de Europa se fusionarán en un nuevo programa de arrays de ondas milimétricas: ALMA, que constará de sesenta y cuatro antenas de doce metros, con la línea de base más larga de hasta diez. Cerca de Atacama, Chile, se ubicarán varios kilómetros, operando en frecuencias entre 70 y 950 gigahercios.
En términos de mejorar la resolución angular de las observaciones de radio, la mayoría de la nueva generación de equipos a gran escala considera el uso de soluciones de matriz de interferencia para mejorar aún más la resolución angular y la sensibilidad de las observaciones espaciales VLBI; Se propone una solución VLBI espacial de segunda generación: -ARISE (apertura de 25 m).
Creo que la finalización y puesta en funcionamiento de estos equipos hará de la radioastronomía un método de investigación importante en astronomía y brindará oportunidades imprevistas para el desarrollo de la astronomía.
Sabemos que existe una gruesa capa de atmósfera en la superficie de la tierra debido a la interacción entre diversas partículas de la atmósfera terrestre y la radiación celeste (principalmente absorción y reflexión), radiación celeste en la mayoría de las bandas de ondas. no puede llegar al suelo. La gente llama a las imágenes de bandas que pueden llegar al suelo "ventanas atmosféricas". Hay tres "ventanas".
Ventana óptica: Es la más importante, con longitudes de onda entre 300 y 700 nanómetros, incluida la banda de luz visible (400-700 nanómetros los telescopios ópticos siempre han sido la principal herramienta para la astronomía terrestre). observaciones.
Ventana de infrarrojos: la banda de infrarrojos oscila entre 0,7 y 1000 micras. Dado que las diferentes moléculas de la atmósfera terrestre absorben longitudes de onda infrarrojas de forma inconsistente, la banda de infrarrojos es más complicada. Hay siete ventanas de infrarrojos que se utilizan habitualmente en la investigación astronómica.
Ventana de radio: La banda de radio se refiere a ondas electromagnéticas con longitudes de onda superiores a 1 mm. La atmósfera también absorbe una pequeña cantidad de ondas de radio, pero dentro del rango de 40 mm a 30 metros la atmósfera es casi completamente transparente. Generalmente llamamos al rango de 1 mm a 30 metros ventana de radio.
La atmósfera es opaca a otras bandas de longitudes de onda, como los ultravioleta, los rayos X, los rayos gamma, etc. Las observaciones astronómicas en estas bandas sólo fueron posibles tras el lanzamiento de satélites artificiales.
Telescopios infrarrojos:
Las primeras observaciones infrarrojas se remontan a finales del siglo XVIII. Sin embargo, debido a la absorción y dispersión de la atmósfera terrestre, las observaciones infrarrojas terrestres se limitan a unas pocas ventanas del infrarrojo cercano. Para obtener más información sobre la banda infrarroja, se deben realizar observaciones infrarrojas desde el espacio. Las observaciones astronómicas infrarrojas modernas surgieron en las décadas de 1860 y 1970, cuando se utilizaron telescopios o detectores infrarrojos transportados por globos y aviones a gran altitud.
El 23 de enero de 1983, Estados Unidos, Reino Unido y Países Bajos lanzaron conjuntamente el primer satélite astronómico infrarrojo, el IRAS. Su cuerpo principal es un telescopio con una apertura de 57 cm, dedicado principalmente al cielo. encuesta y observación.
El éxito de IRAS ha impulsado enormemente el desarrollo de la astronomía infrarroja a todos los niveles. Hasta ahora, la fuente de observación de IRAS sigue siendo un objetivo de investigación candente para los astrónomos.
El 17 de noviembre de 1995 se puso en órbita el Observatorio Espacial Infrarrojo (ISO), un proyecto de cooperación entre Europa, Estados Unidos y Japón. El cuerpo principal del ISO es un telescopio R-C con un telescopio. Apertura de 60 cm. Sus funciones y rendimiento En comparación con IRAS, se ha mejorado enormemente. Lleva 4 instrumentos de observación y realiza imágenes, polarización, espectro, espectro de rejilla, espectro de interferencia FP y medición fotométrica. -P espectro de interferencia, fotometría y otras funciones. En comparación con IRAS, ISO tiene un rango de longitud de onda más amplio, desde el infrarrojo cercano hasta el infrarrojo lejano; mayor resolución espacial, mayor sensibilidad (aproximadamente 100 veces la de IRAS y más funciones);
La vida útil real de ISO es de 30 meses y puede realizar observaciones específicas de objetivos (las observaciones del IRAS son observaciones de estudios del cielo), de modo que puede resolver los problemas planteados por los astrónomos de manera específica. Se espera que la investigación basada en datos ISO se convierta en uno de los puntos calientes de la investigación astronómica en los próximos años.
Del Sistema Solar al Universo Los telescopios infrarrojos de gran escala tienen muchas similitudes o similitudes con los telescopios ópticos, por lo que es posible modificar los telescopios ópticos terrestres para que también puedan realizar observaciones infrarrojas. De esta manera, estos telescopios pueden realizar observaciones infrarrojas durante las noches de luna o durante el día, aprovechando así mejor la eficiencia del equipo de observación.
Telescopio ultravioleta:
La banda ultravioleta se encuentra entre el rango de frecuencia de los rayos X y la luz visible, y la banda de observación es de 3100 a 100 Angstroms. Las observaciones ultravioleta sólo pueden realizarse a una altitud de 150 kilómetros para evitar ser absorbidas por la capa de ozono y la atmósfera. Las primeras observaciones ultravioleta utilizaron globos para transportar telescopios a gran altura. Más tarde, las tecnologías aeroespaciales como cohetes, transbordadores espaciales y satélites permitieron que las observaciones ultravioleta se desarrollaran verdaderamente.
Las observaciones en la banda ultravioleta son muy importantes en astrofísica. La banda ultravioleta es el rango de frecuencia entre los rayos X y la luz visible. Históricamente, la línea divisoria entre la luz ultravioleta y la luz visible era 3900 Angstroms. El estándar en ese momento era si se podía ver a simple vista. La banda de longitud de onda para las observaciones de la astronomía ultravioleta moderna es de 3100 a 100 Angstroms, que es la intersección de los rayos ultravioleta y los rayos X, porque este es el límite de absorción de ondas electromagnéticas por parte de la capa de ozono.
El OAO-2 fue lanzado en Estados Unidos en 1968, seguido del TD-1A en Europa. Su misión era realizar observaciones censales de la radiación ultravioleta en el cielo. OAO-3, llamado Copernicus, fue lanzado en 1972 y llevaba un telescopio ultravioleta de 0,8 metros. Funcionó normalmente durante 9 años y observó el espectro ultravioleta de los objetos celestes de 950 a 3500 Angstroms.
En 1978 se lanzó el Explorador Ultravioleta Internacional (IUE). Aunque el diámetro de su telescopio es menor que el de Copérnico, su sensibilidad de detección ha mejorado mucho. Los datos de observación del IUE se han convertido en un importante recurso de investigación en astrofísica.
Del 2 al 11 de diciembre de 1990, el transbordador espacial Columbia llevó al Observatorio Astro-1 para realizar la primera observación astronómica espectroscópica ultravioleta en un laboratorio espacial; el 2 de marzo de 1995, el Observatorio Astro-2 A 16-; día en que se completó la observación astronómica ultravioleta.
En 1992, la NASA lanzó un satélite de observación, el Extreme Ultraviolet Explorer (EUVE), para detectar la banda ultravioleta extrema.
El satélite FUSE, lanzado el 24 de junio de 1999, es uno de los proyectos "Origin Project" de la NASA. Su misión es responder preguntas astronómicas básicas sobre la evolución del universo.
La astronomía ultravioleta es una parte importante de la astronomía de banda completa. En los 30 años transcurridos desde el lanzamiento de Copérnico, se han desarrollado varios tipos de astronomía ultravioleta como EUV (ultravioleta extremo), FUV (ultravioleta lejano), UV ( ultravioleta), etc. Se han desarrollado con éxito satélites de detección, uno tras otro, que cubren todas las bandas ultravioleta.
Telescopio de rayos X:
El rango de banda de radiación de rayos X es de 0,01 a 10 nanómetros. Los que tienen longitudes de onda más cortas (mayor energía) se denominan rayos X duros. los que tienen longitudes de onda más largas se denominan rayos X duros y se denominan rayos X blandos. Los rayos X de los cuerpos celestes simplemente no pueden llegar a la Tierra, por lo que no fue hasta el lanzamiento del satélite terrestre artificial en la década de 1960 que los astrónomos obtuvieron importantes datos de observación y se desarrolló la astronomía de rayos X. Las primeras observaciones fueron principalmente de rayos X del Sol.
En junio de 1962, un equipo de investigación del Instituto Tecnológico de Massachusetts (MIT) descubrió por primera vez una potente fuente de rayos X procedente de la dirección de Scorpius, acercando así la astronomía de rayos X no solar. en una etapa de rápido desarrollo.
En la década de 1970, se lanzaron con éxito los dos satélites del Observatorio de Alta Energía No. 1 y No. 2 y se realizó por primera vez el estudio del cielo en banda de rayos X. Esto hizo que la observación y la investigación de los rayos X se convirtieran en algo grande. dio un paso adelante y generó un auge en las observaciones de rayos X. Desde los años 1980, varios países han lanzado sucesivamente satélites para estudiar la banda de rayos X:
En abril de 1987, un cohete de la antigua Unión Soviética lanzó detectores de rayos X desarrollados por Alemania, el Reino Unido, la antigua Unión Soviética Unión, Países Bajos y otros países enviados al espacio.
En 1987, el satélite japonés de detección de rayos X, GINGA, fue lanzado al espacio;
En 1989, la antigua Unión Soviética lanzó un satélite experimental de astrofísica de alta energía, GRANAT, que transportaba Existen 7 instrumentos de detección desarrollados por la antigua Unión Soviética, Francia, Bulgaria, Dinamarca y otros países, dedicados principalmente a la observación y seguimiento de imágenes, espectrometría y fenómenos de erupción;
En junio de 1990, el Roentgen X El satélite de astronomía de rayos (abreviado como ROSAT) entró en la órbita terrestre y obtuvo una gran cantidad de datos de observación importantes para el trabajo de investigación. Hasta ahora, básicamente ha completado su misión de observación programada;
En diciembre de 1990, el. El transbordador espacial "Columbia" lanzó el "Telescopio de rayos X de banda ancha" de los Estados Unidos y fue enviado al espacio durante nueve días de observación;
En febrero de 1993, el satélite de detección de rayos X "Tobi" de Japón fue enviado en órbita mediante un cohete;
En febrero de 1993, el satélite japonés de detección de rayos X "Tokio" fue puesto en órbita mediante un cohete;
En 1996, Estados Unidos lanzó el X Satélite de exploración de fotometría de rayos (XTE);
El 23 de julio de 1999, Estados Unidos lanzó con éxito un satélite de la Instalación avanzada de astrofísica de rayos X (CHANDRA), y se lanzará otro satélite en el año 2000;
El 13 de diciembre de 1999, la ESA lanzó un nuevo telescopio de rayos X. ***La NASA lanzó un satélite llamado XMM.
En el año 2000, Japón también pondrá en marcha un observatorio de rayos X.
Los proyectos y planes antes mencionados indican que los próximos años serán el clímax de la observación e investigación de rayos X.
Telescopio de rayos gamma:
Los rayos gamma tienen una longitud de onda más corta y mayor energía que los rayos X duros. Debido a que son absorbidos por la atmósfera terrestre, las observaciones astronómicas de rayos gamma solo pueden realizarse por. globos de gran altitud y satélites que transportan instrumentos.
En 1991, el Observatorio Espacial Compton (rayos gamma) (Compton GRO o CGRO) fue lanzado a la órbita terrestre por el transbordador espacial. Su misión principal es realizar el primer estudio del cielo en banda γ y obtener imágenes de alta sensibilidad y alta resolución, medición del espectro de energía y medición del cambio óptico de fuertes fuentes cósmicas de rayos γ, y ha logrado muchos resultados de importante valor científico.
Los cuatro instrumentos equipados por CGRO son un salto cualitativo en escala y rendimiento en comparación con los detectores anteriores. El desarrollo exitoso de estos instrumentos ha traído cambios profundos a la investigación de la astrofísica de alta energía y está marcada como As γ-. La astronomía de rayos comienza a madurar gradualmente: los cuatro instrumentos que lleva CGRO son: Experimento de fuente de ráfaga y fuente de tiempo (BATSE), Experimento de espectrómetro de centelleo de orientación (OSSE) y Telescopio de imágenes (COMPTEL), que trabaja en el rango de 1 Mev ~ 30 Mev y un instrumento de imágenes. Telescopio (COMPTEL) que opera en el rango de 1Mev~30Mev.
Inspirándose en la exitosa experiencia del Observatorio Espacial Compton, instituciones de investigación científica de Europa y Estados Unidos han cooperado para desarrollar un nuevo proyecto de telescopio de rayos gamma, INTEGRAL, que está listo para ser enviado al espacio en 2001. Su lanzamiento será el Observatorio Espacial Compton y sentó las bases para un mayor desarrollo de la astronomía de rayos gamma.
Sabemos que la atmósfera terrestre absorbe intensamente ondas electromagnéticas y sólo podemos realizar observaciones en radio, luz visible y algunas bandas infrarrojas en el suelo. Con el desarrollo de la tecnología aeroespacial, se ha hecho posible observar fuera de la atmósfera, por lo que han aparecido telescopios espaciales que pueden observar fuera de la atmósfera. Los equipos de observación espaciales tienen grandes ventajas en comparación con los equipos de observación terrestres: por ejemplo, los telescopios ópticos pueden recibir una banda de ondas más amplia y las ondas cortas pueden extenderse incluso hasta 100 nanómetros. Sin fluctuaciones atmosféricas, la resolución se puede mejorar enormemente y, como no hay gravedad en el espacio, el instrumento no se deformará debido a su propio peso.
Las observaciones de los telescopios ultravioleta, los telescopios de rayos X, los telescopios de rayos gamma y algunos telescopios infrarrojos lanzados anteriormente se realizan fuera de la atmósfera terrestre y también son telescopios espaciales.
Telescopio Espacial Hubble (HST):
Este es el primero de cuatro observatorios espaciales gigantes construidos bajo los auspicios de la NASA, y también es el primero de todos los proyectos de observación astronómica. con la mayor escala, la mayor inversión y la mayor publicidad. Fue construido en 1978, su diseño tardó siete años, se completó en 1989 y fue lanzado por el transbordador espacial el 25 de abril de 1990 a un costo de 3 mil millones de dólares. Sin embargo, el 2 de diciembre de 1993 hubo que realizar extensos trabajos de reparación debido a una aberración esférica artificial en el sistema óptico del espejo primario. Después de reparaciones exitosas, el rendimiento del HST cumplió o superó sus objetivos de diseño original, y las observaciones muestran que su resolución es docenas de veces mayor que la de los grandes telescopios terrestres.
El HST inicialmente llevaba cinco instrumentos científicos: la cámara planetaria/de campo amplio, la cámara de objetos diminutos, el espectrógrafo de objetos diminutos, el espectrógrafo de alta resolución y el fotómetro de alta velocidad.
Durante el mantenimiento en 1997, el Telescopio Espacial Nacional instaló instrumentos de segunda generación: el Espectrógrafo de Imágenes del Telescopio Espacial (STIS), la Cámara de Infrarrojo Cercano (NIRCAM) y el Espectrógrafo de Objetos Múltiples (MTSS). , estos instrumentos amplían el rango de observación del Telescopio Espacial Nacional hacia el infrarrojo cercano (NIR) y aumentan su eficiencia en el espectro ultravioleta (UV).
En diciembre de 1999, el mantenimiento reemplazó el HST con un giroscopio y una nueva computadora, e instaló un instrumento de tercera generación, la Cámara Censal Avanzada (ACC), que mejorará las capacidades del HST en sensibilidad ultravioleta-óptica. y rendimiento de mapeo en espectroscopia de infrarrojo cercano.
HST ha tenido un impacto muy importante en el desarrollo de la comunidad astronómica internacional.
Telescopios espaciales a principios del siglo XXI:
El Gran Telescopio Espacial de Próxima Generación (NGST) y la Misión de Interferometría Espacial (SIM) son proyectos clave del Programa Origins de la NASA que explora. galaxias y cúmulos de galaxias donde se formó por primera vez el universo. El NGST es un telescopio de gran apertura refrigerado pasivamente con una apertura de 4 a 8 metros, el sucesor del HST y del SIRTF (telescopio infrarrojo espacial). Sus poderosas capacidades de observación se reflejan especialmente en el gran campo de visión y la difracción de imágenes extremadamente limitadas de la óptica, el infrarrojo cercano y el infrarrojo medio. El SIM, que operará en órbita terrestre baja, utiliza el esquema de interferencia de Michael para realizar mediciones precisas de posicionamiento absoluto de estrellas con una precisión de miliares de segundo. También se puede utilizar para encontrar otros planetas debido a sus capacidades cartográficas integrales que producen altas. -Imágenes de resolución. Planetarias y otros fines científicos.
Astrofísica El Interferómetro Astrométrico Global (GAIA) abrirá un amplio campo de investigación astrofísica basado en la geometría general de la Vía Láctea utilizando el esquema de interferometría Fizo con un campo de visión de 1° A completo y. censo exhaustivo de la forma y su cinemática. Las misiones de GAIA y SIM son en gran medida complementarias.