Конспект уроку з астрономії для 11 класу на тему: "Приймачі випромінювання. Застосування в телескопобудуванні досягнень техніки і технологій. Сучасні наземні й космічні телескопи."

Приймачі випромінювання. Застосування в телескопобудуванні досягнень техніки і технологій. Сучасні наземні й космічні

телескопи. Астрономічні обсерваторії. Методи та засоби астрономічних досліджень

МЕТА УРОКУ:

•                    Навчальна: ознайомити учнів з методами пізнання Всесвіту; ввести поняття всехвильової астрономії та ознайомити учнів з різними системами телескопів, їх перевагами та недоліками, розказати про найбільші телескопи світу; роз­глянути принцип дії оптичних телескопів, радіотелескопів, ознайомити із завданнями, які покладені на астрономічні обсерва­торії; ознайомити учнів з видами приймачів випромінювання в астрономії;
•                    Розвивальна: розширити знання учнів про навколишній світ; узагальнити та систематизувати знання отримані раніше в єдину світоглядну картину;
•                    Корекційна: розвивати пізнавальну активність учнів; пам'ять; формувати позитивне сприйняття знань про Всесвіт;
•                    Виховна: виховання патріотичних почуттів через ознайомлення з досягненнями вітчизняної науки і техніки, виховувати зацікавленість у вивченні Всеcвіту, його законів та їх практичне значення для власних потреб.
•                    ТИП УРОКУ: комбінований

 

ХІД УРОКУ

 І. ОРГАНІЗАЦІЙНИЙ ЕТАП

▪ Привітання

▪ Перевірка готовності учнів та кабінету до уроку

ІІ. ПЕРЕВІРКА ДОМАШНЬОГО ЗАВДАННЯ

ІІІ. МОТИВАЦІЯ НАВЧАЛЬНОЇ ДІЯЛЬНОСТІ

Подивись на небо безхмарної ночі. Ти побачиш тисячі зірок. Здавна людський розум намагався проникнути в таємниці цього величезного нескінченного світу.

Неозброєним оком на нічному небозводі можна побачити близько 2000 зір. Насправді їх мільярди. Окремі з них можна виявити тільки за допомогою сучасних телескопів та радіотелескопів.

IV. ПОВІДОМЛЕННЯ ТЕМИ, МЕТИ ТА ЗАВДАНЬ УРОКУ

V. ВИВЧЕННЯ НОВОГО МАТЕРІАЛУ

1. Астрономія – наука всехвильова.

В астрономії, інформація в основному отримується від виявлення та аналізу видимого світла та інших спектрів електромагнітного випромінювання в космосі. Астрономічні спостереження можуть бути розділені відповідно до області електромагнітного спектру, що спостерігається. Деякі частини спектра можна спостерігати з Землі (тобто її поверхні), а інші спостереження ведуться тільки на великих висотах або в космосі (в космічних апаратах на орбіті Землі).

2. Телескопи, їх призначення

Телескоп — прилад для спостереження віддалених об'єктів. Термін «телескоп» також вживається для позначення астрономічних приладів для спостережень електромагнітних хвиль невидимих для людського ока (інфрачервоні, ультрафіолетові, рентгенівські, гамма- і радіотелескопи), а також для реєстрації відмінного від електромагнітного випромінювання (нейтринні та гравітаційні телескопи).

Телескоп має три основні призначення:

• Збирати випромінювання від небесних світил на приймальний пристрій (око, фотографічну пластинку, спектрограф і ін.);
• Будувати у своїй фокальній площині зображення об'єкта або певної ділянки неба;
• Допомогти розрізняти об'єкти, розташовані на близькій кутовій відстані один від одного, що непомітно неозброєним оком.

Основною оптичною складовою телескопа є об'єктив, який збирає світло і будує зображення об'єкта або ділянки неба. Об'єктив з'єднується з приймальним пристроєм трубою (тубусом). Механічна конструкція, що несе трубу і що забезпечує її наведення на небо, називається монтуванням. Якщо приймачем світла є око (при візуальних спостереженнях), то обов'язково потрібен окуляр, в який розглядається зображення, побудоване об'єктивом. При фотографічних, фотоелектричних, спектральних спостереженнях окуляр не потрібен. Фотографічна пластинка, вхідна діафрагма електрофотометра, щілина спектрографа та ін. встановлюються безпосередньо у фокальній площині телескопа.

3. Наземні оптичні телескопи, їх будова, системи.

Весною 1609 р. професор математики університету італійського міста Падуї Галілео Галілей дізнався, що один голландець винайшов незвичайну трубу. Віддалені предмети, якщо їх розглядати через неї, здавалися більш близькими. Взявши кусок свинцевої труби,  професор вставив в неї з двох кінців дві окулярні лінзи: одну – двоопуклу (збиральна лінза), а другу – двоввігнуту (розсіювальна лінза).  Професор вирішив показати свій інструмент друзям в Венеції. «Багато знатних людей та сенатори піднімалися на найвищі дзвіниці церков Венеції, щоб побачити паруси кораблів, які знаходились так далеко, що їм необхідно було дві години повного ходу, щоб їх побачити без моєї зорової труби» - писав він.

Переконавшись в поганій якості окулярних лінз, Галілей почав сам шліфувати лінзи. Деякі з них збереглися до наших днів; їх дослідження показали, що вони досконалі з точки зору сучасної оптики. Правда, Галілей змушений був вибирати: відомо, що обробивши 300 лінз, він відібрав для зорової труби тільки декілька з них. Зорова труба, побудована Галілеєм, мала скромні розміри (довжина труби 1245 мм, діаметр об’єктива 53 мм), недосконалу оптичну систему і 30-кратке збільшення.

Назвавши свою зорову трубу телескопом та направивши його на небо  Галілей  застиг вражений: таку надзвичайну картину він побачив.

Людина неозброєним оком бачить на небі не більше трьох тисяч зір. Галілей же побачив в свій телескоп багато тисяч таких зір, яких до нього не бачив ніхто: телескоп підсилив яскравість слабких зір і зробив їх видимими.

До Галілея астрономи вважали, Місяць має форму диска. А в телескоп  було видно, що Місяць –  куля, одна половина якої в тіні. Люди давно вже відмітили на Місяці якісь плями. Але що це за плями, ніхто не міг сказати. Одним здавалося, що на Місяці намальована людська особа, іншим вважався заєць або ще яка-небудь тварина. Галілей же розрізнив через телескоп на Місяці гори, рівнини, великі поглиблення, немовби моря. За величиною тіней від місячних гір він зумів навіть обчислити їх висоту.

Планета Юпітер здається неозброєному оку світною точкою. А якщо дивитися в телескоп, то видно, що насправді Юпітер - блискуча кулька. Виявилось, що не тільки Земля має супутник. Недалеко від Юпітера Галілей відмітив ще чотири маленькі світлі кульки. Це були супутники Юпітера.

Направивши телескоп на Чумацький Шлях, Галілей ясно побачив, що це скупчення незліченної кількості зір. Тепер уже ніяк не можна було говорити, що Чумацький Шлях - це скупчення земних випаровувань, засвічених в небесах.

Це був цілий переворот в науці про Всесвіт.

Телескопи, по своїй будові схожі з телескопом Галілея, які збирають світло лінзою, називаються рефракторами.

У телескопів Галілея був істотний недолік. Показник заломлення скла залежить від довжини хвилі: червоні промені відхиляються ним менше, ніж зелені, а зелені - менше, ніж фіолетові. В результаті яскраві зорі виглядають як синьо-зелені точки, оточені червоною і синьою облямівкою. Це явище називається хроматичною аберацією; зрозуміло, воно сильно заважає спостереженню зір, Місяця і планет.

Погана якість зображення в перших телескопах змусила оптиків шукати шляхи розв’язання цієї проблеми. Теорія і досвід показали, що вплив хроматичної аберації можна зменшити, якщо використовувати як об'єктив лінзу з дуже великою фокусною відстанню.

Перший крок в справі удосконалення зорових труб зробив польський астроном Ян Гевелій. У 1641 р. він побудував обсерваторію, на якій працював разом з дружиною Єлизаветою і помічниками. Гевелій почав з об'єктивів з 20-метровим фокусом, а найдовший його телескоп мав фокусну відстань близько 50 м. Об'єктив з'єднувався з окуляром чотирма дерев'яними планками, в які було вставлено безліч діафрагм, що робили конструкцію більш стійкою і захищали окуляр від стороннього світла. Все це підвішувалося за допомогою системи канатів на високому стовпі; наводився телескоп на потрібну точку неба за допомогою кількох чоловік, мабуть відставних матросів, знайомих з обслуговуванням рухомих суднових снастей.

Нідерландські астрономи брати Християн і Костянтин Гюйгенси будували телескопи по-своєму. Об'єктив, укріплений на кульовому шарнірі, поміщався на стовпі і міг за допомогою особливого пристосування встановлюватися на потрібній висоті. Оптична вісь об'єктиву спрямовувалась на досліджуване світило спостерігачем, що повертав його за допомогою каната. Окуляр вмонтовувався на тринозі на відстані 64 метри від об’єктива. Телескоп такої конструкції дістав назву повітряний.

25 березня 1655 р. Х. Гюйгенс відкрив Титан - найяскравіший супутник Сатурна, а також розгледів на диску планети тінь від кілець і розпочав вивчення самих кілець, хоча у той час вони спостерігалися з ребра.

Гюйгенс полірував об'єктиви сам, а його "повітряна труба" виявилася кроком вперед в порівнянні з "довгими трубами" Гевелія. Придуманий ним окуляр просто виготовити, і він використовується до тепер.

Науковий метод виготовлення лінзових об’єктивів на початку XIX ст. розробив німецький оптик Й.Фраунгофер. 24-сантиметровий об’єктив для Дерптського рефрактора, виготовлений Фраугофером, довгий час залишався найбільшим у світі. Однак в середині ХІХ ст. астрономи зрозуміли і три головні недоліки телескопів-рефракторів: значний хроматизм, неможливість виготовлення об’єктивів дуже великого діаметру і дуже велика довжина тубуса.

Найбільший рефрактор з діаметром об’єктива 1,02 м був побудований ще в 1897 р., а в  ХХ ст. розвиток рефракторів і їх будівництво зупинилось.

В 1663 році шотландський астроном та математик Дж. Грегорі вперше пропонує використовувати в  телескопі замість лінзи дзеркало.

Телескопи, у яких роль об'єктиву виконує дзеркало, називаються рефлекторами. Перший телескоп – рефлектор був побудований в 1668 році Ісааком Ньютоном.  Вчений зробив свій перший рефлектор з одним увігнутим дзеркалом. Інше невелике плоске дзеркало направляло побудоване зображення убік, де спостерігач розглядав його в окуляр. Схема, за якою він був побудований отримала назву «схема Ньютона». Довжина телескопа складала близько 15 дюймів. "Порівнюючи його з  трубою  Галілея завдовжки в 120 см, - писав Ньютон, - за допомогою мого телескопа я міг читати на більшій відстані, хоча зображення в ньому було менш яскравим".

Ньютон не тільки відполірував дзеркало першого рефлектора, але і розробив рецепт так званої дзеркальної бронзи, з якої він відлив заготовку дзеркала. У звичайну бронзу (сплав міді і олова) він додавав миш'як: це покращувало відбивання світла; до того ж поверхня легше і краще полірувалася.

У 1672 р. француз, викладач провінційного ліцею (за іншими даними, архітектор)  Кассегрен запропонував конфігурацію дводзеркальної системи, перше дзеркало в якій було параболічним, друге ж мало форму опуклого гіперболоїда обертання і розташовувалось  перед фокусом першого. Ця конфігурація дуже зручна і зараз широко застосовується, тільки головне дзеркало стало гіперболічним. Але у той час виготовити кассегренівській телескоп так і не змогли через труднощі, пов'язані з досягненням потрібної форми дзеркала.

Появі нових рефлекторів сприяв розвиток техніки. В середині XIX ст. німецький хімік Юстус  Лібіх запропонував простий метод сріблення скляних поверхонь, що давало змогу виготовляти дзеркала зі скла. Вони краще поліруються ніж метал, і значно легші від нього. В 50 рр. XIX ст. французький фізик Ж. Фуко розробив науково обґрунтований метод контролю якості ввігнутих дзеркал.

В 1879 р. в Англії оптик Коммон, використовуючи наукові методи контролю, виготовив ввігнуте дзеркало діаметром 91 см. В 1894 р. телескоп з цим дзеркалом придбала Лікська обсерваторія. З його допомогою виявлено велику кількість невідомих раніше позагалактичних туманностей. Наступні телескопи з діаметром дзеркала 1,5 та 2,5 м були побудовані в обсерваторії Маунт-Вільсон. З їх допомогою в 20 рр. XX ст. відкритого десяток змінних зір (цефеїди) в різних галактиках, визначено їх періоди, а за ними відстані до інших галактик.

З 1948 по 1975 р. найбільшим в світі був 5-метровий рефлектор Паламарської обсерваторії (США). В 1975 р. на Північному Кавказі було введено в дію 6-метровий телескоп системи Кассегрена.

Справжня революція в телескопобудуванні відбулася у 70-роках XX ст. На зміну системі Кассегрена прийшла телескопічна система Річі-Кретьєна, у якій головне дзеркало за формою дещо відрізняється від параболоїда, а допоміжне – від гіперболоїда. Тому і довжина труби, і діаметри павільйонів у два – чотири рази менші, ніж у попередніх телескопів. На сьогоднішній день введено в дію близько десяти телескопів системи Річі-Кретьєна з діаметром дзеркал 3,6-4,2 м. З 1996 р. працює багато дзеркальний телескоп «Кек-І» з сумарним діаметром дзеркала 10 м, а з 1998 р. – такий же «Кек-ІІ». В 1999 р. введено в дію японський «Субару» з діаметром дзеркала 8,3 м та «Джеміні» з діаметром 8,1 м. З 1998 р. почергово вводяться в дію одне з чотирьох  (діаметром 8,2 м) дзеркал  «Дуже великого  телескопа», які можуть працювати як окремо, так і спільно. Якщо працює всі чотири телескопи, то їхня збірна здатність рівна збірній здатності 16-метрового телескопа.

 При побудові таких телескопів використовуються найновіші досягнення техніки, і працюють вони, керовані на відстані зі спеціальних приміщень, без присутності  людей поблизу телескопа.

Фізкультхвилинка

«Хто мене чує...»

Опис:

 У класі стоїть шум, у цьому випадку неважливо який це шум - робочий або неробочий, але вчителеві потрібна увага. Не намагаючись перекричати шум, а навпаки, дуже тихо, собі «під ніс» учитель говорить майже пошепки: «Хто мене чує... підніміть ліву руку». Деякі почнуть прислухатися.

Учитель продовжує: «Хто мене чує... погладьте себе по плечу». Кілька рук миготять у повітрі, з’являються посмішки.

«Хто мене чує...- так само тихо, злегка розтягуючи ударні голосні, бубонить він,- постукайте по столу три рази». Лунає рикошет легких постукувань, які насторожують навіть тих, кого й гучним голосом не докличешся.

«Хто мене чує... устаньте». Всі одностайно встають. У класі ідеальна тиша.

«Хто мене чує... сядьте. Увага на мене!» Усі сідають, клас зібраний і готовий до роботи.

Цей прийом постійно доводить свою ефективність і на уроках в класі, і під час індивідуального навчання. Але на уроках зі старшокласниками має особливу популярність, за умови несподіваних і різноманітних завдань-рухів (послати повітряний поцілунок, погладити себе по голові й т. ін.).

4. Радіотелескопи та радіоінтерферометри.

В 1931 році американський радіоінженер Карл Янський, вивчаючи атмосферні радіоперешкоди виявив постійний радіошум. На той момент учений точно не міг пояснити його походження і ототожнив його джерело з Молочним  Шляхом, а саме з його центральною частиною, де знаходиться центр галактики. На початку 1940-х роботи Янського були продовжені і посприяли  розвитку радіоастрономії.

Радіотелескоп схожий з оптичним за принципом дії. Він дозволяє вивчати електромагнітне випромінювання астрономічних об'єктів в діапазоні  частот від десятків МГц до десятків ГГц. Випромінювання збирається і фокусується на детекторі, налаштованому на вибрану довжину хвилі. Потім сигнал перетвориться, внаслідок чого виходить умовно розфарбоване зображення неба або об'єкту. У радіоастрономії використовуються такі типи антен, як дипольні антени, параболічні рефлектори, радіоінтерферометри.

 Найточнішими в роботі є повноповоротні параболічні антени. У разі їх застосування чутливість телескопа посилюється за рахунок того, що таку антену можна направити в будь-яку точку неба, накопичуючи сигнал від радіоджерела. Подібний телескоп виділяє сигнали космічних джерел на тлі різноманітних шумів.

Найбільша у світі параболічна антена, встановлена у кратері згаслого вулкана Аресібо на острові Пуерто-Ріко, має діаметр 305 м. Нерухома антена, спрямовано в зеніт, не дозволяє приймати радіосигнал з будь-якої точки неба, але завдяки добовому обертанню Землі і можливості зміщувати опромінювач більша частина небесної сфери доступна для спостережень. Радіотелескоп Аресібо,  а також радіотелескопи в Голдстоуні (США) та Євпаторії обладнані радіопередавачами. Тому ці радіотелескопи використовуються також для радіолокації планет, їхніх супутників  та радіопосилань позаземним цивілізаціям. Шість разів людство відсилало радіопосилання інопланетянам. Вперше це трапилося в Євпаторійському центрі дальнього космічного зв’язку в 1962 році. Тоді в космос пішли всього три слова: “Мир, Лєнін, СРСР”. Цей короткий лист, як і наступні, більш інформативні тексти, залишився без відповіді. Однак з того часу столицею міжпланетних контактів вважається саме місто Євпаторія на Кримському півострові. В посланні  «Космічний поклик»,  відправленому 6 липня 2003 р., крім наукової частини, в якій йдеться про принципи існування життя на нашій планеті, у посланні зашифровано понад 100 тис. листів від простих землян. В них люди закликають мешканців позаземних світів дружити, обмінюватися досвідом і допомагати одне одному. Проте якщо відповідь з глибин космосу і надійде, її навряд чи зможуть прочитати автори цих повідомлень. Сигнал “Космічний поклик” йтиме до найближчої від Землі зорі 32 роки. І стільки ж часу потрібно очікувати на відповідь. Сигнал було відправлено за п’ятьма адресами: в сузір’я Рака, Кассіопеї, Андромеди, Великої Ведмедиці й Оріона. Ці сузір’я обрані тому, що в них є зорі дуже схожі на наше Сонце. Вчені вважають, що там вірогідне життя, а значить, поклик землян хтось все-таки зможе почути.

Використовуючи відоме у фізиці явище інтерференції, дослідники розробили методи радіоінтерферометричних спостережень з використанням двох різних приймачів. Об’єднуючи декілька радіотелескопів, будують так звані радіоінтерферометри (РІ). На сьогодні найвідомішим РІ є введений у дію 1980 р. радіотелескоп VLA  (“Very Large Array” – “Дуже велика ґратка»), який встановлено в пустельній місцевості штату Нью-Мексико, США. Цей радіотелескоп складається з 27 повноповоротних 25-метрових параболічних антен, розміщених у формі літери Y з довжиною двох плечей по 21 км , а третього -19 км. VLA по чутливості відповідає антені діаметром 136 кілометрів і по кутовій роздільній здатності перевершує кращі оптичні системи. Невипадково саме VLA використовувалася при пошуку води на Меркурії, радіо-корон навколо зір та інших явищ.

В Україні створено найбільші радіоастрономічні системи декаметрових хвиль, унікальні за своєю чутливістю і роздільною просторовою здатністю — радіотелескоп УТР-2 (український Т-подібний радіотелескоп,  друга модель) і радіоінтерферометри УРАН (Український радіоінтерферометр Академії Наук). З їх допомогою одержано результати світового рівня: складено перший каталог космічних джерел декаметрового випромінювання (понад 4000 дискретних об'єктів), вивчено особливості незбуреного і спорадичного радіовипромінювання Сонця, виявлено інтерімпульси у випромінюванні пульсарів і ряд нових закономірностей у розподілі радіояскравості протяжних утворень.

Грандіозний УТР-2, що не має аналогів, був запущений 1972 року в районі села Гракове Зміївського району Харківської області і досі залишається найчутливішим радіотелескопом декаметрового діапазону у світі. Створення радіоінтерферометричної системи УРАН із чотирьох декаметрових радіоінтерферометрів, розміщених у Змієві, під Полтавою, під Одесою й під Львовом забезпечило рекордне розділення об’єктів на небесній сфері в одну кутову секунду, тобто таке саме, як в оптичних телескопів. Значним науковим досягненням стало виявлення у космічному випромінюванні першої гранично низькочастотної спектральної лінії збуджених атомів Карбону, що відкрило нові можливості у діагностиці міжзоряного середовища.

В даний час перспективи використання радіотелескопів полягають в тому, щоб налагодити зв'язок між антенами, що знаходяться в різних країнах і навіть на різних континентах. Подібні системи називаються радіоінтерферометрами з наддовгою базою (РЗДБ). Мережа з 18 телескопів була використана в 2004 році для спостереження за посадкою апарату «Гюйгенс» на Титан, супутник Сатурна. Ведеться проектування системи ALMA, що складається з 64 антен. Перспектива на майбутнє - запуск антен інтерферометра в космос.

5. Орбітальні телескопи.

У 1946 році, американський астрофізик Лаймен Спітцер опублікував статтю «Астрономічні переваги позаземної обсерваторії» (англ. Astronomical advantages of an extra-terrestrial observatory). У статті відмічено дві головні переваги такого телескопа: по-перше, його кутова роздільна здатність буде обмежена лише дифракцією, а не турбулентними потоками в атмосфері; по-друге, космічний телескоп міг би вести спостереження в інфрачервоному ультрафіолетовому, рентгенівському та гамма діапазонах, в яких  випромінювання поглинається земною атмосферою.

Космічна астрономія стала розвиватися після  Другої світової війни. У 1946 році вперше був отриманий ультрафіолетовий спектр Сонця. У другій же половині ХХ ст. здійснилися слова Костянтина Ціолковського: «Лише з моменту застосування реактивних приладів розпочнеться нова велика ера в астрономії: ера уважного вивчення неба».

В жовтні 1959 р. землянам вперше вдалося побачити зображення зворотнього  боку Місяця («Луна-3», СРСР).

В 1962 р. Великобританією був запущений орбітальний телескоп  «Аріель» для досліджень Сонця. В 1966 р. НАСА запустила в космос першу орбітальну обсерваторію OAO-1 (англ. Orbiting Astronomical Observatory). Місія не увінчалася успіхом, через відмову акумуляторів через три дні після старту. У 1968 році була запущена OAO-2, яка проводила спостереження ультрафіолетового випромінювання зір і галактик аж до 1972 року, значно перевищивши розрахунковий термін експлуатації в 1 рік.

В 1967 р. американська космічна обсерваторія  ОSO-3 виявила гамма-випромінювання нашої Галактики, а в 1975-1982 рр. європейський супутник COS–B склав першу гамма-променеву карту Молочного Шляху. Протягом 70-80 років ХХ ст. на навколоземній орбіті працювало кілька десятків штучних супутників Землі та орбітальних космічних станцій, що використовувались для проведення  астрономічних досліджень у різних спектральних діапазонах.  

Місії OAO та OSO  наочно продемонстрували можливості орбітальних телескопів. Тому НАСА  в 70-90 рр. спроектувала та побудувала чотири великі космічні обсерваторії, кожна з яких досліджувала  Всесвіт у певній області спектра. Першою ж великою обсерваторією для спостережень в видимому та ближньому ультрафіолетовому діапазонах став космічний телескоп «Габбл», запущений  на навколоземну орбіту космічним шаттлом «Дискавері»  в квітні 1990 р.

За 18 років роботи на навколоземній орбіті «Габбл» отримав понад 700 тисяч зображень 22 тисяч небесних об'єктів — зір, туманностей, галактик, планет.

Найбільш значимі результати, отримані  телескопом «Габбл»:

•                  За допомогою вимірювання відстаней до цефєїд в Скупченні Діви було уточнено значення постійною Габбла.
•                  Вперше отримано карти поверхні Плутона і Ериди.
•                  Вперше спостерігалися ультрафіолетові полярні сяйва на Сатурні, Юпітері й Ганімеді.
•                  Отримано додаткові дані про планети поза сонячною системою, зокрема, спектрометричні.
•                  Знайдена велика кількість протопланетних дисків навколо зір в Туманності Оріона.
•                  Доведено, що процес формування планет відбувається у більшості зір нашої Галактики.
•                  Частково підтверджена теорія про надмасивні чорні діри в центрах галактик, на основі спостережень висунута гіпотеза, що зв'язує масу чорних дір і властивості галактики.
•                  За наслідками спостережень квазарів отримана сучасна космологічна модель: Всесвіт розширюється з прискоренням і заповнений темною енергією, уточнений вік Всесвіту — 13,7 млрд. років.
•                  Виявлена наявність еквівалентів гамма-спалахів в оптичному діапазоні.
•                  В 1995 «Габбл» провів дослідження ділянки неба (Hubble Deep Field) розміром в одну тридцятимільйонну площі небесної сфери, що містить декілька тисяч тьмяних галактик. Порівняння цієї ділянки з іншим, розташованим в іншій частині неба (Hubble South Deep Field), підтвердило гіпотезу про ізотропність Всесвіту.
•                  У 2004 була сфотографована ділянка неба (Hubble Ultra Deep Field) з ефективною витримкою близько 10⁶ секунд (11,3 діб), що дозволило продовжити вивчення віддалених галактик аж до епохи утворення перших зір. Вперше були отримані зображення протогалактик, перших згустків матерії, які сформувалися менш ніж через мільярд років після Великого Вибуху.             

Другою великою космічною обсерваторією стала гамма-обсерваторія  ім. Комптона, названа в честь Нобелівського лауреата з фізики Артура Комптона.  Запущена 5 квітня 1991 р. на борту космічного човника «Атлантис». З її допомогою вперше проводився огляд всього неба в гамма-променях, а також спостереження Сонця, квазарів, пульсарів, наднових зір, чорних дір. За десять років роботи обсерваторія  «Комптон» виявила більше 400 джерел космічного гамма-випромінювання, в 10 разів більше, ніж було відомо до його запуску. Вона також зареєструвала більше 2,5 тис. гамма-спалахів, тоді як  раніше було зафіксовано тільки біля 300.

Третя велика космічна обсерваторія для дослідження Всесвіту в  рентгенівському діапазоні була виведена на орбіту в 1999 р. Інформація, отримана цією орбітальною обсерваторією, свідчить що у Всесвіті існує не менше 300 млн. чорних дір. «Чандра» вперше зафіксувала процес  руйнації звичайної зорі, яка дуже близько підійшла до чорної діри. А в 2004 році вона вперше зареєструвала потужні рентгенівські джерела, які можуть бути чорними дірами нового типу з масою в кілька сотень сонячних. За прогнозами НАСА, «Чандра»  пропрацює ще не менше п’ять років і ще не раз здивує астрономів. 

Наступним кроком позаатмосферної астрономії може стати реалізація проектів побудови космічних телескопів діаметром до 8 метрів і навіть більшими, а також створення астрономічних обсерваторій на  Місяці, які будуть  додавати все нові цеглинки в космологічну картину Всесвіту.

6. Нейтринні телескопи.

Нейтринний телескоп - це детектор нейтрино, в деяких випадках здатний вимірювати напрямок, звідки це нейтрино прилетіло  (і точність тут зовсім не астрономічні - у кращому випадку градус). Зараз діє декілька
нейтринних телескопів. Першим був знаменитий хлор-аргоновий детектор
Девіса ("Homestake"), що розпочав роботу наприкінці 60-х і вперше
зареєстрував нейтрино від позаземного джерела (Сонця).

 Пізніше, на початку 80-х, запрацювали ще два детектора, теж радіохімічних (Галій-германієвих) - SAGE (Баксанська нейтринна обсерваторія на Кавказі) і GALLEX (лабораторія Гран-Сассо, Італія), вони також підтвердили існування сонячних нейтрино. Радіохімічні
детектори вимірюють інтегральний потік нейтрино (зі всіх напрямків)
протягом певного періоду експозиції (близько місяця).

Інші типи нейтринних телескопів дозволяють визначати напрямок і час прильоту нейтрино (водно-черенковських і сцинтиляційні), що, звичайно, з більшою підставою дозволяє їх назвати телескопами, ніж радіохімічні. Найбільш відомі з них:

1. Супер-Каміоканде представляє собою детектор з 50000 тонн (!) надчистої води, що знаходиться шахті під горою Ікена в Японії. На цьому детекторі вперше отримано "Зображення" Сонця як нейтринного джерела. Відкрите (але поки не  підтверджено незалежними експериментами) наявність маси у нейтрино.

2. Обсерваторія нейтрино Садбері (SNO).  Детектор складається з акрилової "Пляшки" з 1000 т важкої води (D₂O), оточеної 7300 т звичайної води. Черенковське випромінювання збирається 9600 фотопомножувачами.
3. AMANDA. Цей телескоп призначений для реєстрації нейтрино високих
енергій. Розташований на Південному полюсі (американська станція
Амундсен-Скотт). У лід на глибину кількох кілометрів занурені "струни"
з оптичними детекторами.

Всі нейтринні телескопи розташовані глибоко під землею (під водою, під льодом), щоб приглушити фон космічних променів. Більшість цих детекторів багатофункціональні (служать не тільки для спостереження "астрономічних" нейтрино, але й для суто фізичних завдань -
вивчення властивостей нейтрино, пошук розпаду протона, пошук магнітного монополя і т.д.).

До речі, за всю історію нейтринної астрономії були ототожнені лише два "світила" - Сонце і наднова SN1987A.

Домашнє завдання:

Виберіть правильну відповідь
1. Коли розпочалася телескопічна ера в астрономії?
а) у 1665 році;
б) у 1609 році;
в) у 1957 році.
2. Чи є видиме світло єдиним джерелом інформації про космічні тіла?
а) ні. Спостереження проводять й в інших діапазонах електромагнітного спектра;
б) так;
в) іншого джерела інформації про космічні тіла в природі не існує.
3. "Допомагає" чи "заважає" астрономам досліджувати Всесвіт атмосфера Землі?
а) так, допомагає;
б) атмосфера Землі не впливає на астрономічні спостереження;
в) так, заважає.
4. Що таке астрономічна обсерваторія?
а) це єдине місце на Землі, де можна спостерігати зорі;
б) це наукова установа;
в) це місце, де збираються астрономи з усього світу.
5. Чи встановлюють телескопи глибоко під землею?
а) ні;
б) так;
в) у наш час ні, але у майбутньому будуть встановлювати.

6. Чим відрізняються телескопи-рефлектори від телескопів-рефракторів?
а) нічим не відрізняються;
б) відрізняються тим, що у телескопа-рефлектора об’єктивом є дзеркало, а у телескопа-рефрактора — лінза;
в) відрізняються лише назвами.
7. Як змінюватиметься з часом положення зорі у полі зору нерухомо закріпленого телескопа?
а) положення зорі не змінюватиметься з часом;
б) зоря буде яскравішою;
в) у полі зору нерухомо закріпленого телескопа зоря буде зміщуватися у напрямку обертання небесної сфери і у якийсь момент її не можна спостерігати у такий телескоп.
8. Чому сучасні наземні обсерваторії, як правило, розміщуються високо в горах?
а) щоб обмежити вплив атмосфери на астрономічні спостереження;
б) так склалось історично, обсерваторії завжди будували в горах;
в) у такий спосіб астрономи бажають усамітнитись, щоб ніхто не заважав їхнім спостереженням.
9. Чи можуть бути антени радіотелескопів не суцільними?
а) можуть;
б) не можуть.
10. Які астрономічні спостереження проводять у глибоких шахтах?
а) реєструють нейтрино;
б) реєструють гамма-кванти;
в) реєструють рентгенівське випромінювання.
11. З якого часу астрономія стала всехвильовою наукою?
а) з часу винайдення телескопа;
б) з часу винайдення радіотелескопа;
в) з другої половини ХХ століття.
12. Чи можна побудувати телескоп-рефрактор з однолінзовим об’єктивом? Поясніть.
а) можна. Проте зображення у такому телескопі буде забарвлене, а отже низької якості;
б) не можна. Однолінзовий об’єктив не спроможний у принципі будувати зображення небесних світил;
в) не можна. Бо виготовити однолінзовий об’єктив майже неможливо.
13. Чи існують принципові відмінності між візуальними і фотографічними спостереженнями?
а) так, існують;
б) ні, не існують;
в) все залежить від об'єкта спостережень.
14. Як зміниться на фотографії вигляд повного Місяця, якщо закрити ліву половину об’єктива телескопа?
а) ніяк не зміниться;
б) на фотографії буде зображення лише однієї половини повного Місяця;
в) зображення стане менш яскравим.
15. Виберіть колір фарби, якою будуть фарбувати башту щойно збудованого телескопа.
а) колір фарби вибираю на свій розсуд;
б) білий;
в) колір фарби вибираємо залежно від місця розташування башти.
16. Яка характеристика телескопа важливіша для астрофізичних спостережень: збільшення чи діаметр об’єктива? Чому?
а) діаметр об’єктива. Адже для астрофізичних спостережень важливим є кількість випромінювання, що збирає той чи інший телескоп, а розмір об’єктива визначає кількість випромінювання, яке можна зібрати цим телескопом;
б) збільшення. Бо важливо бачити щонайменші деталі небесного об’єкта;
в) важливими є обидві характеристики. Бо потрібно якомога більше зібрати світла від небесного світила, а також побачити його будову.
17. Під час фотографічних спостереженнях окуляр не використовують, а фотопластинку встановлюють безпосередньо у фокальній площині. Чому?
а) це залежить від конструкції телескопа;
б) окуляр не дозволяє одержати зображення на фотопластинці;
в) об'єктив телескопа будує зображення у фокальній площині, тому туди й встановлюють фотопластинку, а окуляр при таких спостереженнях — зайвий.
18. Оцініть, наскільки успішно можна проводити оптичні та радіоастрономічні спостереження далеких космічних тіл вдень.
а) успішнішими будуть радіоспостереження;
б) успішнішими будуть оптичні спостереження;
в) жодної різниці.
19. Оцініть ступінь складності при віготовленні дзеркал оптичного телескопа та радіотелескопа.
а) простіше виготовити дзеркало радіотелескопа;
б) простіше виготовити дзеркало оптичного телескопа;
в) складно виготовляти в однаковій мірі дзеркала для цих телескопів.
20. Виберіть з усіх відомих вам типів телескопів той, за допомогою якого можна спостерігати процеси у ядрі Сонця.
а) рентгенівський телескоп;
б) гамма-телескоп;
в) нейтринний телескоп.