Телескоп

Телескоп Montsec

Телескоп — астрономический прибор, предназначенный для наблюдения за небесными объектами. Подавляющее большинство открытий в области астрономии было совершенно с их помощью. По своему устройству они делятся на две большие группы: оптические и неоптические телескопы. Оптические предназначены для наблюдений за небом в видимом диапазоне, при этом под термином «видимый диапазон» понимается излучение, видимое глазом, то есть имеющее длину волн 380—780 нанометров (нм). Неоптические телескопы работают в инфракрасном, ультрафиолетовом, рентгеновском, терагерцовом и других диапазонах.

Электромагнитный спектр

По расположению телескопы могут наземными и космическими.

Достоинства наземных телескопов:

• они могут иметь большую апертуру;
• обладают высокой степенью надёжности и ремонтопригодности;
• их легко модифицировать под различные задачи и проекты.

Однако неустранимым препятствием для наземных телескопов является земная атмосфера, которая создает две проблемы:

• дрожание изображений за счёт турбулентности атмосферы, приводящее к снижению разрешающей способности телескопов и к ошибкам в измерении положений объектов;
• спектральное поглощение атмосферы, изменяющееся во времени, приводит к невозможности точно измерить потоки излучения от небесных тел.

Космические телескопы не подвержены влиянию атмосферы и могут производить наблюдения с высокой степенью достоверности и точности.

Все современные телескопы оснащены уникальными компьютерными программами, позволяющими обрабатывать большой объем данных, накапливать их и анализировать.

История создания

Всего лишь четыреста лет назад в руках астрономов появился телескоп. Полторы тысячи лет до Галилея астрономы работали, имея в распоряжении только угломерные инструменты. С их помощью Клавдий Птолемей, завершивший древнюю астрономию, довольно точно установил движение планет, и создал математическую теорию их движения вокруг неподвижной Земли, позволявшую вычислить положение планет на небе. Эта теория была достаточной для потребностей географии и мореплавания того времени. Но фундаментальные открытия астрономы смогли совершить уже после изобретения телескопа.

Прообраз телескопов начали изготавливать голландские оптики в начале 17 века. Иоанн Липперсгей в 1607 году в Гааге показал прибор, который больше был похож на современную подзорную трубу, но в выдаче патента изобретателю отказали, так как точно такие же приборы уже были у Захария Янсена из Мидделбурга и Якоба Метиуса из Алкмара. Но эти приборы изготавливались преимущественно для мореплавателей. Первым астрономом-телескопистом стал английский учёный-универсал Томас Хэрриот. С помощью зрительной трубы он провёл детальные наблюдения солнечных пятен и довольно точно определил продолжительность солнечных суток, а также зарисовал поверхность Луны.

Осенью 1609 года итальянец Галилео Галилей и немецкий астроном Симон Мариус, независимо друг от друга, провели свои астрономические наблюдения. Мариус пользовался готовой трубой голландского производства, в то время как Галилей освоил шлифовку линз и изготовил четыре трубы. Результаты своих наблюдений Галилей описал в книге «Sidereus nuncius».

Заслуга Галилея состоит в том, что у него получилось улучшить характеристики прибора для наблюдений космических объектов и добиться 32-кратного увеличения. Поэтому изобретение телескопа принято связывать именно с его именем. Название для «зрительной трубы» предложил в 1611 году известный математик Иоаннис Димисианос из Греции. В переводе с греческого это слово обозначает «далеко смотреть» (τῆλε — далеко + σκοπέω — смотрю).

Конструкция, которую предложил Галилей, состояла из двух линз: собирающей и рассеивающей. Вскоре другие учёные предприняли попытки улучшить возможности телескопа. Ян Декер изобрел телескоп со складывающейся оптикой. Кристофер Врен обнаружил принцип объективов с многослойным покрытием, который сделал изображения более чёткими. В 1611 году немецкий учёный Иоганн Кеплер предлагает свою конструкцию телескопа — с двумя собирающими линзами. Эта схема давала перевернутое изображение, но зато оно было более ярким, и при этом значительно расширялось поле зрения.

Но дальнейшее развитие классической конструкции Галилея, телескопа-рефрактора, было невозможным из-за размеров телескопа и веса стекла.

Следующей вехой в истории стала идея замены стекла зеркалом, которая принадлежит шотландскому учёному — математику и астроному Джеймсу Грегори, описавшему её в 1663 году. Он предлагал использовать пару зеркал: главное зеркало — параболическое, вторичное — эллиптическое, а окуляр размещать в центральном отверстии главного зеркала. Схема Грегори позволяет увеличить фокусное расстояние, она даёт прямое изображение с нулевой сферической аберрацией; хроматическая же проявлялась в малой степени. Несмотря на то, что предложенная схема была рабочей у Грегори не получилось сконструировать подобный телескоп из-за недостаточного качества зеркал.

На практике его идея была реализована в 1668 году Исааком Ньютоном, который искал возможность преодоления хроматической аберрации. За своё изобретение Ньютон был избран членом Королевского общества.

Появление фотографии в XIX веке усилило возможности телескопа. Светочувствительность фотопластинок была небольшой, а значит нужна была длительная экспозиция. Чтобы накапливать свет звёзд, телескоп должен поворачиваться вслед за движением светил. Для этого он был снабжён механизмом, который управляет движением в соответствии с движением объекта на небе. Часовой привод — это механизм, осуществляющий повороты телескопа вокруг его вертикальной (полярной) оси, так, чтобы сохранять направление на исследуемую точку на звёздном небе. В старых телескопах до сих пор используются гиревые часовые механизмы с регулятором типа Уатта и с секундным контролем. В 20-е годы XX века гиревые часовые механизмы начали снабжаться электрическими моторами для их наводки. В дальнейшем появились и чисто электрические часовые механизмы.

В 1840 году профессор Нью-Йоркского университета Джон Уильям Дрейпер сделал первую астрофотографию Луны. Спустя десять лет последовала и первая фотография звезды Веги, выполненная в обсерватории Гарвардского университета.

С начала XX века технологии позволили создавать зеркала больших диаметров. В 1917 году в обсерватории Маунт Вилсон Калирфония появился телескоп-рефлектор с диаметром 2,5 метра, и все последующие годы размер зеркал увеличивался.

Последующие успехи астрономических наблюдений связаны с организацией спектрального изучения источников света в космосе. Использование телескопа со спектрографом-спектроскопом для наблюдения за разнообразными объектами неба, позволило астрономам детально изучить химический состав удаленных звёзд и других светил. Ранее идею космических обсерваторий выдвигали Константин Циолковский в статье «Свободное пространство» (1883), Герман Оберт в работе «Ракета и межпланетное пространство» (1923) и Макс Валье в книге «Полёт в мировое пространство» (1924). После этого астрономические наблюдения с околоземной орбиты стали часто описывать в научно-популярной литературе и фантастике, например, в романе Александра Беляева «Звезда КЭЦ» (1936).

Первые попытки провести наблюдения на больших высотах предпринимались задолго до начала космических полётов. Например, известно, что во время полного солнечного затмения 19 июня 1936 года московский астроном Пётр Куликовский поднялся на субстратостате, чтобы сфотографировать корону Солнца. В 1950—1970-х годах в США для таких наблюдений использовали размещенные на воздушных шарах и управляемые по радио телескопы «Стратоскоп-1» и «Стратоскоп-2». Высота, на которую они поднимались, могла достигать до 24 километров. они позволяли изучать инфракрасный спектр планет и звёзд.

В середине ХХ века революционным нововведением стала смена фотопластинок на электронные фотоумножители и использование средств накопления информации — ПЗС-матрицы. Изобрели ПЗС-матрицу в 1969 году сотрудники лаборатории «Белл» Уиллард Бойл и Джордж Смит. Через сорок лет они получили за своё изобретение Нобелевскую премию.

К 1960-м годам у учёных появилась возможность наблюдать небесные объекты не только традиционным способом. К оптическим волнам добавились инфракрасные и ультрафиолетовые.

Телескопы — это машины времени. Давным-давно, когда молодая галактика начала изливать свет в окружающую пустоту, еще не существовало никого, кто бы знал: спустя миллиарды лет разрозненные крупицы камня и металлов, льда и органических молекул соберутся в сгусток, который будет называться „Земля“, или что на ней возникнет жизнь и мыслящие существа, которые однажды увидят толику этого галактического света и попытаются разгадать, что же заставило его отправиться в путьКарл Саган

В 2010 году был запущен совместный проект NASA и Германского аэрокосмического центра (DLR). Стратосферная обсерватория SOFIA была размещена на борту широкофюзеляжного самолета Boeing 747SP. Полёты проходят на высотах 12−14 км. Телескоп-рефлектор расположен в задней части фюзеляжа самолета. Его основное зеркало имеет эффективный диаметр 2,5 метра. Воздушная обсерватория базируется в Исследовательском центре Армстронга в Палмдейле, Калифорния (США).

В 1972 году США запустили космическую обсерваторию «Коперник» (ОАО-3), а в 1983 году полетел отечественный «Астрон» с ультрафиолетовым телескопом и рентгеновскими спектрофотометрами, которая успешно проработала почти 10 лет. Приборы для съёмки и исследования объектов в ультрафиолетовом диапазоне установлены и на телескопе «Хаббл». Благодаря последнему удалось впервые наблюдать ультрафиолетовые полярные сияния на Сатурне, Юпитере и его спутнике Ганимеде.

А к середине 1990-х годов были разработаны телескопы, способные работать в различных длинах электромагнитных спектров волн.

Развитие орбитальной астрономии затруднялось из-за несовершенства систем, с помощью которых управляли телескопами, наводили их на объекты и передавали данные на Землю. Но с появлением современных цифровых технологий появилась возможность создавать космические обсерватории с большим сроком «жизни» и высокой разрешающей способностью.

• 

  Телескоп Галилео Галилея, 1607 год.

• 

  Телескоп Исаака Ньютона, 1668 год.

• 

  36-дюймовый рефрактор Ликской обсерватории, 1888 год.

• 

  Устройство "воздушного телескопа".

• 

  36-дюймовый телескоп-рефлектор Кроссли, 1900 год.

• 

  Радиотелескоп Паркс, 1987 год.

• 

  Космический телескоп Хаббл, 1990 год.

• 

  Радионтерферометр на горе Мауна Кеа, 2003 год.

Оптические телескопы

Оптический телескоп представляет собой трубу, установленную на монтировке, снабжённой осями наведения на объект наблюдения и слежения за ним. В телескопе имеется объектив и окуляр. Задняя фокальная плоскость объектива совмещена с передней фокальной плоскостью окуляра. В фокальную плоскость объектива вместо окуляра может помещаться фотоплёнка или матричный приёмник излучения. В таком случае объектив телескопа, с точки зрения оптики, является фотообъективом, а сам телескоп превращается в астрограф. Телескоп фокусируется при помощи фокусёра (фокусировочного устройства). Существует три разновидности оптических телескопов:

1. Рефрактор.
2. Рефлектор.
3. Катадиоптрический или зеркально-линзовый.

Телескопы-рефракторы

Схема рефрактора Галилея

Рефракционные или диоптрические телескопы — это тип оптических телескопов, в которых для создания изображения используются две линзы — выпуклый длиннофокусный объектив (собирающая линза) и вогнутый короткофокусный окуляр (рассеивающая линза). Такая труба даёт прямое, то есть неперевернутое изображение, которое имеет максимальную чёткость, если расстояние между окуляром и объективом (длина трубы) равняется разности их фокусных расстояний (увеличение трубы равно отношению фокусных расстояний объектива и окуляра).

Из недостатков такой конструкции можно выделить: малое поле зрения, низкую яркость изображения, высокую хроматическую аберрацию.

Схема рефрактора Кеплера

Один из крупнейших телескопов был собран в 1888 году — 36-дюймовый рефрактор в Ликской обсерватории на склоне горы Гамильтон, штат Калифорния. Высота точки, на которой находится обсерватория, составляет около 1283 метров. Данная обсерватория стала одной из первых на Земле обсерваторий расположенных на высоте. Своё название оно получила от фамилии миллионера Джеймса Лика, который финансировал создание обсерватории.

Самым большим рефрактором остаётся телескоп Йеркской обсерватории (США) с диаметром объектива 102 см, установленный в 1897 году.

Причиной остановки дальнейшего роста стал вес стекла линзы, который вёл к деформации конструкции.

Телескопы-рефлекторы

Сегментированное зеркало Большого Южноафриканского телескопа (SALT)

Телескоп-рефлектор (reflecto — отражаю) — это телескоп, который формирует изображение при помощи вогнутого зеркала.

В пер­вых рефлекторах ис­поль­зо­ва­лись па­ра­бо­лические и сфе­рические зер­ка­ла, которые из­го­тав­ли­ва­лись из ме­тал­ла. Теперь для на­блю­де­ний в оп­тическом диа­па­зо­не ис­поль­зу­ют­ся в основном стек­лян­ные зер­ка­ла с по­кры­ти­ем из алюминия.

Первые телескопы были построены с цель­ными, крупными зер­ка­лами. Самым крупным таким телескопом является реф­лек­то­р Боль­шой би­но­ку­ляр­ный те­ле­скоп (LBT, Large Binocular Telescope, США) с диа­мет­ром зеркала 8,4 м. Но из-за дороговизны производства и трудностях при доставке готового зеркала к месту размещения телескопа в современной практике используются сегментированные зеркала. Крупнейший телескоп-рефлектор с сегментированным зеркалом — Большой Канарский телескоп (GTC, Gran Telescopio Canarias), диа­метр его зеркала 10,4 м, оно состоит из 36 сег­мен­тов.

К 2024 году планируется завершение строительства Ев­ро­пей­ского чрез­вы­чай­но боль­шого те­ле­скопа (E-ELT, European Extremely Large Telescope) с эф­фек­тив­ным диа­мет­ром зер­ка­ла 39 м, состоящего из 798 сег­мен­тов.

В России самый крупный и современный рефлектор БТА (большой телескоп альт-азимутальный) принадлежит САО РАН, работает на северном Кавказе. Его диаметр 6 метров. До 1991 года этот телескоп оставался крупнейшим телескопом-рефлектором, сейчас он входит в двадцатку крупнейших телескопов.

На всех современных рефлекторах при­ме­ня­ет­ся сис­те­ма ак­тив­ной оп­ти­ки, по­зво­ляю­щая при не­об­хо­ди­мо­сти кор­рек­ти­ро­вать фор­му зер­ка­ла.

Катадиоптрический телескоп

Катадиоптрический телескоп — это линзово-зеркальный телескоп, в котором разные виды искажений значительно снижены за счёт использования корректирующих линз вместе с зеркалами. Катоптрическое зеркало отражает свет внутрь телескопа и создает изображение на задней части телескопа. Катадиоптрическая линза пропускает свет через себя и фокусирует его на зеркале. Когда свет отражается от зеркала, он проходит через специальный отверстие, которое является частью катадиоптрической линзы, и формирует изображение в окуляре телескопа.

Существует несколько модификаций устройства зеркально-линзовых телескопов, наиболее распространены схемы: Шмидта-Кассегрена, Максутова-Кассегрена, Клевцова.

Зеркально-линзовые телескопы обладают достоинствами и недостатками как рефлектора, так и рефрактора. К достоинствам стоит отнести: отсутствие сферической аберрации, большое поле зрения, высокая светосила, отсутствие необходимости настройки положения линзы, компактность всей системы. Недостатками зеркально-линзовых телескопов являются: хроматическая аберрация и кома из-за наличия оптических элементов из стекла, большое время термостабилизации, ограниченность относительного отверстия остаточными аберрациями.

Схема телескопа Шмидта-Кассегрена

Телескоп Шмидта-Кассегрена

Основой конструкции этого телескопа являются асферические пластинки, которые перенаправляют свет на первичное вогнутое зеркало. Они предназначены для уменьшения сферической аберрации главного зеркала. После этого, пучок света отражается от основного зеркала, далее от вторичного зеркала и отправляется в отверстие в центре первичного зеркала, где устанавливается окуляр. Фокусировка телескопа этого типа осуществляется с помощью перемещения окуляра или главного зеркала. К плюсам телескопа Шмидта-Кассегрена относится компактностью и большое поле зрения, так что его часто используют для обзоров неба, однако у него есть и существенный недостаток — уменьшение контрастности изображения из-за большого вторичного зеркала, что приводит к уменьшению собираемого света.

Схема телескопа Максутова-Кассегрена

Телескоп Максутова-Кассегрена

Телескоп Максутова-Кассегрена по своей конструкции схож с телескоп Шмидта-Кассегрена, но вместо асферических пластинок в нём используется выпукло-вогнутая линза (мениск) со сферической формой обеих поверхностей. На внутренней стороне линзы имеется небольшой участок, покрытый отражающим материалом, который служит в роли вторичного зеркала. Телескопы построенные по этой схеме более тяжёлые, в силу того, что линза гораздо обладает большим весом, чем пластинки. Однако использование линзы снижает оптические искажения, а именно: сферической аберрации, хроматической аберрации и комы.

Данная система также может предусматривать и наличие отдельного вторичного стекла, которое прикрепляется к линзе, что позволяет создать более светосильный телескоп.

Схема телескопа Клевцова

Телескоп Клевцова

Система Клевцова включает в себя зеркало, которое отражает свет и фокусирует его на небольшое расстояние от фокальной плоскости. Длину выноса оптической системы можно максимально уменьшить не меняя картинку, получаемую на фокальной плоскости. Это достигается за счет использования необычной комбинации зеркала, которое сфокусированное из-за менее высокой преломляющей способности стекла закреплено в центре линзы.

Существует три разновидности данных телескопов: а) с мениском и отражательной линзой; б) с двухлинзовым корректором; в) с мениском, склеенным из двух линз. При этом менисковый корректор по своему диаметру не превышает трети действующего отверстия телескопа. В данной оптической схеме не используются асферические поверхности.

Благодаря такому сочетанию оптических элементов в катадиоптрических телескопах системы Клевцова достигнуто высокое качество изображения, а также уменьшен размер телескопа без потери проявления яркости и детализации изображения.

Активная и адаптивная оптика

Файл:Eso9940b.tif Главная проблема оптической астрономии — неоднородность земной атмосферы. Области с разной плотностью и скоростью движения воздуха приводят к видимому мерцанию звёзд. Это делает космос единственным местом, где телескоп может получить действительно чёткое и исчерпывающее представление о Вселенной. Но разработка, вывод на орбиту и содержание космических телескопов обходится дороже наземных. Для снижения влияния атмосферы на чёткость картины были придуманы 2 компьютерные системы:

• Система активной оптики — поддержание зеркала телескопа в идеальном состоянии. Электромеханических манипуляторов (домкраты) поддерживают форму зеркала для восстановления его геометрически правильной поверхности.
• Система адаптивной оптики. Проходя сквозь атмосферу волновой фронт света теряет свою форму. Прежде, чем он попадет в телескоп его пускают на мягкое зеркало, управляемое домкратами, которые с большой частотой менять форму зеркала. Если следить за формой волновым фронтом и исправлять форму зеркала, можно выровнять волновой фронт и улучшить резкость. Другими словами, адаптивная оптика компенсирует атмосферные помехи, которые «размывают» приходящие световые сигналы.

Схема телескопа использующего систему адаптивной оптики

Обычно название «активная оптика» используется как общий термин, относящийся к любым оптическим компонентам и системам, характеристики которых регулируются в процессе функционирования. Термин «адаптивная оптика» указывают на обязательное наличие замкнутого контура управления, в состав которого, помимо собственно адаптивного зеркала с механизмами изменения его формы, входит датчик волнового фронта, вычислительная и управляющая система. Иногда различие между активной и адаптивной оптикой связывают с полосой пропускания системы регулирования: к активной оптике относят системы с «медленной» коррекцией, к адаптивной — быстродействующие системы.

Все крупнейшие современные телескопы оснащены совместно действующими системами активной и адаптивной оптики.

Оптический интерферометр

Телескоп интерферометр — в комплекс входят четыре 8,2-метровых телескопа Very Large Telescope, четыре 1,8-метровых вспомогательных телескопа, обзорный телескоп VLT (VST) и 4,1-метровый обзорный телескоп видимого и инфракрасного диапазонов (VISTA).

Оптический интерферометр представляет собой массив отдельных телескопов, объединённых в единую систему с целью измерения положений небесных объектов с повышенной точностью. Изображения космических объектов, полученных с помощью оптических интерферометров, обладают высоким качеством, которое достигается за счёт наблюдений из разных точек, что позволяет уменьшить ошибки и искажения, которые могут возникать при получении данных.

Работы в области звёздной интерферометрии в первую очередь решают задачи по определению угловых размеров звёзд, спутников планет и астероидов, угловых расстояний между компонентами двойных и кратных систем.

Наиболее значимые оптические телескопы-интерферометры:

• Двойной телескоп обсерватории WM Keck, расположенный на Мауна-Кеа. Телескопы оснащены самыми современными инструментами, включая адаптивную оптику с лазерной направляющей звездой.
• Very Large Telescope (Очень большой телескоп). Находится в чилийской пустыне Атакама, состоит из четырех независимых телескопов, каждый из которых имеет одно основное 8,2-метровое зеркало. Их можно использовать отдельно или как единое целое для достижения более высокого углового разрешения. Телескопы могут работать как в визуальном, так и в инфракрасном диапазоне.

Неоптические телескопы

Радиотелескопы и радиоинтерферометры

Радиотелескоп FAST.

Наиболее перспективным в современной космологии является измерение параметров Вселенной по данным флуктуаций космического микроволнового фонового радиоизлучения. Угловой спектр мощности реликтового излучения и статистические свойства его распределения на небесной сфере несут в себе наиболее полную информацию о физических свойствах и космологических параметрах в момент формирования первых структур во Вселенной. Объектом исследования радиоастрономических исследований в области космологии посвящены радиогалактикам и квазарам, их эволюционным свойствам.

Радиогалактиками называют галактики, являющиеся источниками мощного электромагнитного излучения в радиодиапазоне, причём радиоизлучение связано с активностью ядра, а не со вспышкой звездообразования, например. Термин «Радиогалактики» был введён в 1949 году в результате отождествления мощных источников космического радиоизлучения с относительно слабыми источниками оптического излучения далёкими галактиками.

Выделяют три основных направления, в которых радионаблюдения дают существенный вклад в космологию:

• исследование фонового излучения на миллиметровых волнах;
• исследование свойств межгалактического газа;
• исследование пространственного распределения и космологической эволюции внегалактических радио-источников, в том числе радиогалактик.

РАТАН-600

Первое наблюдение внеатмосферного объекта в области радиоволн было проведено американским инженером Карлом Янским в 1931 году, который работал в лаборатории Bell и исследовал помехи в радиодиапазоне. Янский обнаружил три отдельные группы помех, две из которых связаны с местными и далекими грозами, а также устойчивые помехи неизвестного происхождения. Неизвестный источник радиоизлучения, который обнаружил Янский, имел конкретное положение на небе и находился в центре Млечного Пути.

Заинтересовавшись природой космического радиоизлучения, открытого К. Янским, американский радиоинженер Гроут Ребер считал необходимым продолжить эти исследования. В 1937 году он самостоятельно спроектировал и построил во дворе своего дома в Уитоне (пригород Чикаго) первый радиотелескоп с параболической антенной, диаметром 9,5 м и фокусным расстоянием 6 м. Параболический рефлектор его антенны фокусировал слабое космическое радиоизлучение любых частот и позволял размещать в фокусе антенны любые приемники.

Макет российского космического радиотелескопа Радиоастрон (Спектр-Р)

В Австралии был организован полигон для исследования «шумов Ребера». Это привело к прогрессу в методах исследования радиошума неба и неожиданному открытию «точечных» источников радиоизлучения.

Крупнейшей исследовательской программой в радиоастрономии стала «Большое трио» предназначенная для изучения выборки источников с крутыми и ультракрутыми спектрами из каталога RC, составленного на основе наблюдательного материала обзора «Холод». Популяция далёких радиогалактик класса FR II c крутыми спектрами представляет особый интерес, поскольку новые данные говорят об уже сформировавшихся в первый миллиард лет жизни Вселенной в этих гигантских звёздных системах чёрных дыр с массой более 109 M, а также об их связи с формирующимися скоплениями. Крупные телескопы, участвующие в наблюдениях по программе «Большое Трио»: радиотелескопы РАТАН-600 (CAO РАН) и VLA (HPAO, США) и оптический 6-м телескоп БТА (САО РАН).

В 2016 году Китай закончил строительство телескопа FAST (Five hundred meter Aperture Spherical Telescope), диаметр отражающей поверхности 500 метров. Собирающая площадь телескопа FAST — 70 000 м², а фокусное расстояние — 140 м. FAST расположен на юге Китая в провинции Гуйчжоу. Построен он в естественном природном углублении. Рабочий диапазон частот радиотелескопа — от 70 МГц до 3,0 ГГц, что соответствует электромагнитному излучению с длиной волны от 0,10 м до −4,3 м. Задача телескопа исследовать объекты эпохи реионизации, наблюдать за пульсарами, изучать формирование и эволюцию галактик и решать многие другие научные задачи.

На орбите также есть телескопы радиодиапазона. Первый в мире космический радиотелескоп установили в июле 1978 года на советской орбитальной станции «Салют-6» диаметр зеркала его антенны 10 метров (КР-10). Он был доставлен на станцию грузовым космическим кораблем «Прогресс-7» и проработал два месяца.

Сегодня на орбите находится его фактический преемник — космическая обсерватория «Спектр-Р», также известная как «Радиоастрон». «Радиоастрон» (RadioAstron) — международный космический проект с ведущим российским участием по проведению фундаментальных астрофизических исследований в радиодиапазоне электромагнитного спектра. В паре с российской космической обсерваторией уже работают многие крупнейшие радиотелескопы планеты. Для астрономических наблюдений доступны четыре частотных диапазона: 92 см, 18 см, 6,2 см и 1,19-1,63 см. Телескоп предназначен для радиоастрофизических наблюдений внегалактических объектов с ультравысоким разрешением, а также для исследования характеристик околоземной и межпланетной плазм.

К 2030 году планируется завершить строительство и вывести на полную мощь международный радиотелескоп SKA (Square Kilometre Array). SKA представляет собой интерферометр, он состоит из тысяч небольших радиотелескопов-антенн, расположенных друг от друга на расстоянии от десятков метров до тысяч километров. Сеть антенн будет расположена сразу на двух континентах: в Африке (Южно-Африканская Республика) и Австралии. Австралийская часть при этом частично будет находиться в соседней Новой Зеландии. Штаб-квартира проекта базируется в обсерватории Джодрелл-Бэнк в Великобритании. SKA позволит проводить наблюдения в непрерывном диапазоне от 50 МГц до 30 ГГц. Телескоп позволит расширить диапазон наблюдаемой Вселенной. Его задача получить данные о Вселенной в возрасте всего несколько миллионов лет после Большого взрыва.

Ультрафиолетовый диапазон

Длины волн УФ-излучения лежат в интервале от 100 до 400 нм, его открыл немецкий физик Иоганн Риттер в 1801 году. А история ультрафиолетовой астрономии началась в 1947 году. Большая часть света на этих длинах волн поглощается атмосферой Земли, поэтому наблюдения в ультрафиолетом диапазоне приходится вести из верхних слоев атмосферы или из космоса. В США первые наблюдения вели с использованием ракет ФАУ-2. Продолжились исследования с помощью высотных геофизических ракет. УФ-телескопы использовались для исследования звёзд, планет и галактик.

Телескоп GALEX.

Космический аппарат Swift — одна из современных обсерваторий, на которой установлен ультрафиолетовый телескоп UVOT (UltraViolet/Optical Telescope), предназначенный для наблюдений в диапазоне длин волн от 170 до 650 нм и имеющий диаметр зеркала 0,3 м. Это стандартный для космических обсерваторий такого типа телескоп системы Ричи-Кретьена.

Одним из самых успешных проектов в области ультрафиолетовой астрономии стал орбитальный ультрафиолетовый космический телескоп GALEX (Galaxy Evolution Explorer), запущенный на орбиту в 2003 году с борта «самолета-космодрома» L-1011 Stargazer с помощью ракеты-носителя Pegasus-XL.

Первоначально предполагалось, что на орбите обсерватория проработает два с половиной года, но на самом деле миссия растянулась на девять лет. Космический аппарат находился на околоземной орбите высотой 697 км. На его борту был установлен телескоп системы Ричи-Кретьена с диаметром зеркала 0,5 метра и фокусным расстоянием 3 метра. Поле зрения телескопа — 1,2 градуса.

Одно из самых известных открытий телескопа GALEX — хвост из пыли и газа, обнаруженный у звезды Мира в созвездии Кита. Эта двойная звезда, расположенная от нас на расстоянии 417 св. лет, внимание астрономов привлекла еще в 1596 году, но до 2007 года никогда не наблюдалась в ультрафиолетовом диапазоне. Длина кометоподобного хвоста составляет 13 световых лет.

Инфракрасный диапазон

Инфракрасное излучение открыл английский астроном Уильям Гершель в 1800 году. Общепринятого определения диапазона инфракрасного излучения не существует, обычно принимается, что расстояние от номинального красного края видимого спектра составляет от 700 нанометров (нм) до 1 миллиметра (мм). Инфракрасная астрономия начала развиваться с 1950-х годов, когда после первых успехов, сделанных в радиоастрономии, ученые поняли, что за пределами видимого диапазона волн находится большой объем информации.

Наблюдения с Земли в инфракрасном диапазоне имеют ряд сложностей. Атмосфера планеты не способствует качественному приёму инфракрасного излучения: азот и кислород его рассеивают, а углекислый газ, озон и в первую очередь пары воды его поглощают. Поэтому инфракрасные обсерватории располагают в высокогорных районах, либо поднимают в стратосферу и на орбиту.

Самый мощный инфракрасный обзорный телескоп в мире, расположенный на высоте 2518 м над уровнем моря, находится в чилийской пустыне Атакама в Паранальской обсерватории. Это телескоп VISTA (Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy). Работает он в ближней инфракрасной области спектра. Его главное зеркало имеет диаметр 4,1 метра. Изготовлено оно в России, в Московской области, на Лыткаринском заводе оптического стекла. Для его полировки потребовалось 2 года. Фокусное расстояние телескопа — 12,1 м, угловое разрешение — 0,34 секунды дуги.

Телескоп имеет только один инструмент-детектор — VIRCAM (Vista InfraRed CAMera), трехтонную камеру, содержащую 16 специальных детекторов, чувствительных к инфракрасному свету, с общим разрешением в 67 миллионов пикселей. Этот телескоп, так же как и VLT, управляется Европейской южной обсерваторией. Её головной офис находится в немецком научном городке Гархинг в 16 километрах к северу от Мюнхена.

Телескоп принят в эксплуатацию в декабре 2009 года. Его предназначение — систематическое картографирование южного полушария неба. Каждую ночь VISTA генерирует 300 гигабайт информации. Основная его задача — поиск интересных объектов для их дальнейшего, уже более детального, изучения с помощью других телескопов. Например, с помощью расположенного рядом VLT.

Рентгеновское излучение

Рентгеновский диапазон излучения находится в интервале от 10⁻⁵ — 1 нм. Его излучает много классов объектов Вселенной — от межзвёздной среды и гелиосферы, от обычных звёзд, белых карликов и нейтронных звёзд, до чёрных дыр в нашей Галактике и в ядрах огромного количества других галактик и межгалактической среды скоплений галактик

Атмосфера Земли абсолютно непрозрачна для рентгеновского излучения, поэтому первые шаги в этой области стали возможны только с развитием ракетных технологий. Первые астрономические измерения рентгеновского излучения начались в конце 1940-х — начале 1950-х годов. В качестве регистрирующего прибора использовался модифицированный счетчик Гейгера, газоразряднаую трубку, регистрирующую сигнал при прохождении через неё ионизирующего фотона.

Началом рентгеновской астрономии принято считать полёт ракеты «Aerobee» 18 июня 1962 года пронёсшей рентгеновский детектор на высотах до 225 км.

Следующим шагом стало размещение рентгеновских инструментов на спутниках в качестве дополнительной полезной нагрузки. Например, на орбитальных аппаратах, на разведывательных спутниках типа «Зенит» («Космос-208», «Космос-251», «Космос-254», «Космос-428», «Космос-856», «Космос-914» и т. д.), на лунных модулях («Космос-60»,-"Луна-10., «Луна-12»). на малых спутниках («Космос-135», «Космос-163» «Космос-461»).Таким путём было проведено большое количество измерений.

Телескоп XRT с мягким рентгеновским излучением космической обсерватории Swift.

В дальнейшем появились специализированные спутники, что позволило увеличить время наблюдений объектов. Первая специализированная орбитальная рентгеновская обсерватория была создана в рамках программы NASA малых астрономических спутников (SAS-Small Astronomical Satellite — обсерватория SAS-A, или UHURU).

После обсерватории SAS-A (UHURU) обзоры неба с аналогичной или с несколько лучшей чувствительностью были проведены со спутников НЕАО1 (США, 1977—1979) и Ariel-V (Великобритания/США,1974-1980). Увеличение чувствительности достигалось увеличением эффективной площади детекторов.

Космическая обсерватория «Чандра» — один из наиболее известных рентгеновских телескопов. Третья по счёту из четырёх Больших обсерваторий NASA. Вместе с разгонным блоком IUS обсерваторию вывели на орбиту в грузовом отсеке шаттла «Колумбия» в 1999 году. Телескоп является одним из самых отдаленных спутников Земли. Разгонный блок поднял обсерваторию на высокоэллиптическую орбиту с апогеем 134 527,6 км и перигеем 14 307,9 км. Такая орбита позволяет проводить непрерывные наблюдения в течение 55 часов из 65-часового периода обращения космического аппарата. В апогее орбита выходит за пределы орбит геостационарных спутников и радиационных поясов.

Рентгеновский инструмент также установлен и на борту космической обсерватории Swift. XRT (X-ray Telescope) применяется для измерения потока, спектра и кривых светимости гамма-всплесков, а также их послесвечений в широком динамическом диапазоне. Его диаметр составляет 0,51 метра, а фокусное расстояние — 3,5 метра. Так же как и телескоп обсерватории «Чандра», XRT представляет собой телескоп системы Вольтера.

Гамма-излучение

Спектр космического электромагнитного излучения, возникающего в многочисленных физических процессах во Вселенной и достигающего верхней границы атмосфера Земли, охватывает широкий интервал длин волн, включая длинноволновый радиодиапазон и коротковолновый гамма-диапазон (1 < 10-9 см. Д. > 0,1 МэВ). Гамма-излучение практически полностью поглощается в атмосфере Земли, поэтому гамма-астрономические наблюдения возможны только на высотных аэростатах или на искусственных спутниках Земли, орбитальных станциях и космических аппаратах.

Первые гамма-астрономические наблюдения за пределами атмосферы были выполнены в конце 60-х — начале 70-х годов советскими учёными. Сейчас это активно развивающаяся область космофизики, приносящая уникальные наблюдательные данные о Вселенной.

Космическое гамма-излучение возникает:

• при взаимодействии высокоэнергичных космических лучей с магнитными полями и с межзвёздным или межгалактическим газом;
• при аннигиляции известных, а также гипотетических частиц, имеющихся в космическом пространстве.

Регистрация гамма-излучения от перечисленных процессов необходима для получения информации о пространственном, энергетическом и временном распределении потоков космического излучения. Из этого, в свою очередь, можно получить важные результаты о временной эволюции различных астрофизических объектов, физике процессов ускорения частиц в этих объектах, а также определения свойств космической среды.

Источники гамма-излучения во Вселенной:

• Галактическое гамма-излучение.
  • Дискретные источники:
    • Гамма-излучение от оболочек сверхновых.
    • Гамма-излучение от пульсаров.
    • Двойные системы: оптическая звезда + релятивистский объект.
• Внегалактическое гамма-излучение.
  • Диффузное внегалактическое излучение возникает при взаимодействии высокоэнергетичной ядерной компоненты космического излучения с межгалактическим веществом.
  • Дискретными внегалактическими источниками в основном являются активные ядра галактик.
• Гамма всплески.
• Гамма-излучение солнечных вспышек.
• Тёмная материя.

Первые гамма телескопы были созданы в конце 60-х годов XX века: советским физиком Виктором Амбарцумяном и американским физиком Фрицем Меллишем. С этого момента начались измерения потоков космического гамма-излучения на высотных аэростатах. Несмотря на наличие остаточной атмосферы, уже в те годы удалось сделать важные научные открытия. В частности, была открыта двойная рентгеновская система Лебедь Х-3, которая до сих пор является уникальным, малоизученным астрофизическим объектом. Её гамма-излучение впервые было зарегистрировано в 1972 году в СССР на аэростатном гамма-телескопе и наземном черенковском телескопе Крымской астрофизической обсерватории. Излучение источника изменялось во времени с периодичностью 4,8 часа, соответствующей периоду обращения оптической звезды вокруг центрального релятивистского объекта, возможно чёрной дыры.

Обзор неба телескопом Ферми.

Вскоре, с развитием ракетно-космической техники, научную аппаратуру стали выводить на околоземные орбиты. Самыми значимыми гамма-телескопами стали:

• «АННА-3» (СССР, 1968 год).
• SAS-2 (CLA, 1972 год).
• COS-B (Кооперация европейских научных организаций 1975 год).
• «Гамма-1» (СССР. Франция, Польша, 1990 год).
• EGRET (США, Германия, Нидерланды, 1991 год).
• INTEGRAL (Европейское космическое агентство, 2002 год).
• AGILE (Италия, 2007 год).
• FGST — Fermi Gamma-ray Space Telescope (CША, 2008 год).

Гравитационно-волновые обсерватории

Гравитационно-волновая астрономия является развивающейся отраслью наблюдательной астрономии. На данный момент в мире насчитывается три лаборатории, предназначенные для обнаружения гравитационных волн.

Вид на VIRGO с высоты.

Американский проект LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) включает в себя два одинаковых детектора. Один — на юго-востоке США в Ливингстоне (штат Луизиана), другой — на северо-западе в Ханфорде (штат Вашингтон). Расстояние между детекторами составляет 3002 километра. В силу этого два детектора регистрируют сигнал с небольшим интервалом, что позволяет определить примерное направление, откуда пришел этот сигнал.

Франко-итальянский проект VIRGO. Он расположенный в EGO (Европейская гравитационная обсерватория) Virgo чувствителен к гравитационным волнам в широком диапазоне частот от 10 до 10 000 Гц. Это должно позволить обнаруживать гравитационные волны, вызванные слиянием двойных систем (звёзд, чёрных дыр, пульсаров), а также волны, которые сопровождают взрывы сверхновых. Причём как в Млечном Пути, так и в других галактиках.

В феврале 2020 года начал исследования новый детектор под названием KAGRA, расположенный в подземной обсерватории Kamioka (Япония), он так же должен будет фиксировать признаки пульсаций, распространяющихся в пространстве-времени.

В Индии начато строительство новой обсерватории гравитационных волн LIGO-India в западном штате Махараштра. Ожидается, что объект, который будет работать в тандеме с тремя другими, будет введен в эксплуатацию к 2030 году. Это проект будет совместной работой трех индийских исследовательских институтов и Калифорнийского технологического института (Caltech) и Массачусетского технологического института (MIT).

В будущем гравитационно-волновые инструменты появятся в космосе. В декабре 2015 года Европейским космическим агентством был запущен спутник LISA Pathfinder, который тестировал технологии, необходимые для постройки космической гравитационно-волновой обсерватории eLISA (Evolved Laser Interferometer Space Antenna, eLISA). Её планируют запустить к 2034 году. Проект предполагает отправку в космос трёх космических аппаратов, которые будут расположены в вершинах равностороннего треугольника со сторонами длиной 2,5 миллиона километров каждая. Как и наземные гравитационно-волновые обсерватории, eLISA использует метод лазерной интерферометрии. Три его спутника образуют гигантский интерферометр Майкельсона, в котором два зависимых спутника играют роль отражателей, а один, главный спутник, выступает источником лазерного луча и детектором. В то время как гравитационная волна проходит через интерферометр, длины двух плеч eLISA меняются из-за пространственно-временных искажений.

Детекторы космических лучей

Задача, которая стоит перед детекторами космических лучей — получить информацию о процессах, происходящих во Вселенной, регистрируя потоки нейтрино. Нейтрино — это субатомная, электрически нейтральная частица с малой массой, такой что лишь недавно учёным удалось установить её существование. Потоки нейтрино рождаются в ходе ядерных реакций и несут уникальную информацию о физических процессах в недрах звёзд. Несмотря на то, что нейтрино являются одной из самых распространенных субатомных частиц во Вселенной, он чрезвычайно слабо взаимодействует с веществом и его очень сложно детектировать.

Нейтринная астрономия одно из новейших направлений астрофизики. Первая в мире нейтринная обсерватория основана в 1970-х годов Российской академией наук. Она находится в Кабардино-Балкарии под склоном горы Андырчи Баксанская нейтринная обсерватория. В качестве «уловителя» частиц на ней используется около 50 тонн расплавленного металлического галлия, который находится в 7 химических реакторах.

Обсерватория IceCube, расположенная на Южном полюсе, крупнейшая нейтринная обсерватория в мире. Она находится на американской антарктической станции Амундсен-Скотт. Нейтринный детектор размещается глубоко под поверхностью. Тысячи датчиков распределены в объёме одного кубического километра прозрачного антарктического льда. Лёд является естественной «мишенью» для нейтрино. Обнаружить частицу, практически не взаимодействующую с материей, можно только поймав мюоны, — вторичные частицы, которые рождаются при столкновении нейтрино с атомами кислорода в молекуле замороженной воды. В свою очередь, мюоны, двигаясь в достаточно плотной среде, рождают фотоны видимого черенковского излучения — вспышки голубого света. Их-то в толще прозрачного арктического льда и регистрируют оптические детекторы IceCube.

Ещё одной российским проектом в этой области стал глубоководный нейтринный телескоп мультимегатонного масштаба «Дубна». Уникальный экспериментальный комплекс развёрнут на озере Байкал. Он введён в эксплуатацию в апреле 2015 года учёными научной коллаборации «Байкал».

Этот проект является первым кластером создаваемого нейтринного телескопа кубокилометрового масштаба Baikal-GVD (Gigaton Volume Detector). Детектор предназначен для исследования природного потока нейтрино высоких энергий. Нейтрино, пройдя сквозь толщу Земли, может с некоторой вероятностью провзаимодействовать в воде озера Байкал и породить каскад заряженных частиц. Черенковский свет от заряженных частиц распространяется в воде озера и регистрируется оптическими модулями установки.

«Дубна» содержит в своем составе 192 оптических датчика, погруженных в прозрачную воду Байкала на глубину до 1300 метров. На сегодняшний день этот телескоп — уже один из трёх самых крупных детекторов нейтрино на планете. Дальнейшим шагом в развитии проекта будет постепенное увеличение объема телескопа за счёт добавления новых кластеров.

Космические телескопы

Развитие практической космонавтики послужило началом проектирования орбитальных телескопов. Космические телескопы работают в диапазонах гамма-излучения, рентгеновского излучения, ультрафиолетового излучения, видимого излучения, инфракрасного излучения, микроволнового и радио излучения.

Американские специалисты разработали серию спутников под названием ОАО (Orbital Astronomical Observatory), которые могли наводиться на любое небесное тело и с высочайшей точностью удерживать его в «поле зрения» приборов. Спутник ОАО-1, выведенный в космос 8 апреля 1966 года, не смог раскрыть солнечные батареи и начать программу наблюдений.

Зато ОАО-2 (Stargazer), стартовавший в декабре 1968 года, успешно проработал больше четырёх лет. Последний аппарат этой серии, ОАО-3, названный «Коперником» (Copernicus), был запущен в августе 1972 года, а эксплуатировали его девять лет.

Советские учёные обрели возможность вести астрономические наблюдения в космосе с началом эксплуатации станций «Салют». На «Салюте-1» был установлен ультрафиолетовый телескоп «Орион», разработанный Бюраканской астрофизической обсерваторией. Космонавты использовали его, чтобы получить спектрограммы Веги и Агены (беты Центавра) — благодаря этому удалось уточнить теоретическую модель фотосферы высокотемпературных звёзд.

Телескоп «Орион-2» отправился в космос на борту корабля «Союз-13» в декабре 1973 года. Экипажу удалось снять около 10 тысяч спектрограмм тусклых или далёких звёзд — с блеском более десятой звёздной величины. Каталог, составленный по данным «Ориона-2» вышел в 1984 году.

На «Салюте-6» и «Салюте-7» тоже устанавливали телескопы: субмиллиметровый БСТ-1М с полутораметровым зеркалом, радиотелескоп КРТ-10, гамма-телескоп «Елена» и рентгеновский телескоп РТ-4М. В то же время советские учёные научились конструировать независимые от пилотируемых кораблей и станций обсерватории, управляемые с наземных пунктов. В 1980-х годах они запустили спутники «Астрон», «Гранат» и «Гамма» для исследований в рентгеновском и гамма-диапазонах, а к орбитальному комплексу «Мир» пристыковали астрофизический модуль «Квант» с обсерваторией «Рентген».

24 апреля 1990 года запущен орбитальный телескоп видимого диапазон «Хаббл».

В апреле 2018 года компания SpaceX запустила в космос телескоп TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) нацеленный на дальний космос, для поиска экзопланет в радиусе до 200 световых лет.

Марка почты России приуроченная к выводу на орбиту астрофизической обсерватории «Спектр-РГ».

Первой космической обсерваторией для полномасштабного изучения инфракрасного излучения на орбите стал «Гершель». На борту обсерватории — три научных прибора: фотокамера со спектрометром низкого разрешения (PACS), приемник спектральных и фотометрических изображений (SPIRE) и гетеродинный датчик для обнаружения дальнего инфракрасного излучения (HIFI). Целью телескопа «Гершель» было изучение инфракрасной части излучения объектов Солнечной системы и Млечного Пути, а также объектов вне нашей Галактики, вплоть до тех, что находятся в миллиардах световых лет от нас. Официально «Гершель» завершил свою научную миссию в июне 2013 года.

В 2021 году был выведен на орбиту космический телескоп имени Джеймса Уэбба, работающий в инфракрасном диапазоне. В числе прочих задач он будет искать свет самых древних звёзд и галактик, изучать их эволюцию и формирование скоплений вещества в юной Вселенной. Кроме того, «Уэбб» может искать относительно холодные планеты у соседних звёзди снимать спектры их атмосфер. Это позволит узнать о царящих там природных условиях, а может быть, зафиксировать признаки жизни — биосигнатуры.

Российские проекты в этой области — «Спектр-РГ», «Спектр-УФ» и «Спектр-М» («Миллиметрон») с криогенным телескопом диаметром 10 метров, который улавливает излучение в миллиметровом и инфракрасном диапазонах. Работая вместе, три аппарата могли бы составить самую подробную в истории карту внегалактической Вселенной. Телескоп «Радиоастрон» (Спектр-Р), запущенный 18 июля 2011 года завершил свою миссию в 2019 году. Он занимался изучением чёрных дыр, нейтронных звёзд и других объектов, излучающих в электромагнитном спектре.

Телескопы-роботы

Телескоп МАСТЕР-Урал. Астрономическая обсерватория Уральского Государственного Университета.

Телескопы-роботы — это расположенные в разных концах Земли небольшие оптические телескопы системы МАСТЕР, объединённые в роботизированную сеть. Телескопы снабжены сверхбыстрыми устройствами наведения и подключены к системе алертных предупреждений. Они могут за несколько десятков секунд повернуться в заданную точку неба после получения целеуказания (алерта).

Телескопы системы МАСТЕР находятся в обоих полушариях земного шара. Они расположены в России, Аргентине, ЮАР и на Канарских островах. Сеть состоит из небольших двойных телескопов-роботов системы Гамильтона с диаметром зеркала 0,4 метра, фокусным расстоянием 1 метр и полем зрения 4 квадратных градуса. Глобальная сеть МАСТЕР является лидером по ранним наблюдениям оптического излучения гамма-всплесков. Среди её открытий — потенциально-опасные астероиды, кометы и сверхновые различных типов. Ещё одной задачей с которой телескоп успешно справляется — отождествление источников гамма-всплесков с физическими объектами.

На текущий момент МАСТЕР — это сложнейшая автоматическая система широкоугольных и сверхширокопольных телескопов, оснащённых самой современной аппаратурой, способная ежедневно обрабатывать до нескольких терабайт информации.

Телескопы автоматически следят за всем, что происходит в космосе, — за всем, что движется, вспыхивает, гаснет, меняет яркость. Всего через одну-две минуты после того, как луч света попадает на ПЗС-матрицу, оператор получает полную информацию о каждом из тысяч наблюдаемых объектов, в том числе данные о прежних наблюдениях этих объектов на всех телескопах, входящих в систему.

Подобные роботизированные системы небольших телескопов построены в США, Турции, Австралии, ЮАР. Между ними существует международная кооперация. В результате возможности каждой системы возрастают.

Ссылки

Обсерватории:

• Обсерватория Кека
• Специальная астрофизическая обсерватория РАН
• Пущинская астрономическая обсерватория
• Обсерватория Маунт Уилсон
• Национальная Обсерватория Оптической Астрономии
• Южно-Африканский Большой Телескоп
• Крымская Астрофизическая Обсерватория

Журналы об астрономии:

• Журнал всё о Космосе
• Сайт журнала «Земля и Вселенная»
• Элементы — новости науки. Раздел «Астрономия»
• Российская астрономическая сеть

Любительская астрономия:

• Карта солнечных и лунных затмений
• Фото-архив снимков тел Солнечной системы, полученных всеми миссиями NASA
• Атлас поисковых карт 800 лучших объектов неба из каталога Гершеля

Данная статья имеет статус «готовой». Это не говорит о качестве статьи, однако в ней уже в достаточной степени раскрыта основная тема. Если вы хотите улучшить статью — правьте смело!