Твиты о Вселенной. Микроблоги о макропроблемах Шиллинг Говерт

122. Кто изобрел телескоп?

Никто не знает наверняка. Первые примитивные телескопы, возможно, уже были в конце XVI в., может быть, даже раньше. Хотя очень низкого качества.

Первое упоминание о телескопе («трубы, чтобы видеть далеко») — в патентной заявке от 25 сентября 1608, поданной голландцем Гансом Липперхи, изготовителем очков.

Липперхи родился в ~1570 в г. Везель, Германия. Жил/работал в Мидделбурге — голландском портовом городе со знаменитой на весь мир стекольной промышленностью — выгода для торговли.

2 октября 1608 Липперхи продемонстрировал изготовленный им оптический прибор принцу Морицу и Голландским Генеральным Штатам в Гааге. Принц был восхищен.

Основная причина: война между голландской республикой и испанской империей. Телескоп на башне поможет обнаружить войска противника издалека. Также может быть полезен на море.

Но были и другие, кто тоже заявил об изобретении: Захария Янсен (еще один мастер-оптик из Мидделбурга) и ученый Якоб Метиус из Алкмаара.

Результат: патент никому не был выдан. Хотя благодаря демонстрации Липперхи информация об изобретении быстро распространилась по Европе.

Летом 1609 английский астроном Томас Харриет получил первые телескопические изображения Луны. Не опубликованы; обнаружены только в XX в.

Немного позже, итальянский физик/астроном Галилео Галилер, услышал о голландских изобретениях. Он быстро изготовил улучшенные телескопы.

Галилей открыл лунные горы, солнечные пятна, спутники Юпитера, фазы Венеры, «уши» Сатурна (оказавшиеся кольцами этой планеты) и т. д.

Публикация Галилеем его открытия в Sidereus Nuncius («Звездный Вестник», март 1610) знаменует рождение современной телескопической астрономии.

Впоследствии телескоп был значительно улучшен, в частности, Иоганном Кеплером (Германия) и Христианом Гюйгенсом (Нидерланды). Последовало больше открытий.

123. Как работает телескоп?

Телескоп буквально собирает звездный свет в фокусе. Линза (хрусталик) глаза делает то же, но телескоп собирает больше света, поэтому изображение ярче/подробнее.

Первые телескопы использовали вогнутые линзы для фокусировки звездного света. Свет отклоняется или «преломляется» стеклом, так что эти телескопы известны как рефракторы.

Хороший пример: зажигательное стекло. Солнечный свет концентрируется линзой. За счет фокусировки света интенсивность достаточно высока, чтобы зажечь бумагу или фитиль.

Фактически линзы создают маленькое изображение Солнца (или другого источника света) в своей «фокальной плоскости». Проверьте сами с зажигательным стеклом и настольной лампой.

Линзы телескопа также создают изображение наблюдаемого объекта в фокальной плоскости. Чтобы увидеть изображение в деталях, необходимо использовать увеличительное стекло (окуляр).

Так, рефрактор состоит из двух основных элементов: линз объектива для фокусировки света и смотрового отверстия (окуляра) для наблюдения изображения, обычно на конце трубки…

Недостатки рефрактора: разные цвета фокусируются немного по-разному, поэтому изображения звезд окрашены по краям (хроматическая аберрация).

В 1668 Исаак Ньютон изобрел рефлектор (отражатель). Вместо линзы использовал вогнутое зеркало как объектив для фокусировки звездного света, без цветовых дефектов.

Зеркало телескопа искривлено как зеркало для бритья и так же создает изображение источника света в фокальной плоскости Проверьте на себе с лампой в ванной.

Преимущества зеркала: 1) необходима только одна совершенная основная поверхность; 2) может быть большим и не испытывать деформации, так как возможно крепление с обратной стороны.

Поэтому все большие телескопы — рефлекторы. Самый большой линзовый телескоп, со 102-см линзой, был построен в Йеркской обсерватории около Чикаго в 1897.

Маленькие дополнительные плоские зеркала могут использоваться для удобства наблюдения. Но главный принцип телескопа выполняется всегда: объектив + окуляр (или камера).

Телескоп должен: обеспечивать стабильную установку и, в идеале, отслеживать звезду, поскольку вращение Земли заставляет ее перемещаться по небу.

Экваториальная монтировка: легкое отслеживание звезды, но громоздкость конструкции. Альт-азимутальная монтировка: компактность, но необходимость компьютерного управления для контроля перемещения одновременно вокруг двух осей.

124. Почему чем больше, тем всегда лучше для телескопов?

Это хорошо не только потому, что нечто большое всегда вызывает у людей зависть. Большие телескопы (размер линзы/зеркала) выявляют более подробную информацию и позволяют обнаружить слабые объекты.

Зрачок, через который свет проникает в глаз, крошечный (максимум 5 мм). Таким образом, звезда должна быть яркой, чтобы обеспечить достаточно света для фиксации изображения на сетчатке.

Если ваш зрачок оказался гораздо больше, ваши глаза могут собрать больше света звезд и увидеть много слабых звезд. Телескоп представляет собой большой зрачок.

Представьте пустую винную бутылку, оставленную под дождем. Ей нужно время, чтобы заполниться. Поставьте воронку в ее горлышко, теперь она заполняется быстро.

Большие линзы или зеркала собирают больше звездного света, поэтому большие телескопы позволяют видеть слабые объекты, или те же объекты, расположенные гораздо дальше.

Большие телескопы позволяют разглядеть мелкие детали (лучшее пространственное разрешение). Например, одиночная звезда, рассматриваемая в большой телескоп, может оказаться двойной…

…Или детали на поверхности Луны/Марса. Или внутренняя структура (спиральные рукава, газовые облака, звездные скопления) в отдаленной галактике. Больше деталей — всегда лучше.

По существу не столь важно увеличение. Оно позволяет получу большую величину объекта в проекции на вашу сетчатку, но информацию о деталях, которые он содержит.

Так, если вы хотите произвести впечатление на владельца телескопа, не спрашивайте: «Каково увеличение?», а лучше спросите «Какова апертура?» (т. е. каков размер линзы или зеркала).

Кстати, турбулентность в атмосфере ограничивает детали, которые может различить телескоп. Таким образом, собирающая свет область зеркала всегда более важна.

10-метровый телескоп Кек (Keck)[42] на Гавайях — в 650 раз больше, чем первый телескоп Галилея. Видит в 650 раз более мелкие детали и более чем в 400 000 раз слабые звезды.

125. Как астрономы избавляются от мерцания звезд?

Чтобы увидеть звезды, вам потребуется безоблачная ночь. Но даже кристально чистое небо несовершенно. Турбулентность атмосферы Земли ухудшает видимость.

Звездный свет проходит через движущиеся воздушные пузырьки с различными температурами (атмосферная турбулентность). Пузырьки отклоняют свет как линзы.

Результат: звезды мерцают, колеблются, искрятся и, может даже казаться, изменяют цвет. Прекрасно для романтичных влюбленных; катастрофа для астрономов.

Независимо от того, насколько велик ваш телескоп, атмосферная турбулентность ограничивает разрешение 1 угловой секундой в лучшем случае, что эквивалентно 5 мм на расстоянии в 1 км.

Удивительный факт: у приличного любительского телескопа такое же разрешение, как у 10-метрового телескопа Кек. Телескоп Кек, конечно, имеет намного большую светосилу.

Чтобы убрать мерцание звезды, астрономы используют «адаптивную оптику». Идея: отслеживать эффекты турбулентности и моментально корректировать изображение в телескопе.

100 раз в секунду датчик волнового фронта измеряет, как турбулентность влияет на звездный свет. Быстрый компьютер рассчитывает необходимые корректтировки.

Поверхность маленького «гуттаперчивого» (гибкого) зеркала, недалеко от точки фокусировки можно изгибать с помощью пьезоэлектрических кристаллов (которые деформируются в ответ на электрический ток).

Гибкое зеркало колеблется в точном соответствии с требуемой компенсацией искажений, вызванных атмосферой. Это подобно удалению атмосферы!

Используя адаптивную оптику (АО), большие телескопы достигают наилучшего орлиного зрения. В настоящее время почти все крупные телескопы оснащены АО.

Иногда натриевый лазер используется для создания искусственной «путеводной звезды» высоко в атмосфере, чтобы получить информацию об атмосферной турбулентности.

АО первоначально была разработана американскими военными: спутники-шпионы также должны были смотреть через турбулентную атмосферу, но чаще вниз, нежели вверх.

126. Почему астрономы соединяют телескопы вместе?

Большие телескопы обеспечивают более острый взгляд на Вселенную. Тот же результат можно получить, соединив вместе два или более телескопа меньших размеров.

Используется техника интерферометрии. Хитрость в том, чтобы сделать детектор, у которого 2 зеркала телескопа выступали бы как части одного огромного зеркала.

Чтобы понять, представьте себе зеркало с диаметром 100 метров. Будет иметь огромную светосилу и очень высокое разрешение.

Нанесение черных пятен на зеркало уменьшает его светосилу. Но не его разрешение, пока есть еще некоторые рабочие области в 100 м друг от друга.

Далее, покрасим все зеркало черным, за исключением двух круговых 10-метровых пятен на противоположных концах. В результате изображение будет тусклым, но все еще очень резким.

Теперь отрезаем черные части. Остаются две 10-метровые области, в 100 метрах друг от друга. Соединенные вместе, они имеют такую же остроту (четкость) зрения, как воображаемый гигантский телескоп.

Трюк работает только тогда, когда детектор фокусирует звездный свет, приходящий от обеих областей «в фазе» — необходимо, чтобы совпадали гребни/впадины световых волн.

Так, для двух телескопов земного базирования необходима высокотехнологичная «линия задержки» с нанометровой точностью, чтобы приходящий свет звезд всегда был в фазе.

Гораздо меньшая точность необходима для больших длин волн, например радиоволн. Very Large Array (Очень Большой Массив) в Нью-Мексико является примером радиоинтерферометра.

Сегодня интерферометрия также применяется в больших оптических/инфракрасных телескопах. Интерферометр Кек соединяет 2 одинаковых 10-метровых телескопа, находящихся в 85 м друг от друга.

Четыре одинаковых 8,2-метровых телескопа, объединенных в European Very Large Telescope (Европейский Очень Большой Телескоп, Чили), могут привести к общей разрешающей способности как у 120-метрового телескопа.

127. Каковы самые большие телескопы на Земле?

С 2011 существует четырнадцать оптических телескопов земного базирования с апертурой более 8 м. Шесть из них находятся в Южном полушарии.

Самым большим телескопом является Gran Telescopio Canarias (GTC) на испанском острове Ла Пальма. Его 10,4-метровое зеркало состоит из 36 шестиугольных сегментов.

GTC базируется на конструкции из двух 10-метровых телескопов-близнецов Кек на Мауна-Кеа (Гавайи), которые используются двумя калифорнийскими центрами и НАСА.

Кроме того, на 4200-метровой горе Мауна-Кеа расположены японский 8,3-метровый телескоп Subaru («Плеяды») и международный 8,1-метровый телескоп Gemini North.

Как следует из названия, Gemini — это близнецы. Gemini South[43] находится на горе Серро Пачон (Cerro Pachon) на севере Чили. Subaru и Близнецы имеют монолитные (цельные) зеркала.

В нескольких сотнях км к северу от Серро Пачон находится Серро Паранал (Cerro Paranal) (2635 м), где квартирует Very Large Telescope (VLT) — Очень Большой Телескоп Европейской Южной обсерватории.

VLT состоит из четырех идентичных 8,2-метровых телескопов: Antu, Kueyen, Melipal и Yepun (Солнце, Луна, Южный Крест и Сириус — на языке Мапуту).

На Маунт-Грэм, Аризона, расположен Large Binocular Telescope (Большой Бинокулярный Телескоп): два 8,4-метровых зеркала на одной горе работают вместе как интерферометр.

Два оставшихся гигантских телескопа: Hobby-Eberly Telescope — Телескоп Хобби-Эберли (Mt Fowlkes — Маунт Фаулкес, Техас) и Southern African Large Telescope — Южный Африканский Большой Телескоп (Южная Африка).

Оба имеют сегментированные зеркала 11 м в поперечнике, но из-за особенностей их конструкции самое большее — используются лишь 9–10 м. Они также имеют ограниченный обзор неба.

Важно, что большие телескопы располагаются в отдаленных горных районах: небеса ясные, сухие, темные (малое световое загрязнение) и тихие (малая турбулентность).

128. Когда Космический телескоп Хаббл будет заменен?

Космический телескоп Хаббл, который находится на низкой околоземной орбите, назван в честь американского космолога Эдвина Хаббла. Он был запущен в апреле 1990.

Почему космос? 1. Небо черное, 24 часа 7 дней в неделю. 2. Нет атмосферы — означает: нет турбулентности. 3. Над атмосферой могут наблюдаться УФ и ИК излучения, обычно поглощаемые.

Обратная сторона медали: чрезвычайно дорогой; трудности с обслуживанием или ремонтом; из-за ограничений, связанных с запуском — довольно маленький — зеркало составляет только 2,4 м в поперечнике.

Хаббл обслуживался 5 раз астронавтами шаттла. Они заменяли или ремонтировали сломанные детали и устанавливали новые, более чувствительные камеры.

В результате Хаббл теперь более мощный, чем 20 лет назад. Будет справедливо заявить, что он совершил революцию в астрономии. А также сделал потрясающие фото.

Однако миссия обслуживания в мае 2009 была последней. Хаббл может функционировать еще в течение 10 лет, но если что-то важное выйдет из строя, то он погибнет.

Кстати, Хаббл никогда не вернется на Землю. После того как умрет, он совершит управляемый спуск в атмосфере и утонет в океане.

Преемник Хаббла, Космический телескоп Джеймса Вебба, строится НАСА. Высокобюджетный проект на несколько лет.

Вебб имеет намного большее, 6,5-метровое, сегментированное зеркало. Над ним в космическом пространстве будет развернут большой зонт, защищающий его чувствительные зеркала/инструменты.

Вебб не выйдет на орбиту Земли. Вместо этого будет размещен в точке пространства в 1,5 млн км от Земли, в противоположном направлении от Солнца.

Причина: Вебб будет работать в инфракрасной (тепловой) области, поэтому должен быть вдали от горячей Земли. Запуск на европейской ракете-носителе Ариан намечен на 2018.

129. Как будут выглядеть телескопы будущего?

Они не будут очень сильно отличаться от сегодняшних телескопов. Будут больше. Намного, намного больше. По крайней мере, так они выглядят на чертежной доске.

При использовании вращающихся термостатов гигантские зеркала телескопа размером до 8,4 метра могут быть собраны в одном блоке. Для создания больших апертур необходимы соответствующие хитрости.

Один трюк — несколько зеркал на одной горе — будет использован для Гигантского Магелланова телескопа (GMT), который будет построен на Сьерро Лас Кампанас, Чили.

GMT будет состоять из семи 8,4-метровых зеркал: шесть из них окружат центральное, седьмое. Вместе они обладают мощностью 24,5-метрового телескопа.

Вторая группа планируемых будущих телескопов будет иметь сегментированные зеркала, как Кек. Но если Кек имеет 36 сегментов, у этих гигантов будут сотни.

Тридцатиметровый Телескоп (Thirty Meter Telescope, ТМТ) является международным проектом, возглавляемым США и Канадой. Планируемое расположение — Мауна-Кеа, Гавайи, вблизи телескопа Кек.

ESO (Европейская южная обсерватория) планирует еще больший телескоп: 39,2 м в поперечнике — Сьерро Армазонес в северной части Чили, недалеко от Паранала.

ESO уже имеет Очень Большой Телескоп — так они называют этот (Европейский) Extremely Large Telescope (E-ELT). Да здравствует превосходная степень.

Будучи 39,2 м в ширину, E-ELT-зеркало будет обеспечивать площадь поверхности (и соответственно чувствительность) на 70 % больше, чем у Тридцатиметрового телескопа.

Все эти гигантские телескопы будущего планируется завершить в период 2018–2022. Если, конечно, они получат одобрение и соответствующее финансирование.

В далеком будущем, ESO может построить гигантский 100-метровый телескоп. Да, у них уже есть и название для него: Необыкновенно Большой Телескоп (Overwhelmingly Large Telescope).

130. Как работает нейтринный «телескоп»?

Нейтрино: субатомные частицы, возникающие в ядерных реакциях, генерирующих солнечный свет. Поднимите вверх большой палец: 100 млн млн таких частиц пронизывают его каждую секунду.

Определяющая характеристика нейтрино: асоциальные (некоммуникабельные). Не задерживаются атомами обычного вещества. Тем не менее они взаимодействуют — но крайне редко.

Трюк для обнаружения нейтрино: расположите большое количество атомов на их пути. Это повышает вероятность, что одна или две частицы будут остановлены.

Нейтринный «телескоп», подобный Super-Kamiokande[44] расположен глубоко внутри горы в японских Альпах. Это высотой с 10-этажный дом герметичная «кастрюля для запекания фасоли», наполненная водой.

Иногда нейтрино взаимодействует с протоном в молекуле воды. Субатомные осколки в воде создают свет, эквивалентный сверхзвуковому хлопку.

«Черенковское излучение» (подобно голубому свечению, замеченному в ядерных «водоемах») фиксируется световыми детектора-ми, которые расположены внутри «гигантской кастрюли для запекания фасоли».

Нейтринные телескопы должны быть глубоко под землей для того, чтобы оградить их от «мюонов» из космических лучей, которые маскируются под след нейтрино.

Super-Kamiokande «сфотографировал» Солнце — ночью, глядя на Солнце не вверх, а вниз.

Нейтринные эксперименты в Японии и США зафиксировали нейтрино от Сверхновой 1987А — первое нейтрино, из когда-либо обнаруженных за пределами Солнечной системы.

Существует 3 типа, или «аромата», нейтрино. В нейтринной обсерватории Садбери (Sudbury Neutrino Observatory, Канада), подтвердилось, что на пути от Солнца нейтрино трансформируется из одного типа в другой.

Нейтринные «осцилляции» объяснили озадачивающую нехватку частиц, зарегистрированную новаторским детектором Рея Дэвиса, использовавшим «высоко очищенную жидкость». Дэвис получил Нобелевскую премию.

Новейший самый чувствительный нейтринный телескоп IceCube (Ледяной куб) использует в качестве детектора 1 км³ антарктического льда. Строительство завершено в начале 2011.

Большой интерес к нейтринным телескопам: мы знаем, как выглядит видимая Вселенная, но пока еще не знаем, как выглядит нейтринная Вселенная.

131. Что такое свет?

Исаак Ньютон (1643–1727) считал, что свет состоит из крошечных частиц, движущихся прямолинейно. Теория описана в Оптике (Opticks), 1704.

Христиан Гюйгенс (1629–1695) не согласился. Он считал, что свет — это волна, как звук. Теория описана в Трактате о Свете (Treatise on Light), 1690.

В 1801 в Лондоне Томас Юнг продемонстрировал два световых луча, которые могут усилить или погасить друг друга (интерференция) — характерное свойство волны.

В XIX в. Майкл Фарадей и Джеймс Клерк Максвелл описали свет как электромагнитную волну, распространяющуюся в пространстве со скоростью в 300 000 км/с.

Несмотря на явную волновую природу света, Альберт Эйнштейн и Роберт Милликен высказали гипотезу, что свет состоит из сгустков, или квантов энергии (фотонов).

В квантовой физике свет одновременно имеет свойства и частицы, и волны. Энергия фотона связана с его длиной волны; фотоны интерферируют.

Длина волны видимого света лежит в диапазоне от 380 нм (фиолетовый, высокая энергия) до 780 нм (красный, низкая энергия). Солнечный свет содержит все цвета.

Белый солнечный свет может разлагаться на составляющие цвета (спектр), преломляясь капельками воды (радуга) или призмой.

Разреженный светящийся газ излучает только характеристические длины волн. Натриевые лампы: оранжевый свет. Космические облака горячего водорода: розоватый свет.

Газы в атмосфере Солнца поглощают определенные длины волн. Результирующие темные фраунгоферовы линии в спектре несут информацию о составе.

Поляризация света дает информацию о магнитных полях. Красный или синий сдвиги спектральных линий дают информацию о движении частиц.

Распределение энергии света (голубой/красный) говорит вам о температуре излучающего тела. Все обо всем, свет содержит в себе массу информации.

Видимый свет — это только малая часть полного электромагнитного спектра. Астрономы также используют приборы для исследования других видов излучения.

132. Что такое скорость света и почему она так важна?

Скорость света (с) играет роль бесконечной скорости во Вселенной. Точно так же, как недосягаема бесконечность, скорость света недостижима для материального объекта.

Почему с недостижима? Энергия связана с массой. Если толкать тело быстрее, растет не только его энергия движения, но и масса. При приближении к с масса возрастает многократно до бесконечности.

Если что-то движется бесконечно быстро, то ваша скорость по сравнению с этим пренебрежимо мала. Таким образом, это что-то представляется бесконечно быстрым, независимо от того, какова ваша скорость.

Аналогично, вы всегда получите при измерении одно и то же значение для скорости света, независимо от того, насколько быстро вы движетесь относительно источника света.

Даже если кто-то приближается к вам со скоростью, равной половине скорости света, и светит фонариком вам в глаза, свет достигает вас не со скоростью 1,5 с, а все с той же скоростью с.

Так что, поскольку каждый получает при измерении одно и то же значение для скорости света (отношение расстояние/время), оценки расстояния и времени, сделанные каждым в отдельности, будут различаться.

В какой степени интервалы времени и пространства претерпевают изменения для кого-то движущегося полностью зависит от того, как быстро он движется по отношению к вам.

Движущиеся часы идут медленнее, движущиеся линейки сжимаются. Проходящий человек движется в замедленном темпе и сжимается, как блин, в направлении движения.

Но «замедление времени» и «лоренцевское сокращение длины» заметны, только если кто-то движется по отношению к вам с немалой долей скорости света.

Свет движется со скоростью (300 000 км/с), в миллион раз большей, чем пассажирский самолет, поэтому эффекты специальной теории относительности незаметны в повседневной жизни.

Если отправиться к звездам со скоростью, близкой к скорости света, то время будет течь так медленно, что при возвращении выяснится, что уже прошли миллионы лет.

133. Что слушают радиотелескопы?

Радиоволны это электромагнитные волны с длиной волны более 1 см. Они представляют собой низкоэнергетическую часть электромагнитного спектра.

В 1930 Карл Янский, радиоинженер из Лаборатории Белл Телефон, обнаружил радиоволны от Млечного Пути. Так родилась радиоастрономия.

Семь лет спустя Грот Ребер построил управляемую параболическую радиоантенну на своем заднем дворе в США. Направив ее на небо, он обнаружил дискретные источники радиоволн.

Преимущество радиоастрономии: космические радиоволны могут быть зафиксированы при ярком дневном свете и даже в дождь или снежную бурю — нет необходимости в темном небе.

Во время Второй мировой войны голландский астроном Хендрик ван де Хюльст показал, что атомарный холодный нейтральный водород должен давать слабое радиоизлучение на длине волны 21 см.

21-сантиметровое излучение впервые обнаружили в марте 1951 Харольд Юэн и Эдвард Перселл в Гарварде, за ними сразу последовали голландцы в мае 1951.

Вскоре были построены большие радиотелескопы: (1956, 25 м в диаметре) в Двингелоо, Нидерланды; (1957, 76 м) в Джодрелл-Бэнк, Англия.

Используя радиотелескопы, астрономы смогли построить карту спиральной структуры галактики Млечный Путь и холодных удаленных областей других галактик.

Радиотелескопы также поймали «синхротронное излучение» (на разных длинах волн), испускаемое быстрыми электронами, движущимися по спирали вокруг линий магнитного поля.

Таким образом, радиоастрономия позволяет изучать быстро вращающиеся пульсары, активные ядра галактик, энергетические струи от черных дыр и удаленные квазары.

Крупнейшая радиоантенна (тарелка): Аресибо в Пуэрто-Рико (305 м), построена в чаше долины. Крупнейшая управляемая тарелка: Зеленый берег в Вирджинии (100 х 110 м).

Very Large Array (Очень Большой Массив, Нью-Мексико) и Wester-bork Array (Массив Вестерборк, Нидерланды) являются одними из крупнейших интерферометров: небольшие тарелки, связанные в сеть.

В будущем Square Kilometre Array (SKA) с тысячами небольшим антенн станет самой большой в истории радиообсерваторией в Южном полушарии.

134. Как выглядит микроволновое небо?

Если посмотреть на ночное небо, вы увидите отдельные звезды. Но самое удивительное, что ночное небо в основном черное.

Видимый свет — это только малая часть «электромагнитного спектра». Другие виды света (невидимого) включают рентгеновское, УФ, ИК излучения и радиоволны.

Представьте, что у вас есть «волшебные очки», и, просто крутя ручку на оправе, вы можете изменить тип света, который видите.

Если настроить ваши очки на рентгеновские лучи, вы увидите такие объекты, как черные дыры. Но небо для вас по-прежнему преимущественно черное. То же для других типов света.

Исключение: микроволны, коротковолновое радиоизлучение — типа «света», который используют мобильные телефоны, телевизоры и, конечно, микроволновые печи.

Если настроить ваши очки на микроволны, небо больше не будет преимущественно черным. Наоборот, оно будет полностью ослепительно белым.

То, что вы видите, есть «послесвечение» огненного шара Большого взрыва. Невероятно: 13,7 млрд лет прошло после этого события, но оно по-прежнему наполняет собой все пространство.

Космическое фоновое излучение, охладившееся из-за расширения Вселенной до -270 °C, составляет 99,9 % всех фотонов во Вселенной.

Хотя посмотрите внимательно. Вы увидите отсвет не равномерно белый; узоры чуть светлее или чуть менее яркие, чем в среднем.

Горячие и холодные точки в «послесвечении творения» раскрывают природу огненного шара Большого взрыва, начавшего сворачиваться в первую в истории галактику.

Послесвечение Большого взрыва показывает нам Вселенную через 380 000 лет после ее рождения. Это наиболее дальняя по времени точка, от которой мы сейчас можем увидеть свет.

Факт, что Вселенная — все пространство — по-прежнему светится благодаря остаточному теплу, является наиболее ярким свидетельством того, что зарождение Вселенной произошло в Большом взрыве.

135. Как же астрономы измеряют температуру Вселенной?

Инфракрасное (ИК) излучение с длиной волны от 700 нм до 1 мм было открыто в 1800 Уильямом Гершелем (1738–1822).

Гершель использовал призму, чтобы получить спектр солнечного света, от красного до синего. Он использовал обыкновенные термометры для измерения энергии в спектре.

Он отметил, что термометр вне красной части спектра также нагревается в результате воздействия невидимого длинноволнового излучения.

Сегодня инфракрасное излучение (тепловое излучение) известно и используется в очках ночного видения и видеокамерах для записи ночных сцен.

В астрономии холодные объекты, такие как темные облака пыли, выделяют большую часть своей энергии в виде ИК волн. ИК астрономия показывает пыльную Вселенную.

Пыль также прозрачна для инфракрасного света. Инфракрасные телескопы показывают протозвезды, встроенные в облака пыли, даже когда видимый свет поглощается.

Проблема: космическое ИК излучение частично поглощается водяным паром в атмосфере Земли. Телескоп должен быть на высокой горе или в космосе.

Сегодня большинство гигантских наземных телескопов (например, Кек и VLT) оснащены камерами видимого света и ближними ИК-детекторами.

Первые ИК-детекторы не имели четкой направленной чувствительности. Вы не могли использовать их, чтобы сделать снимки инфракрасного неба, получались только размытые снимки.

Теперь даже обычные видеокамеры содержат ИК-чувствительные электронные ПЗС-детекторы. Современные технологии/возможности сопоставимы с оптическими детекторами.

Чтобы иметь возможность «видеть» слабое ИК излучение из космоса, детекторы всегда должны быть охлаждены, иметь близкую к абсолютному нулю температуру (например, жидкого гелия).

Первые ИК карты всего неба были сделаны спутником IRAS (1983). Обнаружено 350 000 источников, в том числе протопланетные диски и далекие пыльные галактики.

Затем последовали ИК космические телескопы типа Spitzer Space Telescope (НАСА, 2003) и Herschel (ЕКА, 2009). «Хаббл» также имеет камеру, работающую в ближней ИК области.

Будущий 6,5-метровый James Webb Space Telescope (HACA/EKA преемник «Хаббла», запуск в 2018) будет вести наблюдения в основном в ИК диапазоне.

136. Как выглядит ультрафиолетовое небо?

Ультрафиолетовый (УФ) свет имеет длину волны от 10 до 400 нанометров (нм). Невидимый для человеческого глаза, но некоторые животные, например такие как пчелы, видят в этом диапазоне.