WWW.KNIGA.SELUK.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА - Книги, пособия, учебники, издания, публикации

 

Глава II Астрономические приборы и установки

2.1 Общие замечания.

В астрономии для наблюдения и исследования различного типа излучений,

испускаемых небесными телами, используются телескопы, интерферометры,

спектрографы и другие приборы. Каждый из этих приборов имеет разновидности,

соответствующие типу излучений. Так в оптической астрономии используются

оптические телескопы, в радиоастрономии - радиотелескопы и т.д. То же относится

к интерферометрам и спектрографам.

Мы уже говорили, что для регистрации гравитонов (гравитационная астрономия) построены специальные сверхчувствительные интерферометры.

Особая техника регистрации используется для изучения небесных источников нейтрино и космических лучей.

В настоящей главе речь пойдет обо всех этих устройствах.

2.2 Телескопы.

Основным назначением телескопов является «приближение» изображения источника света (например, звезды) к наблюдателю на Земле. На самом деле телескопы собирают свет идущий от небесного объекта и увеличивают размер его изображения. Различают два основных типа телескопов: рефракторные и рефлекторные. Первые, в качестве объектива используют линзы, а вторые зеркала.

Первичная линза или зеркало, фокусирующая свет, называются объективами. В обоих случаях изображение увеличивается с помощью окуляра. В астрономии обычно пользуются рефракторами для исследования луны и планет, а для внегалактических наблюдений за пределами нашей галактики предпочитают рефлекторы.

На рисунке 16 показана схема рефракторного телескопа.

Рис. 16 Схема рефракторного телескопа Таким телескопом пользовался Галилей для своих наблюдений. Заметим, что угол отклонения луча в линзе зависит от его длины волны. Поэтому в рефрактивных телескопах наблюдается цветовое искажение объекта (дисторсия).

Рефлективный телескоп изобрел и впервые использовал И.Ньютон. В рефлекторном телескопе свет сначала падает на первичное зеркало, затем фокусируется на линзу-окуляр. Далее исследователь может либо видеть изображение невооруженным глазом, либо спроектировать его на фото пластину или спектрометр.

На рисунке 17 показана схема рефлекторного телескопа.

Рис. 17 Схема рефлекторного телескопа Основной характеристикой телескопа является собирательная способность света.





Она прямо пропорциональна площади зеркала, т.е. квадрату его диаметра. Чем больше диаметр зеркала телескопа, тем более удаленные небесные объекты можно наблюдать с его помощью. Однако удаленность наблюдаемого объекта зависит также от эффективности регистрации света. Ещё недавно эффективность телескопов не превышала 10%. А сегодня применяемые электронные детекторы позволяют достигнуть предельную, 100% эффективность, т.е. ещё в 10 раз усилить изображение и, тем самым в 10 раз увеличить расстояние, с которого можно наблюдать небесные тела.

Рис. Рост диаметров оптических телескопов с годами.

Рисунок 18 показывает, что диаметр оптических телескопов со временем увеличивается логарифмически, удваиваясь каждые 10 лет.

В общих чертах опишем телескопы, отмеченные на приведенном рисунке 18:

Телескопы “Галилей” и “Ньютон” схематически изображены на рисунках 16 и 17. Размеры их зеркал меньше 10 см;.

В 1917 году астрономы получили возможность вести наблюдения с помощью телескопа имеющего диаметр 2.5 м. Он называется телескопом Хокера и расположен на горе Вильсон, Южная Калифорния;

В 1948 на горе Паломар (Пасадена, Калифорния ) был установлен телескоп Хале, зеркало которого имеет диаметр 5 м;

Два самых больших (10-ти метровых) оптических телескопа в мире находятся на Гавайских островах на высоте 4300 м на потухшем вулкане горы Мауна Кеа.

Они носят название телескопов-близнецов W.M.Keck;

В этом же ряду надо отметить 4-ре телескопа (VLT - Very Large Telescope) с диаметром зеркал 8.2 м на горе Паранол в Чили;

Самый большой из современных телескопов, Great Canary Telescope, с диаметром зеркала 10,4 м, находящийся на Канарских островах, введен в эксплуатацию в 2007 году..

В настоящее время астрономы планируют создание телескопов следующего поколения. Это 24-х метровый Гигантский Телескоп Магеллана (GMT), Тридцати Метровый Телескоп (ТМТ) и, наконец, Исключительно Большой Телескоп (OWL) со 100 метровым зеркалом. Все они начнут работать в 2016-2018 годах.

Рис. 19 Европейский Исключительно Большой Телескоп.

Стоящий рядом с телескопом аэробус рассчитан на 260 пассажиров.

К сожалению, возможность увеличения диаметра зеркала ограничивается их конструкцией.

С одной стороны, только толстые зеркала могут быть достаточно прочны. Это приводит к их большому весу. Поэтому большие телескопы не могут быть установлены на космические корабли. Самый большой космический телескоп Хаббл имеет диаметр 2.4 м.

С другой стороны качество телескопов зависят от точности их формы, что приводит к огромной трудоемкости их шлифовки. Для примера полировка 5-ти метрового зеркала телескопа Хале потребовала 11 лет, при этом каждые два дня приходилось измерять и уточнять параболическую форму внутренней поверхности зеркала. Правда уже во время изготовления двух зеркал (диаметр 8.2 м.) для телескопа VLT полировка производилась при непрерывной компьютерной корректировки процесса, что позволило закончить работу за два года.

Дальнейшее увеличение диаметра зеркал маловероятно, так как при этом непомерно растет их веса. Поэтому будущие телескопы будут оснащены сегментированными зеркалами. Уже близнецы – телескопы Keck представляют собой мозаику из 36 зеркал гексагональной формы.





Важной характеристикой является также разрешающая способность телескопа, т.е. способность четко различать объекты, находящиеся близко друг к другу. Она выражается в дуговом расхождении точек на небе (дуговая секунда, обозначается значком «», ровна 1/3600 углового градуса). Одна дуговая секунда примерно соответствует углу, под которым виден футбольный мяч с расстояния около километров. Приведем несколько значений этой характеристики телескопов.

Разрешающая способность телескопов VLT с адоптированной оптикой составляет 0.012, а телескоп OWL – 0.001.

Разрешающую способность определяют диаметр объектива (чем он больше, тем лучше изображение), длина волны света, которая воспринимается телескопом, а также состояние среды, через которую проходит свет от источника до телескопа.

Для наземных установок атмосфера Земли, точнее, тепловое движение воздуха, представляет очень серьезную помеху. Поэтому достижение предельной, или близкой к ней, разрешающей способности оказывается очень сложной задачей. Дл некоторых телескопов создают «искусственную звезду», лазер, вынесенную за пределы атмосферы. Знание искажения изображения «искусственной звезды», вызванные прохождением света от нее через атмосферу, позволяют вводить поправки в изображения исследуемого объекта. Эта техника называется адоптивной оптикой.

Естественно космическим телескопам не угрожают такого типа помехи, но как уже было сказано, на космических кораблях и спутниках невозможно размещать телескопы с большими зеркалами из-за их большого веса. Заметим что, разрешающая способность космического телескопа Хаббл равная 0.04 дуговой секунды очень близко к возможному теоретическому пределу для зеркал его размера.

14 Мая Европейский Астрономический Совет запустил две научные космические обсерватории: «Herschel» и «Planck». Обсерватории выведены на орбиту ракетой-носителем Ariane 5. Запуск состоялся с космодрома Куру, который находится во Французской Гвиане. Обсерватории расположились на расстоянии около 1.5 миллионов километров от Земли. Перемещаются с использованием собственных двигательных систем.

Обсерватории предназначены для изучения ранних этапов развития Вселенной.

«Herschel» в инфракрасном диапазоне позволит получить данные о возникновении галактик и звездных систем, об атмосфере и химическом составе различных планет, а также изучать экзопланеты (планеты в других звездных системах). Естественно что, знание химического состава атмосферы, температуры, и гравитации на этих планетах, позволит судить о том, возможна ли на них какая либо форма жизни. «Планк» будет получать и накапливать данные о реликтовом микроволновом фоне с рекордной на сегодняшний день точностью. Это принесет новые сведения о ранней Вселенной и может быть обнаружит поляризацию фотонов, возникшую под воздействием гравитонов.

Увеличение изображения является третьей важнейшей характеристикой телескопов. Она определяется отношением фокусной длины объектива к фокусной длине окуляра. Наибольшее увеличение при прочих равных условиях обеспечивают зеркала гиперболоидной формы. Именно такой формы будут будущие гигантские телескопы, несмотря на сложность изготовления таких форм.

Общее правило для всех телескопов состоит в том, что их отражающая поверхность не должна иметь неоднородность (шероховатость) более чем 1/ длины волны, которую она фокусирует. Этим объясняется чрезвычайные требования в шлифовке зеркал оптических телескопов. Поскольку длина волны оптического диапазона составляет 10-5 см. (см. рис. 1), то шероховатость поверхности зеркала должна быть не больше 10-5 см. Т.к. длина волны в радио диапазоне много больше (от 1 м до 100 км, рис 1), длины оптической волны, то требование к радиотелескопом намного слабее. Забавный пример: на северо-западе Пуэрто-Рико (США) в обсерватории Аресибо, отражающей поверхностью радиотелескопа является природная известковая воронка размером 305 метра.

Радиотелескопы.

Радиотелескопы используют большие тарелки-антенны для сбора радио волн из космоса. Тарелки имеют ту же форму что и зеркала в рефлекторных телескопах.

Одним из наиболее мощных радиотелескопов является так называемый VLA (Very Large Array) в Нью Мексико. VLA состоит из 27 связанных между собой тарелок, каждая из которых имеет в диаметре 25 м.

Рис. 20 VLA – «Очень Большой Массив» радиоантенн. Слева общее расположение, справа – радио тарелки центральной части массива.

Радиотелескопы играют большую роль в астрономии, т.к. излучение многих небесных тел в оптическом диапазоне недостаточно для их регистрации оптическими телескопами.

Радиотелескопы гораздо больше оптических. Это связано с тем, что угловое разрешение телескопов пропорционально отношению регистрируемой длины волны к их диаметру, а длины радио волн гораздо больше оптических. Кроме того, чувствительность телескопов также пропорциональна площади их отражающей поверхности. Радиотелескопы состоят из четырех основных элементов. Это рефлектор, вторичный рефлектор, линия питания и передачи и приемник.

Рефлектор собирает сигнал от источника, вторичный рефлектор - это поверхность, направляющая радиацию в фокус рефлектора. В фокусе помещается приемник, который усиливает радио сигнал и определяет рабочий диапазон частот.

Атмосфера практически прозрачна для радиосигнала, что позволяет получить очень высокую разрешающую способность, разнося радиоантенны на большие расстояния и используя это расстояние в качестве диаметра антенны. Такой прибор называют радиоинтерферометром. Именно таким интерферометром является устройство VLA, показанное на рисунке 19.

Еще более интересный радиоинтерферометр представляют собой так называемые системы VLBI (интерферометр с очень большой базой). VLBI объединяет данные, получаемые с нескольких телескопов, путем их записи и последующей обработки в компьютерных центрах. Синхронизация данных происходит с помощью очень точных, атомных часов. При таком анализе телескопы могут быть разнесены на огромные расстояния, на различные материки и даже в Космос. Очевидно, что таким путем можно получить очень высокую разрешающую способность, а значит наблюдать и исследовать очень далекие объекты, например квазары.

Интерферометры, также как телескопы, предназначены для усиления сигнала, идущего из Космоса. Однако, в силу принципа своей конструкции их усиление во много раз больше телескопической и поэтому с помощью интерферометров можно наблюдать очень слабые объекты.

В конструкции интерферометров используется явление интерференции.

Напомним его суть. Когда две волны с одинаковыми частотами оказываются одновременно в одной точке, происходят различные явления, имеющие общее название интерференция. При сложении волн, в зависимости от их разности фаз, амплитуды волн либо увеличиваются, либо уменьшаются. Волны могут даже погасить друг друга или усилить сигнал до резонанса. Когда волны совпадают по фазе, т.е. совпадают их пики (гребешки), они образуют одну более мощную волну пики и спады имеют на много большую амплитуду. В случае световых волн два едва видных луча могут дать яркий свет.

Несмотря на то, что есть много конструкций интерферометров, все они базируются на одном принципе. С помощью двух или большего числа зеркал луч от источника расщепляется на две части, которые затем направляются так, чтобы они интерферировали друг с другом. При этом на экране, установленном перпендикулярно лучу, вокруг яркого центрального пятна оказывается неподвижная картина перемежающихся по яркости колец.

На рисунке 21 схематически изображен интерферометр Майкельсона. Вы видите (наверху) источник, свет от которого падает на полупрозрачное расщепляющее зеркало (в центре рисунка). Примерно половина луча отражается влево, падает на зеркало отражается от него и еще раз пересекает расщепляющее зеркало, на этот раз проходит сквозь него и встречается со второй частью луча.

Вторая часть первоначального луча, напротив, сначала прошла расщепляющее зеркало насквозь, затем отразилась от второго зеркала (внизу) и еще раз отразилась от расщепляющего зеркала (направо), после чего встретилась со своим партнером.

При сложении эти две части первоначального луча интерферируют, давая на экране интерференционную картину. Глаз, смотрящий в окуляр, видит на экране светлые и темные кольца, окружающие центральное изображение источника света.

Основными параметрами интерферометра являются его база, т.е. расстояние между плоскими зеркалами, и видимость - разница между яркостью светлой и темной частью изображения. Двигая зеркала друг относительно друга, можно добиться положения, при котором видимость равна нулю. Отношение длины волны, при которой производилось измерение, к значению базы при нулевой видимости примерно равен угловому размеру объекта (звезды) на небосводе.

Далее, зная расстояние от объекта до Земли, можно узнать размер исследуемого объекта.

Майкельсону с помощью так называемого звездного интерферометра удалось впервые определить диаметры некоторых звезд.

Интерферометр очень чувствительный прибор. Его разрешающая способность на много порядков больше разрешающей способности телескопов. В предыдущем параграфе мы привели в качестве примера один из лучших телескопов, телескоп Хаббла, имеющий разрешающую способность равную 0.01-005 дуговой секунды.

Для сравнения приведем оценку той же величины для строящегося на Мауна Кеа интерферометра (см. ниже). Она равна 30*10-6 дс, т.е. интерферометр на Мауна Кеа примерно в 103 - 104 раз точнее телескопа Хаббла. Разрешающая способность интерферометра ровна отношению длины волны падающего излучения к его базе.

Так для интерферометра с базой 20 метров, работающего в оптическом диапазоне (10-7 м.) определяется тем, что расстояние между кольцами в нем равно длине волны; в оптическом диапазоне это примерно 590 нанометра (нанометр = 10метра).

За все надо платить: аппаратура интерферометров очень чувствительна к помехам. Ими могут быть любые вибрации, тепловое расширение или сжатие и т.д.

В предыдущем параграфе мы уже рассказывали о паре самых больших телескопов в мире называемых W.M.Keck. Там же на Мауна Кеа будут установлены четыре маленьких телескопа удаленных друг от друга и от центральных установок. Вся эта система вместе представляет собой Интерферометр КЕК.

NASA планирует к 2009 году запуск Космического Интерферометра (SIM) Space Interferometry Mission. Свободный от искажений и шумов, вызванных атмосферой Земли, Космический Интерферометр достигнет разрешающей способности 10-6 дс.

Явление интерференции весьма успешно используется в радиоастрономии.

Две или несколько радиотарелок воспринимают сигналы от одного и того же небесного объекта в разных фазах. Это, также как в оптическом диапазоне длин волн, позволяет производить весьма точные измерения размеров радио-объектов и их структуры.

Мы уже писали о радиотелескопе VLA и приводили рисунок 19 расположения его 27 радио тарелок. VLA, конечно, работает в интерференционном режиме.

Единственная аппаратура, с помощью которой можно надеяться наблюдать гравитационные волны, это сверхчувствительные интерферометры с огромными многокилометровыми базами. К их числу относятся недавно вступившие в эксплуатацию приборы LIGO, VIRGO, GEO и TAMA.

Свет, который излучает астрономический объект, как правило, не монохроматичен, а является совокупностью волн различной длины.

Совокупность волн различной длины называется спектром. Изучая спектр излучения небесного тела, астрономы получают богатую информацию о нем.

Прежде всего это химический состав излучающего тела, его температура, скорость с которой оно движется и т.д.

Приборы, в которых непосредственно наблюдается свет, разделенный на разные длины волн, называются спектроскопами. Спектрографы же записывают результат спектрографии на фотографическую пленку. Простейшим устройством такого типа является трехгранная призма. Свет, проходя через нее, расщепляется. За призмой наблюдатель видит знакомую каждому цветную, радужную картину. Обычно современные спектрографы используют для получения спектра дифракционные решетки.

Известно, что химические элементы при нагревании излучают свет характерной окраски, которая связана с его атомной или молекулярной структурой. Говорят, что спектр элементов имеет определенные линии (спектральные линии, соответствующие определенным длинам волн). По этим характерным линиям астрономы могут не только обнаружить наличие данного элемента в объекте, за которым они наблюдают, но и определить его количество по интенсивности линий спектра. Это не простая задача, но она уже выполнена для нескольких сот звезд и достаточно большого числа других астрономических объектов.

Вкратце перечислим, какие сведения дала астрономии спектроскопия.

Установлено что:

* наиболее распространенные во Вселенной элементы - водород и гелий;

* в недрах звезд в результате термоядерных реакций образуются более тяжелые элементы;

* вспышки сверхновых являются конечной стадией ядерных превращений;

* тяжелые элементы (все кроме водорода и гелия) в нашей Галактике, также как и во всех других, образовались исключительно за счет термоядерных процессов в звездах;

* Солнце движется по почти сферической орбите вокруг центра Галактики с периодом 250 миллионов лет;

По степени красного смещения измерены радиальные скорости тысяч звезд в нашей Галактике, а также определены скорости далеких галактик и очень далеких квазаров.

Напомним, что линии элементов, удаляющегося от нас тела, смещаются в красную сторону. Это и есть так называемое красное смещение.

Измерение радиальных скоростей других галактик показали, что Вселенная расширяется, так что наиболее удаленные от нас объекты удаляются от нас со скоростями близкими к скорости света.

Наконец, спектроскопия в микроволновой области дала возможность изучить реликтовый фон, возникший на заре Вселенной.

В современных спектрографах свет от телескопа посылается на коллиматор вогнутое зеркало, которое сжимает и тем самым усиливает пучок. Коллиматор направляет пучок на отражающую решетку, которая расщепляет свет. Затем цветной свет с помощью специальной камеры фокусируется на детектор. Обычно детектор представляет собой устройство, называемое CCD (charge-coupled device), которое в числовой форме регистрирует спектр.

Спектрографы представляют собой очень большие комплексы аппаратур.

Например, спектрограф [7], предназначенный для работы с 4.2 метровым телескопом William Herschel на Ла Палма, имеет размер маленького автомобиля.

При этом оптическая система его выверена и сохраняется с точностью 10-3 мм.

Спектрограф на Ла Палма работает не только в оптическом, но и в радио, инфракрасном и рентгеновском диапазонах.

Два процесса лежат в основе регистрации гамма-лучей. Это - рождение электронпозитронной пары [8] при взаимодействии фотона с атомами вещества и комптоновское рассеяние на электроне атомной оболочки [9], с последующим вылетом электрона отдачи. В обоих процессах возникают заряженные частицы (напомним, сам фотон нейтрален), которые и регистрируются детекторами.

Рис. 22 Образование фотоном е+е- пары и комптоновское рассеяние Детекторы гамма-лучей начали развиваться более 30 лет назад, но требования высокой угловой разрешающей способности (она определяет точность локализации источника) и улучшенной спектральной чувствительности (для большей информации об источнике) заставляют конструкторов и ученых искать все новые и новые возможности.

На рисунке 23 показан простейший прибор регистрирующий гамма лучи.

Две искровые камеры, верхняя и нижняя, позволяют визуально наблюдать рождение пары и следы электрона и позитрона. В кристаллическом сцинтилляторе пара образует свет, который регистрируется фотоумножителем. Именно сигнал от него запускает весь детектор.

Современные гамма-детекторы весьма грубо можно отнести к двум классам.

Первые, это спектрометры, подобные оптическим фотометрам. Спектрометры направляются на определенный участок неба, в котором находится интересующий объект, и собирают по возможности большое число фотонов. В этих приборах, как правило, используются сцинтилляторы, в качестве трансформаторов гамма-лучей в оптические или электрические сигналы, которые затем регистрируются.

Гамма-детекторы второго класса используют устройство, называемое маской кодирования, которая реконструирует изображение (траекторию первичного фотона). Это по существу pinhole аппарат, но с большой апертурой, т.е. с большим количеством pinhole.

Остается объяснить, что такое pinhole и pinhole аппарат. В буквальном переводе pinhole значит дырочка с булавочную головку, т.е. очень маленькая. Уже с древних времен известно, что, если сделать коробку с маленькой дырочкой и заглянуть в нее через второе отверстие, то на противоположной внутренней стороне коробки можно разглядеть перевернутое изображение объекта, на который направлена дырочка. Поэтому такое простейшее устройство можно использовать в качестве без линзового фотоаппарата, pinhole аппарата. На самом деле pinhole аппарат устроен гораздо более сложно, но принцип построения изображения остается таким же. Т.к. рентгеновские и гамма-лучи нельзя фокусировать с помощью линз, то в медицине уже давно пользуются такими аппаратами. А для гамма-астрономии разработаны более сложные устройства со специальной компьютерной системой декодирования. Они называются телескопами с маской кодирования.

Гамма-лучи, идущие из Космоса, в основном поглощаются атмосферой Земли.

Поэтому аппаратура для их регистрации должна быть поднята на баллонах или спутниках достаточно высоко для того, чтобы исключить влияние атмосферы.

Баллоны, поднятые на высоту около 40 км, на которой остается только 99.7 % атмосферы, представляют собой достаточно удобный носитель гамма-аппаратуры.

С помощью телескопов рентгеновских и гамма-лучей, поднятых на баллонах, была открыта черная дыра в центре нашей Галактики, было обнаружено гаммаизлучение сверхновой SN 1987A, а также впервые показана возможность локализовать и тем самым изучать источники высокоэнергичных гамма-лучей.

Наиболее известный баллонный носитель гамма-аппаратуры GRIP-2 (Gamma Ray Imaging Payload [11]) снабжен детектором второго типа, который включает вращающуюся маску кодирования. Диаметр детектора 70 см.

Ещё недавно продолжительность полета баллонов составляла несколько часов, в лучшем случае - сутки. В настоящее время сооружены баллоны, называемые LDB (Long-Duration Balloons - баллоны большой длительности полета [12] ), которые могут проводить в полете несколько месяцев и больше и иметь на борту более 2000 кг полезного груза с площадью аппаратуры до 30 м2. При этом LDB гораздо дешевле другого типа носителей - спутников. Рисунках 23 и показаны запуск и полёт баллона большой длительности Поток космических гамма-лучей на Землю очень мал по сравнению с другими источниками энергичных фотонов. Поэтому только многолетняя экспозиция аппаратуры позволяет набрать статистику гамма-лучей достаточную для их исследования. Это обстоятельство является одной из причин необходимости использования искусственных спутников в качестве носителя аппаратуры.

Спутники, вращающиеся вокруг Земли в течении многих лет, обеспечивают длительную экспозицию аппаратуры и тем самым позволяют наблюдать и исследовать космические гамма-лучи.

Первый спутник с прибором, регистрирующим гамма-излучение с энергией выше 50 МэВ, Explorer-11, был запущен в 1961 г. Он показал, что гамма-лучи образуют своеобразный “фон”, падая на аппаратуру изотропно со всех сторон. Его создают космические лучи во взаимодействии с межзвездным газом. С 1961 г были введены в эксплуатацию более десятка спутников с той же целью, а именно, с целью исследованию космического пространства в гамма-диапазоне излучения.

Считается, что Европейское космическое агентство (ESA) положило начало астрономии гамма-лучей, запустив в 1975 г спутник COS-B. Далее последовали Русский Granat в 1989 г и космическая обсерватория NASA CGRO (1991).

открытий, в том числе обнаружили гаммапульсары и до сих пор непонятые гаммавспышки колосальной энергии. К примеру, Спутник NASA WIND, в Космосе с 1994 г. На его борту кроме множества других приборов установлены гамма-спектрометр, основанный на переходном эффекте, TGRS, и детектор гамма вспышек, KONUS.

3 июня 2008 г с мыса Канаверал, Флорида, был запущен большой гаммателескоп GLAST (Gamma-ray Large Area Space Telescope). GLAST будет исследовать с небывалой четкостью гамма-гало окружающие галактики, сможет измерить межгалактические магнитные поля, наблюдать образование космических структур. Он же рассчитан на регистрацию большого количества гамма-вспышек.

Короткие, интенсивные пучки гамма квантов высокой энергии были обнаружены в конце 60 годов прошлого века. Они получили название гаммавспышки. С тех пор более 30 лет это явление являлось неразгаданной проблемой астрофизики. Никак не удается связать вспышки с каким-либо из известных астрономических процессов.

Удивительней всего то, что гамма-вспышки происходят очень часто, в среднем в сутки раз, и при этом выделяется колоссальная энергия, наибольшая среди всех известных явлений во Вселенной. Считается, что вызывающие их взрывы самые мощные после Большого Взрыва.

Что это? Результат рождения черной дыры? Являются ли они продуктом столкновения нейтронных звезд? Или какое-то ещё неизвестное экзотическое явление сопровождается излучением гамма-вспышек? Эти вопросы и многие другие остаются без ответа. Неудивительно, что гамма-вспышки изучались и изучаются с неослабевающим интересом.

В течении десятилетий неизвестным оставалось расстояние до источника вспышки. В некоторых теориях утверждалось, что источники находятся в гало нашей Галактики, другие - на краю Вселенной. Эта неопределенность сравнима с суждением о том, что некий объект находится от нас либо не далее, чем на толщину волоса, либо на противоположной стороне Земли. В соответствии с этим возникает неопределенность (порядка 1024 раз) в энергии, выделенной во время вспышки. Для сравнения, такая неопределенность, подобна бессмыслице в словах:

то ли это энергия необходимая для того, чтобы сдвинуть булавку на одну сотую сантиметра, то ли это энергия 20 Мегатонной ядерной бомбы.

Таково было состояние науки о гамма-вспышках до тех пор, пока не были зарегистрированы и изучены так называемые “послесвечения” - излучения, которые можно наблюдать ещ несколько часов и даже суток после вспышек. Сами же вспышки бывают двух типов: продолжительность одних меньше секунды, иногда несколько миллисекунд, а других - секунды и даже минуты. В обоих случаях именно краткость вспышки ограничивает возможность их исследования.

В декабре 1997 через двое суток после того как несколько спутников зарегистрировали самую мощную из известных вспышку, астрономы, пользующиеся 10 метровым телескопом обсерватории Кек (Keck), все ещё видели послесвечение. Только через 4 месяца оно исчезло, а на его месте Космический Телескоп Хаббл (Hubble Space Telescope) увидел бледную галактику. Астрономы подозревают, что именно в ней был источник вспышки.

Примером совместных исследований наземных и спутниковых приборов является обнаружение самой удаленной вспышки. Маленький датско-итальянский спутник БиппоСакс (BeppoSax) с очень высокой точностью (2 дуговые секунды) определил координаты вновь обнаруженной вспышки и передал е другим спутникам и наземным устройствам, которые исследовали е послесвечение. С помощью оптических телескопов Кек и Хаббл было получено значение красного смещения послесвечения равное 3.4., т.е. установлено, что источник вспышки находится далеко за пределами нашей Галактики. Этот факт полностью исключает возможность нахождения источников вспышек только в гало нашей Галактики.

Более того, систематическое исследование красного смещения послесвечения показывает, что большинство вспышек возникают далеко в Космосе.

Отметим, что такое же назначение (наводчика) как спутник БиппоСакс имеет “средний” по величине и грузоподъемности исследовательский спутник NASA Свифт (Swift), выведенный на орбиту ракетой “Дельта 7320” в ноябре 2004 г.

В заключение к этому разделу подчеркнем, что согласно последним представлениям вспышки возникают во время образования черных дыр в результате взрыва сверхновых или слияния двух нейтронных звезд. Это может происходить как в близких к нам, так и в далеких галактиках.

А теперь обратимся к хронологии развития астрономии гамма-вспышек.

Большие достижения в исследовании гамма-вспышек были достигнуты специальной гамма-обсерваторией CGRO (Compton Gamma Ray Observatory, NASA). Обсерватория, способная иметь на борту груз весом до 17 т, была выведена на орбиту шатлом Атлантис в 1991 г. и через 9 лет благополучно возвращена на Землю. Обсерватория имела 4 детектора, перекрывающих огромный диапазон энергии гамма-квантов от 30 КэВ до 30 ГэВ. Среди них наиболее важным для исследования гамма-вспышек был аппарат BATSE (Burst and Transient Source Experiment).

За время полета BATSE зарегистрировало 8000 событий. Одним из основных результатов этих исследований является установление изотропии гамма-вспышек.

Хотя такое расположение вспышек на небосводе было замечено уже при первых наблюдениях, однако данные, полученные с помощью BATSE, позволили это исследование вывести на очень высокий количественный уровень. По существу изотропия вспышек исключает их Галактическое происхождение, т.к. если бы источники находились в нашей Галактики, то вспышки преимущественно располагались бы в плоскости Галактики.

На рисунке 26 приведена небесная карта расположения проекций направления прихода гамма - вспышек. Разные цвета соответствуют разной мощности вспышки.

Следующим поколением спутников гамма-астрономии, после обсерваторий ESA Cos-B и NASA CGRO, является астрофизическая лаборатория INTEGRAL (International Gamma-Ray Astrophysics Laboratory) (ESA). Она была успешно запущена 17 октября 2002 г. Её подняла ракета ”Протон” со станции Байконур.

INTEGRAL движется по геоцентрической эллиптической орбите (от 9 000 до 153 000 км) с периодом обращения 72 часа. С её помощью будет создана полная карта неба высокоэнергичных гамма лучей, будут произведены спектральные и пространственные наблюдения в оптическом, рентгеновском и гамма- диапазонах.

Миссия продлится до 2008 г.

Как уже отмечалось, последний из этой серии носитель с гамма- - аппаратурой, GLAST (Gamma Ray Large Area Telescope (LAT)), будет запущен NASA в конце 2007 г.

Из предыдущего следует, что наземные гамма-аппараты также играют значительную роль в исследовании гамма-вспышек и их послесвечения. Здесь мы отметим только пару идентичных телескопов, построенных совместно обсерваторией Халеакала (Haleakala) и Физической научной лабораторией Инженерного Университета Висконсин-Мэдисон, сокращенно называемой PSL.

Один из них в 1980 г ("Equatorial Mount") установлен на горе Мауи (Maui), а другой в 1994 г ("GASP"" - Gamma Astronomy-South Pole) на Южном полюсе.

Оба телескопа измеряют энергию гамма-лучей, регистрируя черенковское излучение, которое образует космические частицы, двигающиеся в атмосфере со скоростью выше скорости света в ней. Черенковский свет собирается множеством зеркал телескопа на кластер фотоумножителей, который посылает сигнал на компьютер.

В заключение отметим, что в настоящее время функционирует Координационная сеть GCN (Gamma Burst Coordinates Network).

Сеть основана на базе NASA. Она представляет собой систему, функцией которой является:

* Распространение сведений о координатах вспышек, зарегистрированных спутниками, иногда в реальном времени, т.е. моментально.

* Распространение отчетов о последующих наблюдениях наземных оптических. и радио установок.

Ниже приводятся пример сообщения, рассылаемого GCN.

Полная запись выглядит следующим образом:.

В первой строку этой записи GRB050219 содержится название гаммавспышки, GRB, и дата её регистрации, 050219 – 2005 г, 19 февраля.

Во второй строке приводится информация о спутнике, с которого её наблюдали, и тип послесвечения. X-ray - рентгеновские, UV - ультрафиолетовые, optical оптические лучи.

Общая запись, GCN Circ archive, означает, что данные содержатся в Циркулярном архиве GCN.

Сообщения следуют по дате наблюдения вспышек.

Детекторы солнечных нейтрино.

Прежде чем начать описание приборов, регистрирующих нейтрино, напомним, в чем состоит проблема солнечных нейтрино. (Мы её обсуждали в параграфе 1.6).

В настоящее время хорошо разработана Стандартная Модель Солнца (СМС), согласно которой нейтрино на Солнце образуются в результате синтеза легких ядер в более тяжелые. Модель предсказывает определенный поток нейтрино приходящих на Землю. Однако, во всех экспериментах измеряющих поток нейтрино он оказывается в несколько раз меньше ожидаемого. Этот результат принято называть дефицитом солнечных нейтрино.

Вернемся к нашей теме. Для понимания принципов работы нейтринных детекторов надо иметь в виду энергетический спектр нейтрино приходящих от Солнца на Землю.

СМС предсказывает не только полный поток, но и энергетические спектры нейтрино, возникших в различных реакциях на Солнце. Они показаны на рисунке 31. Обратите внимание на то, что рисунок приведен в логарифмическом масштабе. Поэтому интервал изменения потока нейтрино колоссален. В относительных единицах он простирается от 10 до 1012. Соответственно количество нейтрино, отмеченное на рисунке спектром с символом, pp, на много порядков больше, чем всех остальных нейтрино вместе взятых.

Цепь реакций на Солнце начинается с синтеза дейтерия при столкновении двух протонов (p + p). Ядро дейтерия, D или что тоже H2, состоит из одного протона и одного нейтрона. Во время синтеза один из протонов преобразуется в нейтрон, электрон и электронное нейтрино. Возникающие нейтрино имеют энергетический спектр, отмеченный на рисунке буквами (pp). С существенно меньшей вероятностью происходит образование дейтерия при тройном синтезе (p + e- + p), однако образованные в этой реакции нейтрино имеют большую энергию.

Соответствующая монохроматическая линия отмечена знаком (pep). На рисунке показаны ещё две монохроматические линии Be7. Be7 возникает при синтезе двух изотопов гелия:

Кроме того, есть спектр B8, который простирается до 15 МэВ.

Подчеркнем, что во всех реакциях на Солнце возникают нейтрино только одного типа, электронные.

На рисунке 31 указаны также энергетические интервалы нейтрино (полосы, окрашенные разными оттенками), которые могут быть зарегистрированными детекторами с разными наполнителями: галиевым, хлорным и водяным.

Солнечные нейтрино были зарегистрованы впервые в 1967 г. Раймондом Девисом (1914-2004) с сотрудниками в золотых шахтах Хоместэк (Homestake, Южная Дакота). Эксперимент продолжается по сегодняшний день. В детекторе весом 680 тон в качестве наполнителя используется органическая жидкость содержащая Cl37. Нейтрино с энергией выше 0.814 МэВ захватывается ядром Cl37.

При этом образуется радиоактивное ядро аргона Ar37. По количеству собранных за определенное время ядер Ar37. определяют число нейтрино, зарегистрированных установкой. Такой метод называется радиохимическим анализом. Как показывает рисунок 31, детектор с хлорным наполнителем в основном регистрирует нейтрино, возникающие в результате синтеза Be8. Такие нейтрино образуются на Солнце довольно редко. От полного потока они составляют не более 10-5 частиц.

Гораздо более эффективен детектор с галлиевым наполнителем, поскольку захват нейтрино галием происходит в широком интервале энергий от 0.233 МэВ до 20 МэВ. В этот интервал попадают нейтрино, возникающие в реакции p + p, вероятность которой на много порядков больше, чем вероятности всех остальных реакций с образованием нейтрино. Захват нейтрино галлием (Ga71), приводит к превращению Ga71 в германий Ge72:

В настоящее время техника регистрации солнечных нейтрино использующая галиевые наполнители внедрена в эксперименты SAGE и GALLEX. SAGE эксплуатируется Баксанской Нейтринной Обсерваторией, Россия. Детектор наполнен жидким металлическим галлием, вес которого составляет 57 тон.

Детектор GALLEX расположен в подземной Национальной Лаборатории Италии, Gran Sasso. Он содержит 30 тон галлия. В последние годы сотрудничество стран Объединенной Европы увеличил масштаб эксперимента, и стало называть его GNO.

Хотя снижение энергии регистрируемых нейтрино и соответственно увеличение статистики, существенно улучшило достоверность результатов, однако, эксперименты, основанные на радиохимическом анализе, существенно уступают электронным методам регистрации нейтрино. Электронные установки детектируют либо Черенковское излучение заряженных продуктов взаимодействия нейтрино, либо вызванную ими сцинтилляцию.

Для понимания дальнейшего напомним, что дефицит нейтрино наблюдается во все экспериментах регистрирующих электронные нейтрино. Дефицит нейтрино объясняется их квантовыми свойствами. А именно, если нейтрино имеют массу, то возможен самопроизвольный переход разных типов нейтрино (электронное,e, мюонное, µ, или тау, ) друг в друга. Поэтому на пути от Солнца до Земли число электронных нейтрино уменьшается. Они переходят либо в µ, либо в нейтрино.

Это явление называется осцилляцией нейтрино. Его мы объясняли в параграфе 1.6.

Электронный тип детектора, предназначенного для регистрации солнечных нейтрино, используется в обсерватории SNO (Sudbury Neutrino Observatory). В нем наполнителем служит тяжелая вода D2O. Установка регистрирует нейтроны с энергией больше 5 МэВ.

На следующих двух рисунках демонстрируются типы взаимодействий нейтрино с ядром дейтерия, в результате которых возникают частицы, регистрируемые соответствующими детекторами.

Первая реакция обеспечивается только электронным нейтрино, поскольку только оно может вызвать развал дейтерия с испусканием электрона. В этом случае детектор регистрирует Черенковское излучения быстрого электрона. Вторую реакцию может вызвать любое из трех типов нейтрино, поскольку после распада дейтерия возникает нейтрино того же типа что и налетающее нейтрино. Поэтому поток нейтрино, регистрируемый ею, должен согласоваться с предсказанным стандартной солнечной моделью. Если, конечно, она верна. Для регистрации второй реакции в тяжелой воде растворена поваренная соль NaCl35. Захват нейтрона ядром Cl35 приводит к образованию фотонов, которые затем фиксируются фотоумножителями.

На следующих рисунках показана наземная часть обсерватории SNO и её установка. Установка размещена на глубине 2070 м. в никелевой шахте Садбери в Канаде.

Рис. 33 Наземная часть обсерватории и установка SNO Детектор содержит 1000 т. ультра чистой тяжелой воды, D2O, в прозрачном пластиковом сосуде диаметром 12 м. Сосуд окружен 7000 тонами ультра чистой обычной водой H2O, которая экранирует детектор от других (не нейтрино) частиц. В этой же воде размещены 9600 фотоумножителей, которые детектируют Черенковское излучение, возникающее в результате взаимодействия нейтрино с ядрами D2O.

Следует описать ещё один детектор, предназначенный для исследования осцилляций нейтрино. Это Японская установка Камиоканде (Kamiokande) в настоящее время увеличенная, и названная Супер-Камиоканде. Установка размещена на глубине 1000 м в шахте Камиока. Детектор представляет собой цистерну, заполненную 50 000 тонами чистой воды. Цистерна имеет две части, внутреннею (32 000 т) и внешнюю (18 000 т). Внешний детектор отсекает (ставит «вето» на сигнал) космические мюоны и естественную радиацию окружающих скал. Во внутренней части расположены 11 200 фотоумножителелей, смотрящих во внутрь сосуду. Они регистрируют Черенковское излучение продуктов взаимодействия нейтрино и определяют их направление движения.

Теперь объясним, что же исследуют с помощью установок Камиоканде. В отличие от устройств, описанных выше, Камиоканде регистрирует не Солнечные, а атмосферные нейтрино. Атмосферные нейтрино возникают в результате взаимодействия космических частиц с ядрами воздуха. Среди их продуктов есть высокоэнергичные мюоны, которые в результате распада приводят к возникновению мюонных нейтрино. Это еще одно отличие с вышеописанными экспериментами, в них исследовались электронные нейтрино. Зная направление прихода нейтрино, можно определить пройденное ими расстояние. Если нейтрино упало на установку сверху, то пройденный им путь не более 10 км, толща атмосферы над установкой и толщина скалы над ней. Если же нейтрино пришло снизу, то значит, оно прошло кроме атмосферы всю толщу Земли, примерно тысяч км. Это уже путь достаточный для того, чтобы в результате осцилляций поток нейтрино существенно изменился. Грубо говоря, поток мюонных нейтрино сверху определяет их полный поток, а снизу только мюонные нейтрино оставшиеся после их превращения в электронные нейтрино. Именно этот эффект был обнаружен на установках Камиоканде. Так как дефицит нейтрино при заданных пробеге и энергии нейтрино определяется их массой, вернее разностью масс двух типов нейтрино, то по своим наблюдениям авторы работ на Камиоканде оценили эту разность как 0.1 эВ. Поскольку весьма вероятно, что масс электронного нейтрино должна быть во много раз меньше массы мюонного нейтрино, то значение 0.1 эВ, провидимому, соответствует массе мюонного нейтрино.

В настоящее время солнечные нейтрино регистрируются в следующих экспериментах:

SNO в Онтарио, Канада;

BOREXINO, ICARUS и GNO в Gran Sasso в Италии;

SAGE в горах Кавказа в России;

Сhlorine в шахте Хоместейк в США.

SAGE, Сhlorine и GNO радиохимические эксперименты. все остальные электронные. Электронные эксперименты последнего поколения регистрируют по нескольку тысяч событий (нейтрино) в год.

В параграфе 1.6 мы уже обсуждали вопрос о том, какое значение имеют исследования солнечных нейтрино для понимания процессов происходящих в звездах и их эволюции, а также для физики элементарных частиц. Повторим вкратце результаты. Исследования показали, что энергию звезд обеспечивает синтез ядер; что нейтрино имеют массу, благодаря чему они могут самопроизвольно переходить друг в друга.

Детекторы космических нейтрино.

Космическими нейтрино называют высокоэнергичные нейтрино, возникающие в различных процессах в Космосе (например, во время вспышек сверхновых). Они несут информацию о явлениях происходящих в глубинах космических объектов, проходят огромные расстояния до Земли, не поглощаясь и не рассеиваясь галактическими и межгалактическими магнитными полями.

Общая схема генерации космических нейтрино и их прохождения до детектора показана на рисунке 34. Как видно из рисунка нейтрино пересекает всю толщу Земли вплоть до детектора расположенного на противоположной к “источнику” стороне Земли. Таким образом, наблюдатель “видит” нейтрино, идущим по отношению к себе снизу вверх. Все остальные частицы (на рисунке для примера полазан путь мюона 2, рожденного протоном ШАЛ) приходят на установку сверху.

Именно направление движение нейтрино противоположное общему потоку служит их индикатором. В качестве детектора на рисунке показана установка, называемая Ледяным Кубом. Ледяной Куб высотой 1000 метров расположен в глубине льда на Антарктиде. О нем мы расскажем чуть позже. Для того чтобы было понятнее, подчеркнем, что на нашем рисунке наблюдатель находится внизу.

Ещё некоторые пояснения к рисунку.

Космические электромагнитные поля ускоряют протоны, которые взаимодействуя с веществом генерируют различные частицы. «Ускоритель», протон и мишень образуют источник нейтрино. Далее нейтрино беспрепятственно проходят через космическое пространство.

В соответствии со сказанным, установки, предназначенные для регистрации высокоэнергичных нейтрино, представляют собой совокупность (array) оптических модулей, которые регистрируют время прихода (с точностью до наносекунды) и интенсивность Черенковского излучения. Эти данные позволяют восстановить геометрию события и его энергию.

Два обстоятельства облегчают детектирование высокоэнергичных нейтрино по сравнению с солнечными.

Первое. При больших энергиях вероятность взаимодействия нейтрино растет почти пропорционально его энергии. Наиболее перспективной для исследования космических нейтрино оказалась область энергии от одного ТэВ (1012 эВ) до одного ПэВ (1015 эВ).

Второе. Продукты взаимодействия высокоэнергичных нейтрино - мюоны (слабо взаимодействующие заряженные частицы), при энергии порядка одного ТэВ -а способны проходить километры. При этом они излучают Черенковский свет, регистрируемый установками. В результате детекторы эффективно «собирают»

мюоны, генерированные нейтрино с гораздо большего объема, чем сам детектор.

Как раз таким является мюон 1, на рисунке 34.

Телескопы космических нейтрино.

Поскольку поток космических нейтрино мал, то гигантские детекторы способные регистрировать Черенковский излучение их вторичных частиц должны размещаться в прозрачной среде глубоко под водой или подо льдом. Толща воды или льда над установкой одновременно защищают её от фона, создаваемого космическими лучами, которые в огромном количестве падают на Землю.

Подводные телескопы космических нейтрино.

Первый проект подводного нейтринного телескопа, DUMAND (Deep Undersea Muon and Neutrino Detector) [22], Hawaii, хотя и был закрыт в 1995 г. из-за финансовых трудностей, но достиг больших результатов в создании необходимой техники, изучении фона, а главное, стимулировал развитие нейтринной астрономии.

Следующий долголетний проект осуществлен на самом глубоком озере в мире – Байкал [23]. Аппаратура состоит из больших легких детекторов (диаметром 0.5 м), погруженных в зимний лед озера. Кабели от них выведены на берег. Однако площадь Байкальского телескопа недостаточна для достижения уровня нейтринной астрономии.

Два проекта NESTOR и ANTARES, размещенные в Средиземном море (вблизи Пилос, Греция и Марсель, Франция), во многом подобны DUMAND. Установки собирают мюоны с площади 20-50 тысяч квадратных метров. Это следует сравнить с площадями самых больших в настоящее время подземных установок ~ 1000 м2 и желательными размерами нейтринной астрономии - миллион м2 (квадратный километр).

Рис. 35 Оптический модуль детектора ANTARES и сборка «ступени»

Детектор ANTARES состоит из 12, погруженных в воду на глубину до 2. вертикальных канатов, распределенных по площади примерно 0.1 км2. Активная часть канатов длиной 350 м, состоит из «ступеней», разнесенных на 14.5 м вглубь моря. На «ступенях» укреплены по три оптических модуля и электроника к ним. На рисунке 35 приведен оптический модуль, основная часть которого представляет собой фотоумножитель. В правой части рисунка показана сборка одной из «ступени», состоящей из 3-ех модулей.

В Средиземном море есть места с прекрасными условиями для нейтринных экспериментов. Оно практически идеально прозрачно и спокойно на глубинах, используемых в экспериментах. Поэтому международное сотрудничество NEMO (Neutrino Mediterranean Observatory) подготовляет проект телескопа размером в один кубический километр, км3, называемый КМ3 [26]. Телескоп будет размещён в 80 километрах от Сицилии на глубине 3500 м. На площади в один км2 будут погружены в воду «башни» высотой около одного км, содержащие фотоумножители и электронику к ним. Всего будет работать фотоумножителей, информация с которых будет передаваться на центральных пульт. Масштаб КМ3 уже достаточен для успешных исследований в области нейтринной астрономии Нейтринные телескопы во льдах.

Другой тип нейтринного телескопа представляет собой установка AMANDA (Antarctic Muon and Neutrino Detector Array) во льдах Южного Полюса [27]. Авторы AMANDA начали устанавливать детекторы в ледяные шахты Антарктиды в 1994 г.

Для регистрации нейтрино используются гирлянды шаров с трубками фотоумножителей, которые в миллиард раз усиливают слабый свет, возникающий при столкновении нейтрино с ядрами молекул льда. Далее сигнал посылается с помощью волоконно-оптического кабеля в лабораторию на поверхности Антарктиды, где и регистрируется. Трубки фотоумножителей расположены внутри защитных шаров. С помощью информации от нескольких детекторов определяется направление движения нейтрино.

Для того чтобы исключить ложные сигналы от космических лучей установка фиксирует только сигналы, идущие снизу вверх. Частицы, создающие их, проходят сквозь всю толщу Земли с Севера на Юг. Таким образом нейтринная установка представляет собой телескоп, смотрящий вниз. Это позволяет использовать толщу Земли как поглотитель ложных сигналов.

Лед Антарктиды идеальная среда для регистрации нейтрино. В нем очень мало вещества с естественной радиоактивностью. Конечно, очень тяжело прорыть шахту глубиной в несколько километров. Это делают с помощью горячей воды. Её заливают в небольшую прорубь, а дальше она сама “роет” шахту. После того как хрупкие детекторы заморожены в шахте им уже не угрожают повреждения.

В 1994 г первые 80 детекторов AMANDA были размещены подо льдом на глубине от 800 до 1000 метров. Вторая группа детекторов, 296 шт., была установлена в 1997 г на глубине от 1500 до 1900 м. И, наконец, установка, называемая AMANDA II, состоящая еще из 462 детекторов на глубине между и 2300 м, была запущена в 1999 г. По данным на апрель 1998 г каждую секунду установка регистрирует сигнал. Подавляющее большинство сигналов ложные, и только один след идет снизу вверх и безусловно является результатом прохождения нейтрино. Астрономы пытаются связать их с мощными гамма вспышками.

Следующий рисунок представляет собой художественное изображение одного из самых дерзких нейтринных проектов планируемых в это десятилетие Из вышеизложенного у читателя может возникнуть вполне естественный вопрос: почему такие дорогостоящие устройства, практически с одинаковыми возможностями, устанавливаются в бассейне Средиземного моря и во льдах Антарктиды? Действительно, установка ANTARES повторяет AMANDA, а проекты Ice Cube и КМ3 по своим данным практически идентичны. Дело в том, что установки расположенные вблизи Южного полюса исследуют источники нейтрино Северного полушария небосвода, тогда как Средиземноморские устройства «видят» только Южное полушарие.

Как видно из рисунка объем куба составляет примерно 1 км3, т.е. существенно больше установок, действующих в настоящее время.

Запуск Ледяного Куба намечается к 2010 г.

Космические частицы высоких и сверхвысоких энергий (1017эВ) образуют в атмосфере Земли сильно развитый каскад вторичных частиц, называемый широким атмосферным ливнем (ШАЛ). Каскад, доходя до поверхности Земли, содержит примерно миллиарды и даже сотни миллиардов электронов, падающих на площадь примерно в 20 км2.

Для регистрации ШАЛ детектирующие устройства размещают на очень большой территории и интересуются только теми событиями, в которых большое количество детекторов практически одновременно фиксируют падающие частицы. Разработанная методика позволяет по времени регистрации отдельных частей ШАЛ судить о направлении прихода первичной частицы, а по числу вторичных частиц и их разбросу по территории установки определять е‘ энергию.

Есть и другие способы определения энергии космических частиц. Каскад, который они создают, в безлунную ночь флуоресцирует. Интенсивность флуоресценции пропорциональна энергии первичной частицы. Прибор, который детектирует флуоресценцию, имеет структуру глаза мухи. Поэтому он называется Flays Eye $ мушинный глаз.

На рисунке 37 этот прибор показан голубым выпуклым кружком, на который падает флуоресцирующий свет. Свет отмечен пунктиром. Видно, что флуоресцирует только верхняя самая энергичная часть ШАЛ.

Наиболее мощная из действующих до 2007 года установок AGASA [29] (Akeno Giant Air Shower Array), создана японскими физиками на территории обсерватории Akeno. AGASA предназначена для исследования происхождения наиболее энергичных частиц космических лучей. Аппаратура AGASA покрывает площадь около 100 км2 и состоит из 111 наземных детекторов и 27 детекторов под поглотителями. Последние поглощают все частицы ШАЛ кроме µ-мезонов и нейтрино. (Заметим, что нейтрино не играют в ШАЛ сколь либо значительную роль). Важно, что количество µ-мезонов в ШАЛ зависит от атомного номера первичной частицы. Чем больше число мюонов, тем более вероятно, что ШАЛ был создан тяжелым ядром. Наземные детекторы находятся на расстоянии около километра друг от друга. Все детекторы управляются и контролируются центральным компьютером.

С помощью установки AGASA уже наблюдено около десятка ШАЛ с энергий более 1020 эВ. Спектр частиц с энергией 3*1018 эВ показан на рисунке 39.

Обратите внимание: вплоть до энергии 1020 эВ спектр хорошо согласуется с ожидаемым при равномерно распределенных источниках в пространстве Вселенной.

Важно, что падение на установку частиц сверхвысоких энергий совершенно случайно во времени и изотропно в пространстве, т.е. первичные частицы, индуцирующие ШАЛ, не указывают на какое-либо преимущественное направление на небе.

Напомним, что существование частиц столь высокой энергией является до сих пор неразрешенной загадкой.

В параграфе об астрономии космических лучей мы уже говорили о том, что Грейзен, Зацепин и Кузьмин (ГЗК), еще в 1966 г установили предел ГЗК возможных энергий частиц приходящих из Космоса на Землю. Они показали, что рассеяние космических частиц на микроволновых реликтовых фотонах, заполняющих Космос, приводят к потере энергии. В результате, сколь велика бы не была начальная энергия частицы, на Землю она приходит с энергией меньшей 5*1019эВ (около 8 джоулей). Предел ГЗК с теоретической позиции кажется неоспоримым и, тем не менее, уже наблюдено несколько десятков частиц запредельных энергий, зарегистрирована даже частица с энергией 3*1020эВ. В параграфе 1.7 настоящей книги мы объясняли, что для устранения этого противоречия необходимо привлекать самые радикальные или по крайней мере экстравагантные идеи, вплоть до нарушения правила сложения скоростей теории относительности Эйнштейна, или аннигиляции космических нейтрино сверхвысоких энергия с реликтовыми нейтрино.

Из сказанного очевидно, как важно исследование космических лучей в области сверхвысоких энергий. В частности, поиск источников частиц таких энергий, выяснение их природы. Что это: протон или ядра? Какие процессы приводят к их образованию?

К сожалению, для получения ответов на эти вопросы нужно зарегистрировать тысячи, и даже десятки тысяч таких событий. Проблема упирается в малость потока частиц в интересующем интервале энергий. Чтобы проблема стала очевидной, напомним (параграф 1.7) нижеследующие цифры. На 1 км2 в год падает всего одна - две частицы с энергией 1019 эВ, а частиц с энергией 1020 эВ в сто раз меньше, т.е. 1-2 частицы на 1 км2 в столетие. Поэтому для получения ответов на поставленные вопросы необходимы установки с гигантскими площадями.

Поэтому сотрудничество ученых 19 стран строит в Аргентине (Пампа Амарилло, Анды в провинции Мендоза) установку площадью порядка площади десяти Парижов (3000 км2) [31, 32]. В честь первооткрывателя широких атмосферных ливней Пьера Оже установка называется обсерваторией Оже. Из приведенных выше цифр, характеризующих поток космических частиц на Землю, следует, что установка Оже будет регистрировать в год (3-6)*103 ШАЛ с энергией больше 1019 эВ, из них примерно 30 - 60 будут иметь энергию больше 1020 эВ.

Официальная инаугурация установки состоялось 14 ноября 2008 года.

На площади 3000 км2 установлены 1600 Черенковских детекторов, представляющих собой баки с 12 тонами дистиллированной (чистой) воды, каждый из которых просматривается тремя фотоумножителями площадью 7.5*20 см2. В баке, естественно, совершено темно и только при прохождении через воду частицы со скоростью выше скорости света в воде вдоль её траектории появляется свечение, Черенковсвое иизлучение. Оно и детектируется фотоумножителями. Баки находятся на расстоянии 1.5 км друг от друга и имеют общее компьютерное управление. Электроника и передача сигналов обеспечивается автономными солнечными панелями и батареями.

солнечной панелью Обычно частицы ШАЛ почти одновременно фиксируются 5 или более баками.

Количество детектируемого ими света определяет энергию первичной космической частицы, а небольшое различие во времени регистрации частиц ШАЛ направление его падения на установку.

На рисунке 40 показана часть установки Оже. Кроме детектора Fly’s Eye на нем видны несколько череновских баков.

В темную ночь установка Оже сможет использовать оптический детекторы Fly’s Eye (мушиный глаз). Подобный детектор используется в штате Юта, США и называется HiRes (High Resolution, прибор высокого разрешения). Мушиный глаз позволяет проследить развитие каскада в атмосфере, следя за флуоресценцией, которую создают частицы ливня на атомах азота воздуха. Обычно HiRes “видит” ШАЛ с высоты 15 км. Для него ШАЛ выглядит как шарик светящийся ультрафиолетовым светом, который падает на Землю со скоростью света. Прибор следит за развитием ливня по интенсивности свечения испущенного света.

Интенсивность свечения ливня с энергией 1019 эВ достигает в максимуме своего развития 4 ватт.

На установке Оже использованы четыре мушиных глаза.

Измеряя широкий атмосферный ливень двумя типами детекторов ученые получают лучшую информацию о природе и энергии частицы, индуцирующей ШАЛ, а кроме того два независимых метода исследования исключают систематические ошибки каждого из них.

Заметим, что если источники сверхэнергичных частиц будут найдены, то встанет вопрос, насколько изотропен поток изучаемых частиц и нет ли в нем крупномасштабных неоднородностей.

Установки Оже в Аргентине была завершена в конце 2006 года, однако уже с середины 2005 г. на ней начали регистрировать ШАЛ. Предварительные результаты, показанные на рисунке 42, подтверждают существование событий с энергией выше теоретического предела.

На рисунке приведены энергетические спектры ШАЛ, полученные на 4-ех установках. Интенсивность приведена в единицах (эВ-1 м-2 st-1). Спектры немного отличаются, в основном из-за систематических ошибок, связанных со сложностью калибровки энергии. В скобках указано полное число событий, по которым построены спектры.

После первых трех дет работы установки Оже, было доказано, что частицы сверхвысокой энергии приходят из близких экстра галактических источников [32а], типа активных галактических ядер вблизи черных дыр.

В заключение отметим, что установка Оже в Аргентине имеет возможность исследовать источники сверхэнергичных космических частиц только в южной полусфере неба. Для того, чтобы иметь данные и об источниках в северной полусфере необходимо построить аналогичную установку и в северном полушарии Земли. Построение второй установки Оже не является несбыточной мечтой ученых. Для того, чтобы она осуществилась нужны интересные результаты эксплуатации установки в Аргентине. А они, конечно будут.

Гравитоны пытаются обнаружить особо чувствительными интерферометрами.

Чрезвычайные требования к чувствительности определяются двумя обстоятельствами. С одной стороны длины волн гравитонов очень велики - сотни километров. Это значит, что плечи интерферометров должны быть порядка сотен метров и даже нескольких километров. С другой стороны, гравитационные волны очень слабы, насколько - будет ясно из дальнейшего.

Принцип регистрации гравитационной волны с помощью интерферометра состоит в следующем. Вы помните, что в интерферометре есть два разнесенных зеркала, расположенных перпендикулярно друг к другу (рис. 21). При прохождении гравитационной волны вблизи Земли, и значит, вблизи интерферометра, её воздействие на установку сводится к тому, что волна смещает положение зеркал: например, разносит их в северном плече и сближает в западном.

Обратите внимание на то, что во взаимно перпендикулярных направлениях гравитационная волна по разному действует на объекты: в одном направлении она их раздвигает, а в другом приближает. Это особенность характерная только для гравитонов. Все остальные переносчики взаимодействий либо притягивают, либо отталкивают объекты друг от друга, независимо от их расположения по отношению к переносчику. Заметим, что величина смещения зеркал пропорциональна расстоянию между ними. Поэтому гравитационные интерферометры должны иметь длинные базы – плечи.

Итак, смещение зеркал (см. рис. 43) является индикатором прохождения гравитона через установку.

Рис. 43 Перемещение зеркал гравитационными волнами На рисунке луч света от лазерного источника (слева) расщепляется зеркалом на две части (вверх и направо). Обе части проходят расстояние между двумя зеркалами и возвращаются к расщепляющему зеркалу, после чего интерферируют в нижней части схемы. Красным кубиком обозначен датчик системы. Система отрегулирована так, что в отсутствии гравитационной волны два луча попадают на датчик в противофазе, т.е. гасят друг друга. Прямая красная линия справа указывает на то, что сигнала нет. Если же гравитационная волна попадает на установку, то зеркала смещаются. Из-за разницы в расстоянии между зеркалами интерферирующие лучи попадают на датчик не в противофазе и на нем возникает сигнал.

Для того, чтобы получить количественную оценку воздействия гравитона надо замерить величину отклонения зеркал от первоначального положения. А теперь представьте себе сложность задачи: гравитационные силы так слабы, что смещения зеркал соизмеримы с атомными расстояниями. Поэтому чувствительность гравитационных интерферометров должна быть чрезвычайно высокой.

Она достигается разными способами. Например, зеркала полируются с точность лучшей, чем 16 атомов, притом, что сами они имеют размер порядка столовой тарелки и толщину около 10 см; толщина отражающих пленок, которые покрывают пластины, выдерживается с точностью не хуже, чем два атома.

Но для того, чтобы добиться успеха, недостаточно увеличить чувствительность устройства до нужной степени. Надо, кроме того, позаботиться о том, чтобы посторонние явления (шумы) не имитировали воздействие на систему гравитационных волн. А их очень много. В частности: звуковые колебания воздуха, непрерывное сейсмическое дрожание Земли даже совершенно незначительное и др.

Все они представляют собой сложнейшие помехи для гравитационного эксперимента. Для их подавления применяются самые жесткие меры. Например, установка помещается в вакуум с давлением воздуха меньше одной триллионной атмосферного. Зеркала подвешиваются на специальные маятники, нитями которого служат рояльные струны и т.д. Кроме того, астрономы надеются на существенные субсидии для дальнейшего улучшения конструкций интерферометров.

В настоящее время в рабочем состоянии находятся 6 гравитационных интерферометров.

В США запущена система LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) представляющая собой совокупность трех наиболее чувствительных из существующих интерферометров [33]. Интерферометры LIGO, находится один в Ливенгстоне (длина его плеч 4 км), а два других в Ханфорде (с длиною плеч 2 и км.). Расстояние между Ливингстоном и Ханфордом составляет 3000 км. Заметим, что после расщепления луча в каждом из плеч луч лазера проходит от внутреннего зеркала до оконечного по сто раз, что увеличивает его полный путь 100 раз, т.е. их базы оказываются 400 и 200 км.

Помимо LIGO уже работают интерферометры в разных частях света. Это VIRGO (плечо 3 км) [35], TAMA (300 км) (Япония) [36] и GEO (600 км) (Германия) [37].

Естественно встает вопрос, зачем понадобилось создание нескольких очень дорогих (порядка сотен миллионов долларов) установок практически с равными назначениями и возможностями. Дело в том, что, несмотря на колоссальные усилия, затраченные на увеличение чувствительности устройств и уменьшению фона, достоверность сигналов, вызываемых гравитонами, остается недостаточной для их идентификации. Только одновременная регистрация события в нескольких разнесенных интерферометрах делает отношения сигнала к фону больше единицы.

Например, подтверждением регистрации гравитона на двух интерферометрах в Ханфорде может служить вдвое меньший сигнал в установке с плечом 2 км, чем в установке с плечом 4 км., т.к. величина сигнала гравитационной волны пропорциональна расстоянию между зеркалами.

Все шесть интерферометров, о которых говорилось выше, были завершены в 2002 году. хотя их продолжают непрерывно усовершенствовать с целью повышения чувствительности и увеличению отношения сигнала к фону. Начиная с 2002 года по сегодняшний день, на интерферометрах LIGO производят научные сеансы, к которым после 3-его сеанса присоединился и GEO. Имеется в виду, что все четыре установки работают в режиме совпадения сигналов.

Научные сеансы обозначаются S1, S2 и так далее. Сеанс S5, который начался в ноябре 2005 года длился один год.

Результаты обработки материалов первых научных сеансов опубликованы в журнале Phys.Rev. D 69. Их краткое содержание читатель может найти на сайте [38]. Оно сводится к следующему. Хотя в первых сеансах гравитоны не были обнаружены, однако данные позволяют установить так называемее верхние пределы событий определенного типа. Например, установлено, что в галактиках типа Млечный Путь количество сливаний двойных нейтронных звезд, которые подробно описывались в конце первой главы, не превышает 50 штук в год.

К 2015 г. предполагается запуск космической обсерватории LIZA (Laser Interferometer Space Antenna) [39].

LIZA планируется как треугольник из трех спутников, образующих интерферометры с плечами длиной 5 миллионов километров (в 10 раз больше расстояния от Земли до Луны).

Рис. 45 Орбита спутников интерферометра LIZA (АЕ – астрономическая единица длины, равная 1.5 *108 км).

Треугольник спутников будет обращается вокруг Солнца по орбите отстоящей от Земли на 50 миллионов км. Точность взаимного расположения спутников во время их движения составит 1 микрон. Такой интерферометр позволит регистрировать гравитационные волны длиной порядка миллионов километров.



 
Похожие работы:

«МИНИСТЕРСТВО ОБРАЗОВАНИЯ РОССИЙСКОЙ ФЕДЕРАЦИИ УТВЕРЖДАЮ Заместитель Министра образования Российской Федерации _В.Д.Шадриков _17_032000г. Номер государственной регистрации 171ен/сп ГОСУДАРСТВЕННЫЙ ОБРАЗОВАТЕЛЬНЫЙ СТАНДАРТ ВЫСШЕГО ПРОФЕССИОНАЛЬНОГО ОБРАЗОВАНИЯ Специальность 010900 Астрономия Квалификация - астроном Вводится с момента утверждения МОСКВА 1.ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА СПЕЦИАЛЬНОСТИ 010900 АСТРОНОМИЯ 1.1 Специальность утверждена приказом Министерства образования Российской Федерации от 02....»

«История ракетно-космической техники (Материалы секции 6) АКТУАЛЬНЫЕ ПРОБЛЕМЫ РАЗРАБОТКИ НАУЧНОГО ТРУДА ПО ИСТОРИИ ОТЕЧЕСТВЕННОЙ КОСМОНАВТИКИ Б.Н.Кантемиров (ИИЕТ РАН) Исполнилось 100 лет опубликования работы К.Э.Циолковского Исследование мировых пространств реактивными приборами (1903), положившей начало теоретической космонавтике. Уже скоро полвека, как космонавтика осуществляет свои практические шаги. Казалось бы, пришло время, когда можно ставить вопрос о написании фундаментального труда по...»

«СОДЕРЖАНИЕ КАТАЛОГА ФРАНЦИЯ-2014 MTC GROUP SA The licence for the tourist activities right # CH-217-1000221-9.Caution 250000 CHF.Extrait du Registre N 01924/2002. ПАРИЖ – ИЛЬ ДЕ ФРАНС Стр. Отели в Париже 2-68 Отели и замки в окрестностях Парижа 69-75 Трансферы по Парижу и окрестностям, гиды, VIP встреча в аэропорту 76-78 Экскурсии в Париже и пригородах 79-87 Кабаре и круизы по Сене 88-91 Гастрономические рестораны Ночные клубы 93- Парки развлечений для детей (Париж + вся Франция) 95- Диснейленд...»

«PC: Для полноэкранного просмотра нажмите Ctrl + L Mac: Режим слайд шоу ISSUE 01 www.sangria.com.ua Клуб по интересам Вино для Снегурочек 22 2 основные вводные 15 Новогодний стол Италия это любовь 4 24 рецепты Шеф Поваров продукты Общее Рецептурная Книга Наши интересы добавьте свои Формат Pdf Гастрономия мы очень ценим: THE BLOOD OF ART Рецепты Дизайн Деревья Реальная Реальность Деньги Снек культура Время Коммуникация Ваше внимание Новые продукты Лаборатории образцов Тренды Свобода Upgrade...»

«ISSN 0371-6791 ISBN 5-8037-0083-5 МОСКОВСКИЙ ОРДЕНА ЛЕНИНА, ОРДЕНА ОКТЯБРЬСКОЙ РЕВОЛЮЦИИ И ОРДЕНА ТРУДОВОГО КРАСНОГО ЗНАМЕНИ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ им. М.В.ЛОМОНОСОВА ТРУДЫ ГОСУДАРСТВЕННОГО АСТРОНОМИЧЕСКОГО ИНСТИТУТА им. П.К.ШТЕРНБЕРГА Том LXXI 2001 УДК 520.24, 521.1/.4, 523.3-1/-8, 523.947, 523.98, 551.591 Труды Государственного астрономического института им.П.К.Штернберга. Т.71. М. 2001. 258 с., 4 с. вкл. Настоящий выпуск Трудов ГАИШ содержит доклады научной конференции (13-й...»

«1 Иран присоединился к числу стран, обладающих банком стволовых эмбриональных и неэмбриональных клеток Успешная трансплантация на животном дифференцированных нервных прекурсоров из эмбриональных стволовых клеток человека Начало производства электроэнергии на АЭС в Бушере Исследователи г.Мешхеда преуспели в производстве лекарственного гриба семейства Ганодермовых, обладающего противораковыми свойствами.. 7 Иранская команда завоевала десять медалей в международной олимпиаде по астрономии Министр...»

«ИЗВЕСТИЯ КРЫМСКОЙ АСТРОФИЗИЧЕСКОЙ ОБСЕРВАТОРИИ Изв. Крымской Астрофиз. Обс. 103, № 1, 142 – 153 (2007) УДК 52-1.083.8 Проект “ЛАДАН”: концепция локального архива данных наблюдений НИИ “КрАО” А.А. Шляпников НИИ “Крымская Астрофизическая Обсерватория”, 98409, Украина, Крым, Научный Поступила в редакцию 22 апреля 2007 г. `Аннотация. Кратко рассмотрены состояние, структура, компоненты и перспективы взаимодействия архива наблюдений НИИ “КрАО” с современными астрономическими базами данных. THE...»

«Федеральное агентство по образованию Томский государственный педагогический университет Научная библиотека Библиографический информационный центр Педагогическая практика: в помощь студенту-практиканту Библиографический указатель Томск 2008 Оглавление Предисловие Педагогическая практика Методика преподавания в начальной школе Методика преподавания естествознания Методика преподавания химии Методика преподавания биологии Методика преподавания географии Методика преподавания экологии Методика...»

«ПИСЬМО ПЯТОЕ Здравствуйте, Владимир Георгиевич! Боюсь, что уж надоел Вам своими письмами. Но страсть к эпистолярному жанру не покидает меня. К тому же передо мной стоит великая задача - понять, что же Вы написали в своей статье. Помнится мне, что в прошлый раз мы остановились в самом начале второй главы. Мы так давно начинали обсуждать эту главу - два письма назад - что, наверное, надо напомнить, о чём в ней шла речь. Наука и астрология в прошлом Выросшая из народных примет, древняя астрология...»

«Казанский (Приволжский) федеральный университет Научная библиотека им. Н.И. Лобачевского Новые поступления книг в фонд НБ с 12 февраля по 12 марта 2014 года Казань 2014 1 Записи сделаны в формате RUSMARC с использованием АБИС Руслан. Материал расположен в систематическом порядке по отраслям знания, внутри разделов – в алфавите авторов и заглавий. С обложкой, аннотацией и содержанием издания можно ознакомиться в электронном каталоге 2 Содержание История. Исторические науки. Демография....»

«Иркутский государственный технический университет Научно-техническая библиотека БЮЛЛЕТЕНЬ НОВЫХ ПОСТУПЛЕНИЙ Новые статьи по естественным и техническим наукам 1 ноября 2013 г. – 30 ноября 2013 г. Астрономия. Астрофизика 1) Калинин, Д. А.     О критериях общности в кометных метеороидных комплексах / Д. А. Калинин // Изв.  вузов. Геодезия и аэрофотосъемка. – 2013. –  № 5. – С. 3-9. — ISSN 0536-101X. — Библиогр.: с. 9  (16 назв.) – (Астрономия, гравиметрия и космическая геодезия). Аннотация:...»

«НАЦИОНАЛЬНАЯ АКАДЕМИЯ НАУК УКРАИНЫ ГЛАВНАЯ АСТРОНОМИЧЕСКАЯ ОБСЕРВАТОРИЯ Шалыгина Оксана Сергеевна УДК 523.45-852:520.85 СВОЙСТВА СТРАТОСФЕРНОГО АЭРОЗОЛЯ В ПОЛЯРНЫХ ОБЛАСТЯХ ЮПИТЕРА ПО ДАННЫМ ФОТОПОЛЯРИМЕТРИЧЕСКИХ НАБЛЮДЕНИЙ 01.03.03 – Гелиофизика и физика Солнечной системы АВТОРЕФЕРАТ диссертации на соискание научной степени кандидата физико-математических наук Киев – 2009 Диссертация является рукописью. Работа выполнена в НИИ астрономии Харьковского национального университета имени В. Н....»

«3. Философия природы 3.1. Понятие природы. Философия природы и ее проблемное поле. 3.2. Отношение человека к природе: основные модели 3.2.1. Мифологическая модель отношения человека к природе 3.2.2. Научно-технологическая модель отношения человека к природе 3.3.3. Диалогическая модель отношения человека к природе 3.3. Природа как среда обитания человека. Биосфера и закономерности ее раз вития Ключевые понятия Универсум, природа, образ природы, научная картина мира, натурфилософия, экология,...»

«Михаил Васильевич ЛОМОНОСОВ 1711—1765 Биография великого русского ученого и замечательного поэта М. В. Ломоносова достаточно хорошо известна. Поэтому напомним только основные даты его жизни и деятельности. Ломоносов родился 8 ноября 1711 года в деревне Куростров близ Холмогор в семье зажиточного крестьянина Василия Дорофеевича Ломоносова. Мать Михайлы Ломоносова — Елена Ивановна (дочь дьякона) — умерла, когда мальчику было 8—9 лет. Первыми книгами Ломоносова, по которым он учился грамоте, были...»

«НАЦИОНАЛЬНОЕ КОСМИЧЕСКОЕ АГЕНТСТВО РЕСПУБЛИКИ КАЗАХСТАН азастан Республикасыны лтты арыш агенттігі Национальное космическое агентство Республики Казахстан National space agency of the Republic of Kazakhstan с ери ясы АЗАСТАНДАЫ АРЫШТЫ ЗЕРТТЕУЛЕР с ери я КАЗАХСТАНСКИЕ КОСМИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ s er ies KAZAKHSTAN SPACE RESEARCH Алматы, Кітап ФАФИ 60жылдыына арналады Алматы аласында 1941ж. рылан астраномия жне физика институтынан 1950ж. КСРО А академигі В.Г. Фесенковты бастауымен астрофизика...»

«МИНИСТЕРСТВО ОБРАЗОВАНИЯ И НАУКИ РОССИЙСКОЙ ФЕДЕРАЦИИ РЯЗАНСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ ИМЕНИ С.А. ЕСЕНИНА А.К.МУРТАЗОВ ENGLISH – RUSSIAN ASTRONOMICAL DICTIONARY About 9.000 terms АНГЛО-РУССКИЙ АСТРОНОМИЧЕСКИЙ СЛОВАРЬ Около 9 000 терминов РЯЗАНЬ-2010 Рецензенты: доктор физико-математических наук, профессор МГУ А.С. Расторгуев доктор филологических наук, профессор МГУ Л.А. Манерко А.К. Муртазов Русско-английский астрономический словарь. – Рязань.: 2010, 180 с. Словарь является переизданием...»

«Каталог элективных и факультативных курсов 261 школа Москва, 2014 www.shkola-centr.ru/data/files/katalog_2014_02_21.pdf Содержание cтр. Акробатика 1 Екатерина Николаевна Хохлова Актерское мастерство 2 Людмила Евгеньевна Евдокимова Алый парус 3 Юрий Георгиевич Геонджиан Альтернативный французский 4 Павел Константинович Харитонов Анализ художественных текстов 5 Полина Константиновна Куренкова Аналитическая геометрия-1 Татьяна Николаевна Ильичева Аналитическая геометрия-2 Татьяна Николаевна...»

«ИЗВЕСТИЯ КРЫМСКОЙ Изв. Крымской Астрофиз. Обс. 103, № 3, 204-217 (2007) АСТРОФИЗИЧЕСКОЙ ОБСЕРВАТОРИИ УДК 520.2+52(091):52(092) Наследие В.Б. Никонова в наши дни В.В. Прокофьева, В.И. Бурнашев, Ю.С. Ефимов, П.П. Петров НИИ “Крымская астрофизическая обсерватория”, 98409, Украина, Крым, Научный Поступила в редакцию 14 февраля 2006 г. Аннотация. Профессор, доктор физико-математических наук Владимир Борисович Никонов является создателем методологии фундаментальной фотометрии звезд. Им разработан ряд...»

«Книга И. Родионова. Пловы и другие блюда узбекской кухни скачана с jokibook.ru заходите, у нас всегда много свежих книг! Пловы и другие блюда узбекской кухни И. Родионова 2 Книга И. Родионова. Пловы и другие блюда узбекской кухни скачана с jokibook.ru заходите, у нас всегда много свежих книг! 3 Книга И. Родионова. Пловы и другие блюда узбекской кухни скачана с jokibook.ru заходите, у нас всегда много свежих книг! Пловы и другие блюда узбекской кухни Книга И. Родионова. Пловы и другие блюда...»

«XXXV Турнир имени М. В. Ломоносова 30 сентября 2012 года Задания. Решения. Комментарии Москва Издательство МЦНМО 2014 ББК 74.200.58 Т86 35-й Турнир имени М. В. Ломоносова 30 сентября 2012 года. Задания. Решения. Комментарии / Сост. А. К. Кулыгин. — М.: МЦНМО, 2014. — 224 с.: ил. Приводятся условия и решения заданий Турнира с подробными комментариями (математика, физика, химия, астрономия и науки о Земле, биология, история, лингвистика, литература, математические игры). Авторы постарались...»






 
© 2014 www.kniga.seluk.ru - «Бесплатная электронная библиотека - Книги, пособия, учебники, издания, публикации»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.