Приймачі випромінювання

З 1880 р. в астрономії систематично використовують фотогра­фію. У наш час понад 50 % усіх астрономічних спостережень здій­снюють саме шляхом фотографування небесних об’єктів. Фотогра­фічна емульсія, на відміну від ока, здатна накопичувати кванти світла, водночас на ній утворюються зображення сотень і тисяч сві­тил. Такі зображення певної ділянки неба чи об’єкта можуть збері­гатися тривалий час. на сьогодні небо фотографують на кольорову емульсію, що дає змогу, зокрема, виявляти особливості структури газових туманностей тощо.

Але за межами земної атмосфери такий самий телескоп здат­ний вловлювати сигнали від об’єктів, у 40 разів слабкіших.

Починаючи із 40-х років XX ст. успішно використовують фо­тоелектронні помножувачі, у яких потік фотонів, що надходить від небесного світила, перетворюється в електричний струм. Фо­тоелектронний помножувач (ФЕП) — це скляний прозорий балон, у якому створено вакуум і в який вмонтовані фотокатод, емітери, або диноди (загалом до двох десятків), і анод. Усі вони мають виво­ди, на які подаються дедалі більше зростаючі електричні потенці­али. Електрон, вирваний внаслідок фотоефекту з фотокатода, при­скорюється в електричному полі, вдаряється об поверхню першого емітера і вибиває з нього декілька електронів, які, у свою чергу, рухаються в напрямку другого емітера, вдаряються об нього і ви­бивають ще більше електронів і т. ін.

Зрештою, кількість електронів, що потрапляють на анод, буде у 10⁶-10⁹ разів більшою від початкової кількості електронів, ви­рваних з катода.

Від початку 70-х років в астрономії застосовують приймачі, дія яких ґрунтується на притаманному всім напівпровідникам явищі внутрішнього фотоефекту. Для зниження шумів прилад охолоджу­ють до температури рідкого азоту (77 К). Одним із варіантів таких фотоприймачів є прилади із зарядовим зв’язком (ПЗЗ, англомовна абревіатура ССБ). Тут електрони, що вивільнилися після поглинан­ня речовиною фотонів, зберігаються в окремих елементах кремніє­вої кристалічної пластинки — у пікселах, а зчитувальний пристрій підраховує і реєструє величину накопиченого реального заряду.

Завдяки застосуванню ПЗЗ гранична зоряна величина, яку, зокре­ма, можна зареєструвати на 5-метровому рефлекторі, збільшилася з 25'" до 28" ', тобто стало можливим реєструвати потоки, у 16 ра­зів слабкіші, ніж раніше. Щоб досягти такого прогресу зі старими (фотографічними) приймачами, довелося б побудувати оптичний телескоп з діаметром дзеркала 31м.

Допоміжні прилади. Саме по собі зображення об’єкта, отрима­не у фокусі телескопа, особливо якщо це далека зоря, не несе важ­ливої інформації, яка б розкривала його природу. Для того щоб отримати ці дані, астрономи використовують найрізноманітніші допоміжні прилади. Найвідомішими з-поміж них є спектрографи. Вивчаючи спектри космічних тіл, можна дізнатися про хімічний склад, температуру, наявність і величини електричних та магніт­них полів цих об’єктів, швидкість їхнього руху в просторі тощо.

Дуже часто спостереження проводять із застосуванням світло­фільтрів, за допомогою яких виділяють випромінювання об’єктів в окремих діапазонах спектра.

Сконструйовано електронно-оптичні перетворювачі (ЕОП), завдяки яким інфрачервоне зображення трансформується у ви­диме. Найпростіший ЕОП нагадує однокаскадний фотопомножу- вач, у якому анод виготовлено у вигляді циліндричної трубки, що виконує функції фокусувальної системи. Фотоелектрони вільно проходять крізь неї і, потрапляючи на екран, покритий люмі­нофором (сульфідом цинку чи кадмію), різко гальмуються. При цьому екран починає світитися (флуоресціювати). У такий спосіб електронне зображення перетворюється у світлове, яке потім фо­тографують.

Від 1950-х років в астрономії використовують телевізійний метод спостережень слабких об’єктів, що дає помітний виграш у часі. Цей метод дозволяє значно посилювати слабкі за яскравістю об’єкти, пе­редавати їхні зображення від телескопа в лабораторне приміщення, збільшувати масштаб зображення, його контрастність і яскравість, розглядати це зображення або фотографувати його.

Завдяки телевізійному методу з’явилася спектр-інтерферо- метрія — метод отримування моментального зображення об’єкта (за декілька сотих часток секунди), діаметр якого близький до дифрак­ційного. У такий спосіб усувають ефект розсіювання світлових про­менів на неоднорідностях земної атмосфери, а тому можна не лише виявляти подвійність окремих астрономічних об’єктів, а й оцінюва­ти головні параметри таких систем.