Спектральные 
приборы с фотографической регистрацией спектра обычно называют спектрографами, а с фотоэлектрической — спектрометрами.
   Схема строения призменного спектрографа заключается в следующем: перед призмой находятся щель и объектив, которые образуют 
коллиматор. Коллиматор посылает на призму параллельный пучок лучей. Коэффициент преломления материала призмы зависит от длины волны. 
Поэтому после призмы параллельные пучки, соответствующие различным длинам волн, расходятся под различными углами, и второй объектив 
(камера) дает в фокальной плоскости спектр, который фотографируется. Если в фокальной плоскости камеры поставить вторую щель, то 
спектрограф превратиться в монохроматор. Перемещая вторую щель по спектру, или поворачивая призму, можно выделять отдельные более или 
менее узкие участки спектра. Если теперь за выходной щелью монохроматора поместить фотоэлектрический приемник, то получится спектрометр.
   В настоящее время наряду с призменными спектрографами и спектрометрами широко применяются и дифракционные. В этих приборах вместо 
призмы диспергирующим (т. е. разлагающим на спектр) элементом является дифракционная решетка. Наиболее часто используется отражательные 
решетки.
   Отражательная решетка представляет собой алюминированое зеркало, на котором нанесены параллельные штрихи. Расстояние между 
штрихами и их глубина сравнимы с длинной волны. Например, дифракционные решетки, работающие в видимой области спектра, часто делаются с 
расстоянием между штрихами 1,66 мк (600 штрихов на 1 мм). Штрихи должны быть прямыми и параллельными друг другу по всей поверхности 
решетки, расстояние между ними должно сохраняться постоянным с очень высокой точностью. Изготовление дифракционных решеток, поэтому 
является наиболее трудным из оптических производств.
   Получая спектр с помощью призмы, мы пользуемся явлением преломления света на границе двух сред. Действий дифракционной решетки 
основано на явлении другого типа — дифракция и интерференция света. Заметим, что она дает, в отличие от призмы, не один, а несколько спектров. 
Это приводит к определенным потерям света по сравнению с призмой. В результате применения дифракционных решеток в астрономии долгое 
время ограничивалось исследованиями Солнца. Указанный недостаток был устранен американским оптиком Вудом. Он предложил придавать 
штрихам решетки определенный профиль, такой, что большая часть энергии концентрируется в одном спектре, в то время как остальные 
оказываются сильно ослабленными. Такие решетки называются направленными или эшелеттами.
   Особенности оптической схемы и конструкции астрономических спектральных приборов сильно зависит от конкретного характера задач, для 
которых они предназначены. Спектрографы, построенные для получения звездных спектров (звездные спектрографы), заметно отличаются от 
небулярных, с которыми исследуются спектры туманностей. Солнечные спектрографы тоже имеют свои особенности. Реальная разрешающая сила 
астрономических приборов зависит от свойств объекта. Если объект слабый, т. е. от него приходит слишком мало света, то его спектр нельзя 
исследовать очень детально, так как с увеличением разрешающей силы количество энергии, приходящей на каждый разрешаемый элемент спектра, 
уменьшается. Поэтому самую высокую разрешающую силу имеют, естественно, солнечные спектральные приборы. У больших солнечных 
спектрографов она достигает 106, линейная дисперсия этих приборов достигает 10 мм/A (0,1 A/мм).
   При исследовании наиболее слабых объектов приходится ограничиваться разрешающей силой порядка 100 или даже 10 и дисперсиями ~1000 
A/мм. Например, спектры слабых звезд получаются с помощью объективной призмы, которая является простейшим астрономическим спектральным 
прибором. Объективная призма ставиться прямо перед объективом телескопа, и в результате изображение звезд растягиваются в спектр. Камерой 
служит сам телескоп, а коллиматор не нужен, поскольку свет от звезды приходит в виде параллельного пучка. Такая конструкция делает 
минимальными потери света из-за поглощения в приборе.
   Грубое представление о спектральном составе излучения можно получить с помощью светофильтров. В фотографической и визуальной 
областях спектра часто применяют светофильтры из окрашенного стекла. В светофильтрах из окрашенного стекла используется зависимость 
поглощения (абсорбции) света от длины волны. Светофильтры этого типа называются абсорбционными. Известны светофильтры, в которых 
выделение узкого участка спектра основано на интерференции света. Они называются интерференционными и могут быть сделаны довольно 
узкополосными, позволяющими выделять участки спектра шириной в несколько десятков ангстрем. Еще более узкие участки спектра (шириной около 
1 ангстрема) позволяют выделять интерференционно-поляризационные светофильтры.
   С помощью узкополосных светофильтров можно получить изображение объекта в каком-либо интересном участке спектра: например, 
сфотографировать солнечную хромосферу в лучах Nа (красная линия в бальмеровской серии спектра водорода), солнечную корону — в зеленой и 
красной линиях, газовые туманности — в эмиссионных линиях.
   Для солнечных исследований разработаны приборы, которые позволяют получить монохроматические изображения в любой длине волны. Это 
— спектрогелиограф и спектрогелиоскоп. Спектрогелиограф представляет собой монохроматор, за выходной щелью которого находится 
фотографическая кассета. Кассета движется с постоянной скоростью в направлении, перпендикулярном выходной щели, и с такой же скоростью в 
плоскости выходной щели перемещается изображение Солнца. Легко понять, что в этом случае на фотографической пластинке получиться 
изображение Солнца в заданной длине волны, называемое спектрограммой. В спектрогелиоскопе, перед выходной щелью и после выходной щели 
устанавливаются вращающиеся призмы с квадратным сечением. В результате вращения первой призмы некоторый участок солнечного изображения 
периодически перемещается в плоскости входной щели. Вращение обеих призм согласованно, и если оно происходит достаточно быстро, то, 
наблюдая в зрительную трубу вторую щель, мы видим монохроматическое изображение Солнца.
Достижения современной оптической астрономии
Использование ПЗУ-матриц ЭВМ
   Развитие физики твердого тела и достижения в области твердотельной технологии обеспечили возможность промышленного изготовления 
стабильных фотоприемников, пригодных для эксплуатации в инфракрасной бортовой оптико-электронной аппаратуре. Успехи в этих областях знаний 
позволили создать в последние годы линейки и матрицы приемников с высокой плотностью чувствительных элементов.
   Для формирования выходного сигнала аппаратуры необходимо поочередно измерить электрические сигналы, поступающие с каждого элемента 
линейки. Можно сказать, должно быть обеспечено последовательное подключение электрических проводников от отдельных элементов к общему 
выходу. Путем такого «опроса» чувствительных площадок, расположенных в ряд, вырабатывается электрический сигнал, соответствующий одной 
строке изображения. Процесс переключения электрических цепей чувствительных элементов в аппаратуре осуществляется специальным 
электронным переключателем последовательного действия. В итоге линейка приемников обеспечивает строчное сканированное изображение 
электронным, а не механическим способом.
   В новейших наиболее перспективных образцах инфракрасной аппаратуры все чаще используются твердотельные схемы, обеспечивающие 
прием и обработку сигнала с линейки или матрицы в одном устройстве. Первых два коротких сообщения группы американских исследователей об 
этой новой идее в области физики твердого тела и об ее экспериментальной проверке появились в 1970 году. Приборы с зарядовой связью (так был 
назван этот класс устройств) привлекали к себе чрезвычайный интерес, и за прошедшие после их изобретения годы нашли самое широкое 
применение в устройствах формирования изображений в вычислительной технике, в устройствах отображения информации.
   С точки зрения физики приборы с зарядовой связью интересны тем, что электрический сигнал в них представлен не током или напряжением, а 
электрическим зарядом. Прибор с зарядовой связью представляет собой линейку электродов на изолирующей основе, нанесенной на поверхность 
тонкой пластины полупроводника. Обычно под металлическими электродами расположен изолирующий слой окисла SiO2, а в качестве 
полупроводникового материала используется Si. В результате образуется как бы сэндвич: металл – окисел – полупроводник.
   В приборах с зарядовой связью появляется возможность, подавая напряжение на металлические электроды, воздействовать через изолятор 
на положение энергетического уровня, сдвигая его вниз от горизонтальной линии в местах расположения электродов. В итоге на границе раздела Si – 
SiO2 энергетическая диаграмма будет представлять собой не ровную, а холмистую поверхность, на которой впадины будут расположены под теми 
электродами, к которым приложено напряжение.
   Для наглядности впадины этого рельефа на энергетической диаграмме представляют в виде ямы с плоским дном и вертикальными стенками. 
Чем выше напряжение на электроде, тем глубже яма под данным электродом в месте его расположения. Когда фотон попадает на чувствительный к 
излучению Si и создает электронно-дырочную пару, то электрон стекает в ближайшую потенциальную яму. При дальнейшем облучении образца 
электроны будут накапливаться и сохраняться в соответствующих потенциальных ямах.
   Для совокупности электронов, захваченных потенциальной ямой, физики также придумали образное название, ставшее общепризнанным, — 
«зарядовый пакет». Такие зарядовые пакеты в соответствии с изложенным механизмом будут возникать на поверхности полупроводника.
Использование спутниковых систем Земли для определения расстояния до звезд
   Определение расстояний до тел солнечной системы основано на измерении их горизонтальных параллаксов. Параллаксы, определенные по 
параллактическому смещению светила, называются тригонометрическими. Непосредственным методом определения расстояния до звезд является 
измерение их годичных параллаксов. Однако этим способом параллаксы могут быть найдены только для ближайших звезд. Действительно, 
предельные углы, которые удается измерить аксонометрическими методами, составляют около 0  ,01. Суть этого метода основано на том факте, 
что чем дальше находятся звезды, тем меньше видимые перемещения, вызываемые их действительными движениями в пространстве. 
Определенные таким путем параллаксы называются средними.
   Для определения расстояния до группы звезд удается применить наиболее точный метод, основанный на том обстоятельстве, что, как и в 
случае метеоритов, общая точка пересечения направлений видимых индивидуальных движений, которые вследствие перспективы кажутся 
различными, а на самом деле в пространстве одинаковы, указывает истинное направление скорости общего движения — апекс.
   Горизонтальный параллакс светила можно определить и из измерений его прямого восхождения из одного и того же места на Земле, но в 
различные моменты времени. За промежуток времени между этими моментами вращения земли переносит наблюдателя из одной точки 
пространства в другую, что дает соответствующее параллактическое смещение светила. Таким образом, горизонтальный параллакс светила 
определяется из его топоцентрических координат, полученных из соответствующих и целесообразно выполненных наблюдений. Аналогичным путем 
получается годичный параллакс звезд, только в этом случае определяются геоцентрические координаты звезды из наблюдений, произведенных в 
двух различных точках орбиты Земли и приблизительно через полгода одно после другого.
   Наилучшие современные угломерные инструменты позволяют надежно определять годичное параллактическое смещение звезд до расстояния 
не свыше 100 пс (p =0  ,01). Поэтому тригонометрические годичные параллаксы известны лишь для сравнительно небольшого числа звезд (около 
6000), наиболее близких к Солнцу. Расстояния до более далеких объектов определяются различными косвенными методами. Как уже было сказано 
выше, если знать светимость звезды и, сравнивая ее с видимым блеском звезды, то легко рассчитать расстояние до нее. Как выяснили Адамс и 
Кольмюттер (США) два – три десятка лет назад, спектры звезд являются хорошими показателями светимости, а поэтому и расстояния, так как 
видимый блеск звезды m, нужный для сравнения, определить нетрудно.
   Зная расстояния до некоторого числа звезд на основании других, весьма кропотливых методов их определения, можно было вычислить 
светимости и составить их со спектрами тех же звезд. Пока же достаточно сказать, что, например, обычным белым звездам определенного 
спектрального подкласса, допустим А0, А1, А2 и т. д., соответствует довольно определенная светимость. Таким образом, достаточно определить 
точно спектральный подкласс обычной белой звезды, и мы уже приблизительно знаем ее светимость, а поэтому и расстояние. Есть звезды класса А 
другой светимости, но и спектры у них несколько иные. Такие звезды встречаются редко.
   С желтыми и красными звездами дело обстоит сложнее, хотя тоже достаточно определенно. Желтые и еще в большей степени красные звезды 
одного и того же спектрального класса резко делятся на две группы. Одни из них названы гигантами, у них очень большая светимость. Другие 
названы звездами-карликами — их светимость значительно меньше. Звезд с промежуточной светимостью не существует, светимость как карликов, 
так и гигантов одного и того же спектрального подкласса является довольно определенной. Но есть некоторое различие. Одни и те же темные линии, 
в спектрах гигантов более тонки и резки, чем в спектрах карликов. Это помогает отличать их друг от друга.
   Мало того, относительная интенсивность некоторых пар линий обнаруживает четкую зависимость от светимости звезды. Спектры-паспорта 
карликов и гигантов не вполне одинаковы. Например, спектры оранжевых звезд 61 Лебедя и Альдебарана, в общем, одинаковы, почему их и относят 
к одному и тому же спектральному классу К5. Но среди многочисленных одинаковых линий в их спектрах можно заметить, что линии кальция с длиной 
волны 4454 A в спектре звезды-карлика 61 Лебедя сильнее линии ионизированного стронция 4215 A, а в спектре гиганта Альдебарана — наоборот. 
Нужен некоторый навык, чтобы отличать друг друга спектры гигантов и карликов. Удается установить зависимость между относительной 
интенсивностью пар линий и светимостью звезды, а затем использовать ею в дальнейшем. Тогда, сфотографировав спектр звезды, находящейся на 
неизвестном расстоянии и имеющей неизвестную светимость, мы можем легко и быстро установить и то и другое.
   Точность определения таким способом расстояний до звезд составляет около 20 %, независимо от того, близка к нам звезда или далеко. Быть 
может, точность в 20 % покажется недостаточно хорошей при измерении расстояния до звезд. Приходится с этим согласиться. Однако в 
большинстве случаев определить расстояние до звезды другим способом невозможно.
   Если расстояние между излучающим телом наблюдателя меняется, то скорость их относительного движения имеет составляющую вдоль луча 
зрения, называемую лучевой скоростью. По линейным спектрам лучевые скорости могут быть измерены на основании эффекта Доплера, 
заключающегося в смещении спектральных линий на величину, пропорциональную лучевой скорости, вне зависимости от удаленности источника 
излучения. При этом если расстояние увеличивается (лучевая скорость положительна), то смещение линий происходит в красную сторону, а в 
противном случае — в синюю.
   Эффект Доплера играет исключительно важную роль в астрофизике, так как позволяет на основании измерения положения спектральных линий 
судить о движениях небесных тел и их вращении.
Космические телескопы (в оптическом диапазоне) и открытия сделанные с их помощью
   Более 20 лет работают на околоземных орбитах специализированные спутники с УФ телескопами на борту, проводя астрономические 
наблюдения. Их инструменты достигли высокой разрешающей способности и совершенства. Это позволило решать многие проблемы современной 
астрофизики.
   УФ излучение играет важнейшую роль как в существовании биологической жизни, в том, числе и человеческой, так и во всем комплексе 
процессов эволюции Вселенной. Изучать, что же происходит в глубинах космоса и как он устроен, интереснейшая задача и вечная цель 
человечества. Решая эту задачу, люди наталкиваются на фундаментальные природные ограничения, преодолевают их и ищут новые подходы для 
дальнейшего продвижения по пути познания. Одной из преград для проведения астрономических наблюдений служит непрозрачность атмосферы.
   Земная атмосфера практически не пропускает весь УФ участок электромагнитного спектра. Однако именно в УФ диапазоне лежат длинные 
волны спектральных линий, соответствующих наиболее важным в астрофизике атомных и молекулярным переходам водорода и дейтерия. Там же 
находится множество резонансных линий большинства элементов, соответствующих, как правило, самому распространенному состоянию атомов. Из-
за непрозрачности атмосферы исследовать УФ излучение небесных объектов можно только из космоса. Космическим телескопам атмосфера не 
мешает. Поэтому удается получать изображение объектов во Вселенной с предельно высоким угловым разрешением и резко увеличивать 
проницающую силу телескопа.
   Изучение Вселенной в УФ диапазоне занимаются специальные космические аппараты. Уже проведены десятки космических экспериментов и 
несколько проектов находятся в стадии разработки. Важно отслеживать тенденции развития этой области науки, и, конечно, необходимо участвовать 
в перспективных проектах. Для России, имевшей здесь хорошие традиции, важно не потерять их. Особенно во время кризиса, когда необходимо 
искать различные способы сохранения высокой отечественной технологии, интеллектуального научно-технического потенциала, а в конечном итоге 
укрепления тающего авторитета развитой страны.
   УФ участок электромагнитного спектра весьма широк, и потенциально он гораздо информативнее оптического. Создать эффективный 
универсальный инструмент, охватывающий весь этот диапазон, невозможно. Поэтому создаются астрономические инструменты, работающие в 
избранных участках спектра. Выбирают в каждом случае подходящую оптическую схему телескопа, технологию изготовления отражающих 
поверхностей. Обсерватория «Спектр-УФ» относится к числу крупных мировых проектов внеатмосферной астрономии. Его реализация позволит 
проводить наблюдения с высоким и даже рекордным разрешением в малоизученном, хотя и очень «богатом» линиями лаймановском участке 
спектра со временем непрерывной экспозиции до 30 ч. В отдельных случаях экспозиция может достигать до 140 ч. при высоком пространственном и 
спектральном разрешении.
   В состав космического аппарата «Спектр-УФ» входят служебный модуль, стандартный для всех научных спутников серии «Спектр», телескоп Т-
170 и отсек с комплексом научной аппаратуры.
   Условия наблюдения предъявляют жесткие требования к параметрам наведения и стабилизации инструментов. Поэтому космический аппарат 
снабжен системой управления пространственной ориентации в качестве первичного контура и системой точного гидирования телескопа Т-170 — 
вторичный контур. Первичный контур обеспечивает предварительное наведение телескопа с точностью 1 – 2 . Затем изображение объекта 
приводится в заданное положение с более высокой точностью и стабилизируется. Во вторичном контуре малые смещения оптической оси телескопа 
компенсируются за счет наклонов вторичного зеркала. Это позволяет достигать весьма высокой точности стабилизации — около 0,1  . Прототип 
такой сложности системы доказал свою работоспособность во время полета обсерватории «Астрон».
   На участке запуска КА телескоп Т-170 закрыт пылезащитной крышкой. Телескоп оснащен блендой, защищающей зеркало от светового потока 
Земли, Луны и Солнца. После выхода на орбиту солнцезащитная бленда открывается и переводится в рабочее положение. В период выполнения 
наблюдений пылезащитная крышка открывается. С помощью микродвигателей управления аппарат наводится в сторону исследуемой части неба, и 
производятся его стабилизация в пространстве, гидирование и другие подготовительные операции.
   Орбита для спутника «Спектр-УФ» выбиралась с учетом того, что телескоп должен работать на большом расстоянии от сильного источника 
засветки — земли, и параметры ее должны быть устойчивыми. Также важно, чтобы КА не пересекал околоземные радиационные пояса, влияющие 
на работу многих приборов, кроме того, параметры орбиты должны соответствовать задачам запуска обсерватории, а спутник необходимо 
наблюдать максимальное время. Как показали расчеты, выполненные в Институте астрономии РАИ, таким условиям удовлетворяет сильно 
вытянутая орбита со следующими начальными параметрами: высота апогея — 300000 км, высота перигея — 500 км, наклонение — 51,5° и период 
обращения 7 суток. В течение 8 месяцев после запуска высота орбиты изменяется и становиться рабочей — 250000 x 40000 км, что позволит 
аппарату постоянно находится вне радиационных поясов.
   Интересно сравнить «HST» и «Спектр-УФ», «HST» из-за большего размера главного зеркала выигрывает на длинах волн более 140 нм и 
существенно проигрывает в более коротковолновом участке. Это связано с наличием у «HST» четырех отражающих поверхностей — две 
дополнительные появились в результате ремонтных работ на орбите по коррекции оптического тракта телескопа. У телескопа Е-170 отражающих 
поверхностей только две. Поэтому низкоорбитальная обсерватория «HST» имеет не более половины общего наблюдательного времени, а у 
обсерватории «Спектр-УФ» этот показатель может достигать 0,85. Количество квантов, собранных за достаточно длительный промежуток времени 
обсерваторией «Спектр-УФ», будет больше чем у «HST».
   В составе комплекса научной аппаратуры «Спектр-УФ» входят четыре основных инструмента:
·      Телескоп Т-170 построен по оптической схеме Ричи-Кретьена, и имеет характеристики: диаметр главного зеркала — 170 см, фокусное 
расстояние — 17 м, поле зрения — 40  (20 см в фокальной плоскости), общая длина — 8,45 м и диаметр 2,01м, расстояние между главным и 
вторичным зеркалами — 3,5м, масса — 1700кг.
·      Двойной эшельный спектрограф высокого разрешения (ДЭСВР) предназначен для получения УФ спектров с высоким спектральным 
разрешением, позволяющим изучать контуры даже узких спектральных линий, ширина которых соответствует тепловым движениям в звездных 
атмосферах со скоростями около 5 км/сек. Основные параметры инструмента: спектральный диапазон — от 110 до 360 нм, разрешающая сила 
(R = l / D l, D l = 1100 – 3500 A) до 60000, при самом высоком разрешении чувствительности не хуже 16 m за 10 ч экспозиции (отношение 
сигнал/шум — S / N =10) или 11m за то же время (S / N =100).
·      Роуландовский спектрограф (РС) — предназначен для регистрации спектров в лаймановском участке, а также для наблюдения предельно 
слабых объектов с низким разрешением в более длинноволновом участке до 450 нм. РС состоит из одной вогнутой решетки и имеет 
минимальные оптические потери. Параметры спектрографа: основной спектральный диапазон от 90 до 120 нм и разрешающая сила (R) 
достигает 10000 в участке 91,2 – 120 нм и 3000 — в участке 115 – 450нм.
·      Камера поля (КП), или регистрации изображений объектов с высоким угловым разрешением. Работает в двух режимах (модах). 
Короткофокусная мода обеспечивает наблюдение предельно слабых объектов, а при работе в длиннофокусной моде обеспечивается высокое 
угловое разрешение. Параметры КП следующие: короткофокусная мода — рабочий диапазон длинных волн от 91,2 до 360 нм, поле зрения — 4, 
разрешение — не хуже 0,16  , предельная звездная величина (V) объекта за 1 ч наблюдений — 29 m; длиннофокусная мода — поле зрения 24 m, 
разрешение в центральной области при применении специальных математических методов обработки изображения до 0,05 m, предельная 
величина (V) небесного объекта за 1 ч наблюдений — 24 m.
   КА «Спектр-УФ» рассматривается как многоцелевая обсерватория, предназначенная для решения многих задач. Перечислим некоторые из 
них:
·      газодинамические процессы, сопровождающие образование звезд;
·      важнейшие показатели звезд — светимость и эффективную температуру;
·      радиусы звезд, период пульсации, эволюция;
·      химический состав звезд;
·      межзвездная и межгалактическая среда;
·      поиски областей звездообразования;
·      галактики (исследование)
   Сейчас разрабатывается космический телескоп нового поколения, ключевой компонент космической программы NASA — космический 
телескоп следующего поколения (NGST — Next Generation Spase Telescope). Работа над ним начата в 1995 году, запуск намечается на 2008 год — 
год 50-й годовщины создания NASA. В 2008 году также исполняется 60 лет с тех пор, как Лайман Спицер предложил идею космического телескопа. 
Проект № 65Т — логическое развитие темы космического телескопа имени Хаббла.
   Новый телескоп будет выведен на гелиоцентрическую орбиту с фиксированным положением вблизи второй точки Лагранта (L2) системы 
Солнце-Земля (1,5 млн. км от Земли в стороне, противоположной Солнцу), время полета до нее займет около 3 месяцев. Объектив нового телескопа 
— трех зеркальный анастигмат. Первичное зеркало диаметром 8 м сделано из бериллия. Оно состоит из центральной части диаметром 3,5 м и 
восьми лепестков, при выводе на орбиту лепестки сложены. Телескоп составлен из трех модулей: оптический, инструментальный (приемники 
излучения и управления), модуль поддержки, включающий защитный экран со стороны Солнца. В оптической части кроме основных зеркал имеются 
два небольших коррекционных зеркала для точной корректировки системы, исправления ошибок из-за гравитационных эффектов, градиентов 
температуры, краевых эффектов, старения. Телескоп будет охлаждаться до температуры ниже 50 К. Он чувствителен к длинам волн от 0,6 мм до 
более 10 мм (от красного до среднего инфракрасного), с максимумом чувствительности — от 1 мм до 5 мм (ближний инфракрасный свет). 
Инструментальный модуль содержит камеру ближнего инфракрасного света с полем зрения 4x4, охлаждаемую до 30К, мультиобъектный 
спектрометр того же диапазона и камеру (спектрометр в диапазоне 5 – 28 мм, приемник излучения в ней охлажден до 6 К).
   № 6 SТ сможет наблюдать первые поколения звезд и галактик (включая отдельные районы интенсивного формирования звезд, 
протогалактические фрагменты), суперновые при красном смещении Z = 5 - 20. № 6 ST позволит увидеть отдельные звезды в близких галактиках, 
проникнет в пылевые облака вокруг районов зарождения звезд, обнаружит тысячи субзвезд и объектов пояса Койпера. Субзвезды — объекты с 
массами меньшими, чем минимальная звездная, излучающие в инфракрасном диапазоне за счет гравитационного сжатия.
   Новый телескоп сможет:
·      детектировать самые ранние фазы формирования звезд и галактик — конец «темных веков»;
·      разрешить первые галактические субструктуры, порядка отдельных скоплений звезд (размер 300 пк для 0,5 < Z < 5). Здесь требуется 
разрешение 0,060   на длине волны 2 мм;
·      выяснить основные спектральные свойства далеких галактик. Провести статистический анализ свойств галактик, с большим красным 
смешением на полях 4 x 4  (1 x 1 Мпк для 0,5 < Z < 5);
·      обнаружить и исследовать запыленные районы, где скрыты области активного звездообразования и активные галактические ядра, в том числе 
для эпохи мощного звездообразования при Z =2;
·      обнаруживать отдельные объекты, излучающие в среднем и дальнейшем инфракрасных диапазонах фона и получать их спектры вплоть до 28 
мм.
   Телескоп сможет исследовать все стадии формирования звезд и планетных систем от массивных оболочек вокруг протозвезд до пропланетных 
дисков вокруг молодых звезд главной последовательности. Он сможет наблюдать планеты типа Юпитера у всех одиночных звезд на расстояниях до 
8 пк, получить первые прямые изображения и спектрограммы внесолнечных планет. Многие технические решения №6 ST и технологии (сверхлегкая 
активная криогенная оптика, устройства для опознания формы и исправления волнового фронта излучения, широкоформатные 
высокочувствительные инфракрасные детекторы, сверхлегкие солнечные экраны) могут быть применены в науке и промышленности уже в 
ближайшее время.
О создании крупного орбитального оптического телескопа
   О создании крупного орбитального оптического телескопа давно уже мечтали астрономы. Одним из первых и наиболее активных 
пропагандистов этой идеи стал в 1940 – 1950-х годах Л. Спицер из Принстонского университета. Еще в 1946 году он подготовил доклад (тогда 
секретный) о преимуществах космических наблюдений. В 1959, 1962 и 1965 годах на совещаниях астрономов США, посвященных выработке 
программы космических исследований, было рекомендовано начать работы по изучению проекта «Большой космический телескоп». А осенью 1971 
года НАСА организовало комитет по разработке этого проекта, с которого и ведет свое начало программа Космического телескопа им. Хаббла.
   В 1973 году рабочая группа специалистов под руководством Ч. О. Делла приступила к предварительной проработке основных вариантов 
конструкции «Большого космического телескопа», завершившейся в 1977 году созданием рабочей группой Космического телескопа им. Хаббла. К 
этому времени телескоп утратил наименование «большого», диаметр его главного зеркала был уменьшен с 3 до 2,4 м. Дело в том, что 
разработчикам стали известны параметры МТКК — транспортной системы для вывода телескопа на орбиту. В грузовом отсеке МТКК можно 
разместить телескоп с диаметром зеркала до 3.2 м, но тогда массивные блоки служебных систем спутника (т. е. систем ориентации, энергопитания, 
связи) пришлось бы расположить за главным зеркалом, и для такого спутника с большим моментом инерции потребовалось разработать мощную и 
дорогую систему ориентации.
   В варианте с 2,4-метровым зеркалом служебные системы скомпонованы в виде тора, окружающего главное зеркало, благодаря чему момент 
инерции спутника сильно уменьшится. Теперь спутник официально называется Космический телескоп им. Хаббла, в честь Э. Хаббла, открывшего 
расширение Вселенной.
   Ограничение на длину инструмента и потребность иметь большое поле зрения привели к выбору оптической системы Ричи-Кретьена, которая 
широко применяется и в современных наземных рефракторах. Главное и вторичное зеркала соответственно имеют форму вогнутого и выпуклого 
гиперболоидов и находятся на расстоянии 4,9 м друг от друга (эквивалентное фокусное расстояние 58 м). К качеству изготовления оптики 
предъявлялись исключительно высокие требования: например, поверхность главного зеркала не должна отклонятся от расчетной более чем на 10 
нм.
   Оптические детали телескопа крепятся к ферме из графито-эпоксидного композиционного материала, способной сохранять их взаимное 
расположение с точностью до 1 мкм, несмотря на перепады температуры. Требования к механической прочности конструкции связаны с 3 – 4-
кратными перегрузками, возможными при взлете и посадке МТКК, а отнюдь не с условиями работы телескопа на орбите. Общая масса спутника 10,4 
т.
   В отличие от наземных телескопов Космический телескоп им. Хаббла будет работать и при ярком солнечном свете. Поэтому передний конец 
трубы телескопа существенно удлинен за счет светозащитной бленды, внутри трубы имеется система диафрагм, покрытых «особо» черной краской, 
способной отражать менее 1 % падающего света и не давать бликов. Несмотря на эти меры, по-настоящему «темное» небо телескоп сможет 
регистрировать только тогда, когда объект наблюдения находится на угловых расстояниях более 50° от Солнца, 70° от освещенной части Земли и 
15° от Луны.
   Система ориентации Космического телескопа Хаббла построена на основе силовых гироскопов. Грубое наведение с точностью 1  будет 
осуществляться с помощью звездных датчиков и гироскопов — датчиков скорости (положение их осей время от времени должно уточнятся по 
звездам). Однако расчетное качество изображения, получаемое с помощью 2,4-метрового телескопа на длине волны 0,5 мкм, равно 0,05  , и чтобы 
использовать это преимущество перед наземными инструментами, требуется обеспечивать стабилизацию телескопа с еще более высокой 
точностью.
   Направление оптической оси телескопа определяется тремя датчиками точного гидирования по изображениям звезд более ярких, чем 1,4m, в 
периферийной части поля зрения телескопа, разбитой соответственно на 3 сектора. По команде датчики начинают поиск гидировочных звезд, 
перемещаясь по спирали с центром в расчетном положении. Критериями правильности захвата нужных звезд служат значения их яркости и взаимное 
расположение. В случае неудачи поиск повторяется, затем переходят к поиску запасных звезд (если таковые имеются). Очевидно, выбор звезд 
должен производиться заранее, и это очень трудоемкая работа. Более того, точность координат существующих звездных каталогов, как правило, 
недостаточна, поэтому запуску Космического телескопа им. Хаббла должно было предшествовать фотографирование всего неба на наземных 
телескопах с большим полем зрения и составление специального каталога гидировочных звезд с точно известными положениями.
   Датчики точного гидирования относятся к числу наиболее сложных систем телескопа и включают в себя прецизионные механические узлы, 
диссекторные телекамеры и даже интерфомометры. Небольшие смешения звезды в поле зрения соответствуют изменению разности фаз световых 
волн, приходящих на противоположные края зеркала телескопа: изменяются интенсивности интерферирующих пучков, и на выходе датчика возникает 
сигнал ошибки. При точности гидирования 0,007 время реакции датчиков точного гидирования должно быть меньше 1 с, и не только потому, что 
возможны быстрые колебания самого спутника, но и поскольку все звезды смещаются в поле зрения из-за аберрации света вследствие движения 
спутника по орбите.
   К тому же с помощью Космического телескопа им. Хаббла будут наблюдаться и планеты, достаточно быстро перемещаться на фоне звезд. 
Однако с данной системой наведения этот телескоп не сможет наблюдать земную поверхность. Следует отметить, что неполадки при работе 
датчиков точного гидирования до последнего момента заставляли сомневаться в их работоспособности.
   Как бы не был совершенен орбитальный телескоп, без светоприемной аппаратуры он «слеп». Выбор типа светоприемника для Космического 
телескопа им. Хаббла оказался не прост. Всерьез обсуждались возможность применения фотопленок, столь долго и успешно служивших астрономам 
на Земле. К сожалению, в условиях космоса высокочувствительные пленки постепенно темнеют из-за воздействия проникающей радиации, и поэтому 
их пришлось бы доставлять на Землю не реже одного раза в месяц. Однако частые посещения орбитального телескопа нежелательны как с 
экономической, так и с технической точки зрения. Отражающее покрытие зеркала (пленка алюминия и фтористого магния) очень чувствительно к 
газовой атмосфере, окружающей всякий крупный (а тем более маневрирующий) космический объект, поэтому плотная крышка будет открываться 
лишь после удаления МТКК и вновь закрываться с его приближением.
   В 1973 году было решено использовать электронные приемники изображения, лучшим из которых считалась разрабатываемая в Принстонском 
университете Р. Даниельсоном и его сотрудниками передающая телевизионная трубка секон. Каково же было разочарование его создателей, когда 
в 1977 г. стало известно о резкой переориентации руководителей программы на твердотельные приемники. Это было смелое решение, ибо 
технология создания таких приемников насчитывала тогда всего несколько лет, и в астрономии они еще не использовались.
   В настоящее время эти ПЗС-приборы — приборы с зарядовой связью — можно увидеть чуть ли не на каждом американском телескопе, и их 
преимущества хорошо известны: высокий квантовый выход, доходящий до 60 %, большое количество чувствительных элементов, малый шум, 
большой рабочий диапазон изменения яркости объекта и высокая геометрическая стабильность.
Заключение
   Рассказ о строении окружающего нас звездного и галактического мира, об управляющих им законах, о путях его эволюции мы в целом 
воспринимаем сегодня как что-то само собой разумеющееся. В этом, безусловно, проявление уже глубоко укоренившейся в каждом из нас веры в 
науку, в ее, как представляется, почти неограниченные возможности. При этом мы вспоминаем слова выдающегося французского ученого Репе 
Декарта (1596 – 1650): «Нет ничего столь удаленного от нас, чего бы мы не смогли открыть». А также слова его не менее видного соотечественника 
Блеза Паскаля (1623 – 1662): «Удивительно не то, что Вселенная бесконечна, а то, что человек способен раскрыть ее тайны…»
   Но если мы сравниваем работу астронома с особенностями проведения исследований представителями других естественных наук, то не 
можем не отметить ее кардинальное отличие. Физик, химик, биолог или геолог изучает тот или другой образец, имея его непосредственно перед 
собой. Объект своего исследования он может «пощупать руками» в любой момент и в буквальном смысле этих слов. Астроном же, как принято 
говорить, сидит на дне протяженного воздушного океана и всего лишь улавливает слабые световые потоки, приходящие к нему от того или другого 
небесного объекта. И, тем не менее, совершается нечто чудесное. Не выходя из стен своего учреждения, астроном определяет расстояние до этого 
объекта, как - будто измерил его своими шагами, говорит о температуре на его поверхности, как - будто побывал на нем, о массе объекта, как - будто 
своими руками укладывал его на какие-то огромные весы, о химическом составе, как - будто ему удалось как-то «зачерпнуть» крупицу вещества из 
его атмосферы. Более того, астроном рассказывает о строении звездных недр, как будто ему удалось пробуравить хотя бы одну звезду до ее 
центра, он строит схемы развития звезд, галактик и Вселенной в целом на протяжении миллиардов лет, хотя не в состоянии проследить за этим 
развитием даже какую-нибудь одну сотню лет.
   И хотя в своем продвижении к свету, к пониманию законов мироздания люди долго блуждали во мраке неизвестности, ошибались, горизонт их 
познания постепенно и неуклонно расширялся. А здание науки о небесных светилах — астрономия — становилось все прекрасней.
Библиографический список
1.   Земля и Вселенная. № 1 – 2. 2000.
2.   Земля и Вселенная. № 5. 2000.
3.   Бакулин П. И. Курс общей астрономии. — М.: «Наука», 1977.
4.   Гинзбург В. Л. Современная астрофизика. — М.: «Наука», 1970.
5.   Зигель Ф. Ю. Астрономы наблюдают. — М.: «Наука» 1985.
6.   Левитан Е. П. Астрономия: Учебник для 11 класса. — М.: «Просвещение», 1994.
7.   Воронцов-Вельяминов Б. А. Очерки Вселенной. — М.: «Наука», 1969.
8.   Ходж П. Революция в астрономии. — М.: «Мир», 1972.
9.   Баев К. Л. Создатели новой астрономии. Коперник, Бруно, Кеплер, Галилей. — М.: Учпедгиз, 1948.
10.        Климишин И. А. Элементарная астрономия. — М.: «Наука», 1991.
11.        Астрономический вестник.
12.        Томилин А. Занимательно о космологии. — Л.: «Молодая гвардия», 1971.
13.        Физика в школе. Приложение к газете «1 Сентября».
14.        Токовинин А. А. Орбитальные и оптические телескопы // Космонавтика и астрономия. № 11. 1986.
15.        Ортенберг Ф. С. Методы инфракрасного зондирования Земли из космоса // Космонавтика и астрономия. № 7. 1987.