МАГИЧЕН ПЛОШТАД
квадратна табела со цели броеви во која збировите на броевите по која било редица, која било колона и која било од двете главни дијагонали се еднакви на истиот број. Магичниот плоштад е од старо кинеско потекло. Според легендата, за време на владеењето на императорот Ју (околу 2200 г. п.н.е.), од водите на Жолтата Река (Жолта Река) се појавила света желка, на чија школка биле испишани мистериозни хиероглифи (сл. 1а), а овие знаци се познати како lo-shu и се еквивалентни на магичниот квадрат прикажан на сл. 1, б. Во 11 век За магичните плоштади научиле во Индија, а потоа и во Јапонија, каде во 16 век. Огромна литература е посветена на магичните квадрати. Европејците биле запознаени со магичните плоштади во 15 век. Византискиот писател Е. Москопулос. Првиот квадрат измислен од Европеец се смета за плоштадот на А. клетки од крајната линија. На волшебните квадрати им се припишувале различни мистични својства. Во 16 век Корнелиј Хајнрих Агрипа конструирал квадрати од 3, 4, 5, 6, 7, 8 и 9 ред, кои биле поврзани со астрологијата на 7 планети. Се верувало дека магичен квадрат врежан на сребро штити од чума. И денес, меѓу атрибутите на европските бајачи можете да видите магични квадрати.
Во 19 и 20 век. интересот за магичните квадрати се разгоре со обновена енергија. Тие почнаа да се изучуваат со помош на методите на повисока алгебра и оперативна пресметка. Секој елемент на магичен квадрат се нарекува ќелија. Квадрат чија страна се состои од n ќелии содржи n2 ќелии и се нарекува квадрат од n-ти ред. Повеќето магични квадрати ги користат првите n последователни природни броеви. Збирот на S броеви во секоја редица, секоја колона и на која било дијагонала се нарекува квадратна константа и е еднаква на S = n(n2 + 1)/2. Докажано е дека n = 3. За квадрат од 3 ред S = 15, 4-ти ред - S = 34, 5-ти ред - S = 65. Двете дијагонали што минуваат низ центарот на квадратот се нарекуваат главни дијагонали. Скршена линија е дијагонала која, откако стигна до работ на квадратот, продолжува паралелно со првиот сегмент од спротивниот раб (таквата дијагонала е формирана од засенчените ќелии на слика 3). Клетките кои се симетрични во однос на центарот на квадратот се нарекуваат коси-симетрични. Тоа се, на пример, ќелиите a и b на сл. 3.
Правилата за изградба на магични квадрати се поделени во три категории во зависност од тоа дали редоследот на квадратот е непарен, еднаков на двапати непарен број или еднаков на четири пати непарен број. Општ метод за конструирање на сите квадрати е непознат, иако широко се користат различни шеми, од кои некои ќе разгледаме подолу. Магични квадрати со непарен редослед може да се конструираат со методот на француски геометар од 17 век. А. де ла Лубера. Да го разгледаме овој метод користејќи го примерот на квадрат од 5-ти ред (сл. 4). Бројот 1 е поставен во централната ќелија на горниот ред. Сите природни броеви се распоредени по природен редослед циклично од дното кон врвот во дијагонални ќелии од десно кон лево. Откако стигнавме до горниот раб на квадратот (како во случајот со број 1), продолжуваме да ја пополнуваме дијагоналата почнувајќи од долната ќелија на следната колона. Откако стигнавме до десниот раб на квадратот (број 3), продолжуваме да ја пополнуваме дијагоналата што доаѓа од левата ќелија во линијата погоре. Откако стигна до пополнета ќелија (број 5) или агол (број 15), траекторијата се спушта по една ќелија, по што процесот на полнење продолжува.
Методот на F. de la Hire (1640-1718) се заснова на два оригинални квадрати. На сл. Слика 5 покажува како овој метод се користи за изградба на квадрат од 5-ти ред. Броевите од 1 до 5 се внесуваат во ќелијата на првиот квадрат така што бројот 3 се повторува во ќелиите на главната дијагонала што оди надесно, а ниту еден број не се појавува двапати во истиот ред или во истиот колона. Истото го правиме и со броевите 0, 5, 10, 15, 20 со единствена разлика што бројот 10 сега се повторува во ќелиите на главната дијагонала, одејќи од врвот до дното (слика 5, б). Збирот од ќелија по ќелија на овие два квадрати (сл. 5в) формира магичен квадрат. Овој метод се користи и за конструирање на квадрати со парен редослед.
Ако знаете како да конструирате квадрати од ред m и ред n, тогаш можете да конструирате квадрат од ред mґn. Суштината на овој метод е прикажана на сл. 6. Овде m = 3 и n = 3. Поголем квадрат од 3-ти ред (со броеви означени со прости броеви) се конструира со методот de la Loubert. Во ќелијата со број 1ў (средишната клетка на горниот ред) се вклопува квадрат од 3-ти ред од броевите од 1 до 9, исто така конструирани со методот де ла Луберт. Во ќелијата со бројот 2ў (десно во долната линија) се вклопува квадрат од 3 ред со броеви од 10 до 18; во ќелијата со бројот 3ў - квадрат од броеви од 19 до 27, итн. Како резултат на тоа, добиваме квадрат од 9-ти ред. Таквите квадрати се нарекуваат композитни.
Енциклопедија на Колиер. - Отворено општество. 2000 .
Погледнете што е „MAGIC SQUARE“ во другите речници:
Квадрат поделен на еднаков број n колони и редови, со првите n2 природни броеви впишани во добиените ќелии, кои собираат ист број за секоја колона, секој ред и две големи дијагонали... Голем енциклопедиски речник
MAGIC SQARE, квадратна МАТРИЦА, поделена на ќелии и исполнета со бројки или букви на одреден начин, поправајќи посебна магична ситуација. Најчестата квадратна буква е САТОР, составена од зборовите САТОР, АРЕПО,... ... Научно-технички енциклопедиски речник
Квадрат поделен на еднаков број n колони и редови, со природни броеви од 1 до n2 впишани во добиените ќелии, кои се собираат до истиот број за секоја колона, секој ред и две големи дијагонали. На сл. пример на М.к. Природна наука. енциклопедиски речник
Магичен или магичен квадрат е квадратна табела исполнета со броеви на таков начин што збирот на броевите во секој ред, секоја колона и на двете дијагонали е ист. Ако збировите на броеви во квадрат се еднакви само во редови и колони, тогаш ... Википедија
Квадрат поделен на еднаков број n колони и редови, со првите n2 природни броеви впишани во добиените ќелии, кои се собираат до истиот број за секоја колона, секој ред и две големи дијагонали. Сликата покажува пример... ... енциклопедиски речник
Квадрат поделен на еднаков број n колони и редови, со првите n2 природни броеви впишани во добиените ќелии, кои се собираат до секоја колона, секоја редица и две големи дијагонали со ист број [еднакво на... ... Голема советска енциклопедија
Квадратна табела со цели броеви од 1 до n2, која ги задоволува следните услови: каде што s=n(n2+1)/2. Се разгледуваат и поопшти математички равенки, во кои не се бара кој било број a да биде уникатно карактеризиран со пар остатоци (a, b) modulo n(цифри... Математичка енциклопедија
Книга Плоштад поделен на делови, од кои секој содржи број што се собира на истиот број заедно со другите хоризонтално, вертикално или дијагонално. BTS, 512… Голем речник на руски изреки
- (грчки магикос, од магос магионичар). Магичен, поврзан со магија. Речник на странски зборови вклучен во рускиот јазик. Чудинов А.Н., 1910. МАГИЧНА магија. Речник на странски зборови вклучен во рускиот јазик. Павленков Ф., 1907 ... Речник на странски зборови на рускиот јазик
Тоа е тродимензионална верзија на магичниот квадрат. Традиционална (класична) магична коцка од редот n е коцка со димензии n×n×n, исполнета со различни природни броеви од 1 до n3, така што збировите на броевите во која било од 3n2 редови, ... ... Википедија
Книги
- Магичен плоштад, Ирина Бјорно, „Магичен плоштад“ е збирка раскази и раскази напишани во стилот на магичен реализам, каде реалноста е тесно испреплетена со магијата и фантазијата, формирајќи нов, магичен стил -... Категорија: Хорор и мистерија Издавач: Publishing Solutions, е-книга(fb2, fb3, epub, mobi, pdf, html, pdb, lit, doc, rtf, txt)
Адаптивна оптика
Сега ќе опишеме неколку апликации кои, на прв поглед, може да изгледаат како научна фантастика. Еден од нив е т.н. адаптивна оптика.
Адаптивната оптика го подобрува квалитетот на сликата во големите телескопи со компензирање на изобличувањата предизвикани од атмосферата, т.е. изобличувања на светлосните зраци додека минуваат низ атмосферата. Ваквите изобличувања може лесно да се видат ако, на пример, на топол ден го набљудувате пејзажот со заоѓањето на сонцето. Сликата се чини дека се тресе (магла). Адаптивната оптика ги компензира овие изобличувања, поради што понекогаш се нарекува „техника што ги спречува ѕвездите да трепкаат“. Оваа дефиниција може да предизвика огорчена реакција: „Но, ова е страшно и треба да се забрани!“
Ајде да видиме што всушност се случува. Ѕвездите се наоѓаат толку далеку од Земјата што нивната светлина доаѓа до нас во форма на рамни бранови (рамнински бранови преден дел). Теоретски, телескопот е опремен со совршена оптика, која ја концентрира светлината во мал, светол круг, чија големина е ограничена само со феномени на дифракција, т.е. ефектот на дијаметарот на главната леќа или огледало врз ударот на бранот на него. Две блиски ѕвезди може да се видат јасно разделени ако аголот под кој тие се видливи преку телескоп е поголем од минималниот агол под кој двете светли точки секоја од ѕвездата се спојуваат во една точка. Овој минимален агол се нарекува аголна резолуција. Лордот Рејли даде критериум за одредување на оваа вредност. Аголната резолуција на телескопот е од редот на лачни секунди се определува со постојаноста на времето на брановиот фронт за бранот претворен од влезната бленда на телескопот. Така, вселенскиот телескоп Хабл во орбитата околу Земјата има дијаметар на телескопот од 2,4 m и аголна резолуција блиску до 0,05 лачни секунди. На Земјата, истиот телескоп од 2,4 метри има аголна резолуција 20 пати полоша поради изобличувањата во атмосферата.
Телескопите се изградени со големи отвори, т.е. со огледала со голем дијаметар (до неколку метри), со површина обработена со висока прецизност (до фракции од бранова должина). Џиновските колектори на светлина овозможија откривање и проучување на својствата на многу слаби (далечни) објекти, токму затоа што нивните огромни влезни отвори може да ја соберат слабата светлина што ја емитува објектот. Покрај тоа, телескопите со висока резолуција овозможуваат да се видат повеќе детали за набљудуваните објекти. За жал, малите флуктуации на атмосферската температура предизвикуваат флуктуации на индексот на рефракција на воздухот. Ова, пак, предизвикува различни делови од првобитниот бран да заземаат малку различни патеки, а сликата во телескопот е соодветно заматена. Веќе зборувавме за такви отстапувања. Сликата на дискот на ѕвездата добиена со телескоп со дијаметар од 4 m поставен на земја е типично 40 пати поголема од оптималната големина што треба да се добие според теоријата на дифракција. Технички, ова се нарекува кохерентен дијаметар на атмосферата, а неговата вредност е обично 10-20 cm Фактот дека фотоните од далечен објект се расфрлани низ точка 40 пати поголема од границата на дифракција значи дека интензитетот на сликата е. 402 пати помалку. Така, иако големите телескопи со отвор поголем од кохерентниот дијаметар на атмосферата можат да соберат повеќе фотони, тоа не обезбедува ништо во однос на зголемената резолуција. Критичарите може да го толкуваат овој факт да значи дека најголемите телескопи во светот се прескапи.
Исак Њутн напиша во 1730 година во својата книга Opticks:
„Доколку Теоријата за правење телескопи би можела да продолжи да се практикува, тогаш дури и во овој случај би имало некои граници што не може да се преминат кога се прават телескопи. Воздухот низ кој гледаме во Ѕвездите е во состојба на постојано треперење; како што можеме да го видиме трепетното движење на Сенките што ги фрлаат високите Кули и треперењето на Ѕвездите. Но, овие ѕвезди не трепкаат кога се набљудуваат преку телескопи со големи отвори. Зраците на светлината што паѓаат на различни делови од отворот треперат сами, со различни, а понекогаш и спротивни ефекти. Тие паѓаат во исто време на различни места на мрежницата, а нивните треперливи движења се пребрзи и се мешаат и не се перцепираат одделно. И сите овие осветлени Точки создаваат една широка светла Точка, составена од овие многу точки што треперат, збунети и неразлично измешани една со друга поради многу кратки и брзи потреси. Ова прави Ѕвездата да изгледа пошироко отколку што всушност е, и без воопшто да се тресе. Долгите телескопи можат да направат објектот да изгледа посветол и поголем од она што можат да го направат кратките телескопи, но тие не можат да го елиминираат замаглувањето на зракот што е предизвикано од атмосферското нервоза. Единствениот лек е чистиот и мирен воздух, каков што, можеби, може да се најде на врвовите на највисоките планини, над највисоките облаци“.
Очигледно, потребен е некаков систем за да се поправат ефектите од атмосферските нарушувања познати уште од времето на Њутн. Таков систем е адаптивна оптика. Историски, може да се повика на првиот пример за употреба на адаптивна оптика од Архимед во 215 п.н.е. д. да ја уништи римската флота. Како што римската флота се приближуваше до Сиракуза, војниците наредени можеа да ја фокусираат сончевата светлина на бродовите, користејќи ги нивните штитови како огледала. На овој начин, стотици зраци сончева светлина беа насочени кон мала површина на бродот. Интензитетот бил доволен да го запали. Така, како што вели легендата, бил спречен напад на непријателската флота. Оваа оригинална идеја стана легендарна како „огледало што гори“ на Архимед.
Во 1953 година, Бабкок, тогашен директор на Астрономската опсерваторија Маунт Вилсон во Калифорнија, предложил користење на деформабилни оптички елементи контролирани од сензори на брановидни предни страни за да се компензираат изобличувањата на снимките од телескопот предизвикани од атмосферата. Се чини дека ова е првиот научен предлог за употреба на адаптивна оптика.
Поголемиот дел од пионерската работа на адаптивна оптика беше спроведена од американската војска во 1970-тите и 1980-тите. Тие беа заинтересирани за апликации поврзани со ширење на ласерските зраци во атмосферата, за подобро одредување на позициите на сателитите и за подобра контрола на летот на ракетите. Овие студии беа строго класифицирани. Првиот адаптивен оптички систем беше инсталиран во 1982 година (и сè уште е оперативен) од страна на воздухопловните сили на Хаваи.
Во астрономијата, експерименталните адаптивни оптички системи почнаа да се развиваат во раните 1980-ти, кога повеќето воени работи сè уште беа класифицирани. Две истражувачки програми, едната со астрономи, а другата војска, развиени паралелно, без меѓусебна размена на информации. Постоеше првичен скептицизам за корисноста на техниката и тешко беше да се добие финансирање. Во 1991 година ситуацијата се промени. Поголемиот дел од материјалот беше декласифициран, а телескопите почнаа да произведуваат појасни слики како резултат на адаптивната оптика. Оттогаш, воените и академските работници дејствуваат заедно.
Ориз. Слика 65 покажува општ дијаграм на телескоп кој користи адаптивна оптика. Сензорот на брановиот фронт го детектира брановиот фрон на дојдовниот бран со цел да ја измери големината на саканите локални деформации. Системот за обработка на информации го претвора во сигнал кој веднаш може да се користи за корекција на брановиот фронт.
Ориз. 65. Дијаграм на адаптивниот оптички систем. Светлината насочена во телескопот најпрво го погодува подвижното огледало М 1, кое го коригира навалувањето на брановиот фронт. Потоа, преостанатите аберации се коригираат со деформирачкото огледало M 2, а коригираниот бран се испраќа до приемникот C. Дел од светлината се собира со наклонети ретровизори S 1 и S 2 за да се добијат сигналите потребни за контрола на огледалата M 1 и М 2
Корекцијата, во реално време, треба да произведе дисторзија еднаква и спротивна во знакот на онаа предизвикана од атмосферата. Оваа операција мора да се повторува толку брзо како што се случуваат промени во атмосферата, обично помеѓу 10 и 1000 пати во секунда. Во реален систем, оваа корекција се прави со помош на деформирачко огледало, кое е тенка мембрана чија форма е контролирана од збир на пиезоелектрични туркачи, прикачени на задната страна.
Информациите за изобличувањето на брановиот фронт може да се добијат од самиот објект (цел) ако е точкаст извор (ѕвезда) и доволно светла - посветла од ѕвезда со шеста величина (најбледата ѕвезда видлива со голо око). Сепак, многу објекти од интерес за астрономите не се точкести извори, туку се проширени објекти (како што се планети или маглини) кои се повеќе од илјада пати послаби од ѕвезда со шеста величина. Во овие случаи, блиската ѕвезда може да се користи за да се одреди референтниот брановиден фронт, но светлината мора да помине низ истиот регион на атмосферата низ кој поминува светлината од предметот што се проучува. Ова значи дека таквата референтна ѕвезда мора да биде во агол од околу 2 лачни секунди. Ова одговара на многу мал дел од небото на кој е тешко да се најде доволно светла ѕвезда. Така, останува единствената алтернатива: вештачки да се создаде ѕвезда водилка (светилник) посветла од шестата магнитуда.
Ова е местото каде што ласерот влегува во игра. Ваков вештачки извор се добива со осветлување со моќен ласер на одредена област во горната атмосфера каде што има супстанции кои кога се осветлени се способни повторно да емитуваат светлина. За таа цел може да се користи натриум, кој е присутен во доволна концентрација во атмосферата помеѓу 80 и 100 km. За да се возбуди натриумот (линија D), се користи ласер со бранова должина од 5890 А. Системите со такви референтни ѕвезди, на пример, биле изградени во опсерваториите во Албакерки (Ново Мексико, САД), Калар Алто (Шпанија) и Лик. Опсерваторија (Калифорнија, САД).
Наскоро, астрономите ќе можат да го измерат дијаметарот на ѕвездите посветли од десетина светлинска величина; набљудувајте дамки на нивната површина и измерете ги промените во положбата, овозможувајќи да се процени присуството на планети околу нив. Огромниот напредок ни овозможува да веруваме дека исто така ќе биде можно да се видат планети во близина на далечни ѕвезди. Овие планети мора да се видат наспроти позадината на дифузната светлина од ѕвездата околу која орбитираат (109 разлика во осветленоста). Од друга страна, студиите за лов на планети можат да ја користат самата ѕвезда како референтен извор. Следната генерација на телескопи на земја ќе овозможи откривање на планети кои орбитираат околу некои од нашите најблиски ѕвезди.
уреди за набљудување, концентрација на оптичко зрачење на приемникот или целта итн.Адаптивната оптика се користи во дизајнот на копнените астрономски телескопи, во оптичките комуникациски системи, во индустриската ласерска технологија, во офталмологијата итн., каде што овозможува, соодветно, да се компензираат атмосферските нарушувања и аберациите на оптичките системи, вклучително и оптичкиот елементи на човечкото око.
Адаптивен оптички систем
Структурно, адаптивниот оптички систем обично се состои од сензор кој го мери изобличувањето (сензор на брановиот фронт), коректор на брановиот фронт и контролен систем кој комуницира помеѓу сензорот и коректорот.
Сензори на брановидни предни страни
Постојат различни методи кои овозможуваат и квалитативна проценка и квантитативно мерење на профилот на брановиот фронт. Најпопуларните сензори во моментов се типот на пречки и типот Shack-Hartmann.
Работата на сензорите за пречки се заснова на кохерентно додавање на два светлосни бранови и формирање на шема на пречки со интензитет во зависност од измерениот брановиден фронт. Во овој случај, бранот добиен од зрачењето што се проучува со просторно филтрирање може да се користи како втор (референтен) светлосен бран.
Сензорот од типот Shack-Hartmann се состои од низа микролеќи и фотодетектор сместени во нивната фокусна рамнина. Секоја леќа обично мери 1mm или помалку. Сензорските леќи го делат брановиот фронт што се испитува на субпертури (блендата на еден микролеќа), формирајќи збир на фокални точки во фокусната рамнина. Позицијата на секоја точка зависи од локалниот наклон на брановиот фронт на зракот што пристигнува до влезот на сензорот. Со мерење на попречните поместувања на фокусните точки, можно е да се пресметаат просечните агли на наклонетост на брановиот фронт во секоја од подотворите. Од овие вредности, профилот на брановиот фронт се пресметува на целата бленда на сензорот.
Коректори на брановидни предни
Приспособливо (деформирачко) огледало ( Англиски) е најпопуларната алатка за контрола на брановиот фронт и корекција на оптички аберации. Идејата за корекција на брановиот фронт со композитно огледало беше предложена од V.P. Linnik во 1957 година. Можноста за создавање таков систем се појави уште од средината на 1990-тите во врска со развојот на технологијата и можноста за прецизна компјутерска контрола и следење.
Особено, униморфните (полупасивни-биморфни) огледала станаа широко распространети. Таквото огледало се состои од тенка плоча направена од пиезоелектричен материјал, на која електродите се распоредени на посебен начин. Плочата е прицврстена на подлога, на предната површина на која се формира оптичка површина. Кога се применува напон на електродите, пиезоелектричната плоча се собира (или се шири), што предизвикува свиткување на оптичката површина на огледалото. Специјалниот просторен распоред на електродите овозможува формирање на сложени површински релјефи.
Брзината на контрола на обликот на адаптивното огледало овозможува да се користи за да се компензира динамичките аберации во реално време.
Во астрономските апликации, адаптивните оптички системи бараат референтен извор кој би послужил како стандард за осветленост за да се коригираат изобличувањата создадени од атмосферските турбуленции и треба да се наоѓа на доволно блиска аголна оддалеченост од небото што се проучува. Некои системи користат „вештачка ѕвезда“ како таков извор, создадена од возбудливи атоми на натриум на надморска височина од 90 километри над површината на Земјата со ласер од земја.
исто така види
Напишете преглед за написот „Адаптивна оптика“
Белешки
Литература
- Воронцов М.А., Шмалгаузен В.И.Принципи на адаптивна оптика. - М.: Наука, 1985 година.
- Воронцов М.А., Корјабин А.В., Шмалгаузен В.И.Контролирани оптички системи. - М.: Наука, 1988 година.
Врски
Извадок што ја карактеризира Адаптивна оптика
Соња, Наташа, Петја, Ана Михајловна, Вера, стариот гроф, го прегрнаа; а луѓето и слугинките, полнејќи ги собите, мрмореа и здивнуваа.Петја висеше на нозете. - А потоа јас! - тој викна. Наташа, откако го наведна до себе и му го бакна целото лице, се оттргна од него и држејќи се за полите на унгарската јакна, скокна како коза на едно место и пискотно квичеше.
На сите страни блескаа очи од солзи радосници, очи вљубени, од сите страни имаше усни кои бараа бакнеж.
Соња, црвена како црвена, исто така го држеше за рака и сета блескаше во блажениот поглед вперен во неговите очи, што таа го чекаше. Соња веќе имаше 16 години и беше многу убава, особено во овој момент на среќна, ентузијастичка анимација. Таа го погледна без да го тргне погледот, насмеана и задржувајќи го здивот. Тој ја погледна благодарно; но сепак чекаше и бараше некого. Старата грофица сè уште не беше излезена. И тогаш на вратата се слушнаа чекори. Чекорите се толку брзи што не би можеле да бидат на мајка му.
Но, тоа беше таа во нов фустан, сè уште непознат за него, сошиен без него. Сите го оставија и тој истрча до неа. Кога се собрале, таа му паднала на градите плачејќи. Таа не можеше да го подигне лицето и само го притисна на студените жици на неговиот Унгарец. Денисов, незабележан од никого, влезе во собата, застана токму таму и, гледајќи ги, ги триеше очите.
„Василиј Денисов, пријател на твојот син“, рече тој, претставувајќи му се на грофот, кој прашално го гледаше.
- Добредојдовте. Знам, знам“, рече грофот бакнувајќи се и гушкајќи се со Денисов. - напиша Николушка... Наташа, Вера, еве го Денисов.
Истите среќни, ентузијастички лица се свртеа кон бушавата фигура на Денисов и го опколија.
- Мила, Денисов! - квиче Наташа, не се сеќавајќи се со задоволство на себе, скокна до него, го прегрна и бакна. Сите се засрамија од постапката на Наташа. Денисов исто така поцрвене, но се насмевна и ја зеде раката на Наташа и ја бакна.
Денисов го одведоа во собата подготвена за него, а Ростовците се собраа сите во софата кај Николушка.
Старата грофица, без да му ја пушти раката, која ја бакнуваше секоја минута, седна до него; останатите, натрупани околу нив, го фатија секое негово движење, збор, поглед и не ги тргаа од него нивните занесни љубовни погледи. Братот и сестрите се расправале и се фатиле за местата поблиску до него и се степале кој да му донесе чај, шал, луле.
Ростов беше многу среќен со љубовта што му беше покажана; но првата минута од неговиот состанок беше толку блажена што неговата сегашна среќа му се чинеше недоволна, и тој постојано чекаше нешто друго, и повеќе, и повеќе.
Следното утро посетителите спиеле од патот до 10 часот.
Во претходната соба имаше расфрлани сабји, чанти, тенкови, отворени куфери и валкани чизми. Исчистените два пара со шпорети штотуку беа поставени на ѕидот. Слугите донесоа мијалници, топла вода за бричење и исчистија фустани. Мирисаше на тутун и мажи.
- Еј, Г „ишка, т“ убку! – викна рапав глас на Васка Денисов. - Ростов, стани!
Ростов, триејќи ги овенатите очи, ја подигна збунетата глава од жешката перница.
- Зошто е доцна? „Доцна е, 10 часот е“, одговори гласот на Наташа, а во соседната соба се слушаше шушкање на облечени фустани, шепотење и смеа на гласовите на девојките, а нешто сино, панделки, црна коса и весели лица блеснаа низ. малку отворената врата. Тоа беше Наташа со Соња и Петја, кои дојдоа да видат дали е нагоре.
- Николенка, стани! – Гласот на Наташа повторно се слушна на вратата.
- Сега!
Во тоа време, Петја, во првата соба, ги виде и ги зграпчи сабјите, и доживувајќи го задоволството што го доживуваат момчињата од глетката на воинствен постар брат и заборавајќи дека е непристојно за сестрите да гледаат соблечени мажи, ја отвори вратата.
- Дали е ова твојата сабја? - тој викна. Девојките скокнаа назад. Денисов, со уплашени очи, ги сокри крзнените нозе во ќебе, гледајќи назад кон другарот за помош. Вратата ја пушти Петја и повторно се затвори. Од зад вратата се слушна смеа.
„Николенка, излези во тоалетата“, рече гласот на Наташа.
- Дали е ова твојата сабја? - праша Петја, - или е твое? - Му се обрати со послушна почит на мустакестиот, црн Денисов.
Ростов набрзина ги облече чевлите, ја облече наметката и излезе. Наташа ја облече едната чизма со поттик и се качи во другата. Соња се вртеше и само што требаше да го издува фустанот и да седне кога тој излезе. И двајцата беа облечени во исти сосема нови сини фустани - свежи, розови, весели. Соња побегна, а Наташа, фаќајќи го својот брат за рака, го одведе до софата и почнаа да разговараат. Немаа време да се прашаат и да одговорат на прашања за илјадници ситници кои само нив можеа да ги интересираат. Наташа се смееше на секој негов збор и што го кажуваше, не затоа што тоа што го кажаа беше смешно, туку затоа што се забавуваше и не можеше да ја задржи радоста, изразена со смеа.
- О, колку добро, одлично! – таа осуди сè. Ростов почувствува како, под влијание на вжештените зраци на љубовта, за прв пат по година и пол му расцути таа детска насмевка на душата и лицето, на кои никогаш не се насмеал откако излегол од дома.
„Не, слушај“, рече таа, „дали си целосно маж сега?“ Ужасно ми е драго што си мој брат. „Таа му ги допре мустаќите. - Сакам да знам какви мажи сте вие? Дали тие се како нас? Не?
- Зошто Соња побегна? - праша Ростов.
- Да. Тоа е цела друга приказна! Како ќе разговараш со Соња? Ти или ти?
: « Одамна ме интересира како функционира ласерскиот систем за стабилизација на сликата на телескопите. Телескопите со таков систем изгледаат многу убаво на фотографиите“.
Ајде да се обидеме да го сфатиме сега.
Атмосферата, неопходна за луѓето и другите форми на живот на Земјата, е речиси општо проколната од астрономите. Одличен е за дишење, но кога станува збор за астрономски набљудувања на слаби предмети, атмосферата постојано има тенденција да ја уништи сликата.
Овој проблем му бил познат на Исак Њутн, во 1704 година сфатил дека атмосферските турбуленции влијаат на формирањето на сликата. Исто како што топлотните бранови кои лебдат над загреана површина на земјата можат да ни го уништат погледот кон неа, сликата на телескопот на далечен објект е искривена од температурните промени во слојот на атмосферата што не разделува. Затоа, светлината што влегува во телескопот допира до него по различни траектории и удира во различни точки на влезната бленда. Големината и квалитетот на сликата зависат од статистичка карактеристика на просторната фреквенција на турбуленцијата наречена должина на кохерентност, или r0, обично еднаква на 10 cm на добра локација. Затоа, дури и за добра локација, резолуцијата на голем телескоп (со дијаметар од 4 или 8 метри) е споредлива со онаа на телескоп од 10 cm; сликата нема да биде поостра отколку што дозволува атмосферата.
Атмосферските турбуленции делуваат како една голема бленда на телескопот да е заменета со многу мали отвори на телескопот со големина r0 и секој телескоп бил затресен независно од другите и така што поединечните точки на сликата речиси никогаш нема да се поклопат. Степенот на ова тресење се одредува со друг статистички параметар - времето на кохерентност, кое обично е од редот на 1 ms.
Како резултат на тоа, сликата станува матна поради тресење, слично на тресењето на раката, но со фреквенција која достигнува илјада херци!
Па што треба да правиме?
Едно решение за овој проблем, предложено од Њутн, било да се постават телескопи што е можно повисоко. Ова решение објаснува зошто современите астрономски телескопи се поставени на планински врвови, поставени на балони со топол воздух и авиони или, како вселенскиот телескоп Хабл, сместени во ниска орбита на Земјата. Бидејќи вселенскиот телескоп се наоѓа надвор од
во атмосферата на Земјата, ја сфаќа целосната моќ на разрешување на нејзината бленда од 2,4 метри и овозможува да се добијат револуционерни резултати во астрофизиката. Сепак, постои само еден таков телескоп и тој дозволува само ограничен број на набљудувања. Ако може да се реализира моќта на разрешување на толку големи отвори, тоа би било голем напредок во астрономијата. За среќа, постои технологија која ви овозможува да го направите тоа.
Во 1953 година, Хорас Бабкок предложи инструмент кој може да ги мери атмосферските нарушувања во реално време и да ги коригира со помош на брзо приспособливи оптички компоненти кои ја менуваат формата. Технологиите достапни во тоа време не дозволуваа да се реши овој проблем, но основниот предложен концепт, поддржан од современи технологии, со текот на времето еволуираше во она што сега е предмет на адаптивна оптика.
Адаптивна оптика е автоматски оптичко-механички систем дизајниран да ги коригира во реално време атмосферските нарушувања на сликата произведена од телескоп. Системите за адаптивна оптика се користат во копнените оптички и инфрацрвени телескопи за да се подобри јасноста на сликата. Тие се неопходни и за работа на астрономски интерферометри, кои се користат за мерење на големини на ѕвездите и пребарување на нивните блиски сателити, особено планети. Системите за адаптивна оптика имаат и неастрономски примени: на пример, кога е неопходно да се набљудува обликот на вештачките сателити на Земјата за да се идентификуваат. Развојот на адаптивни оптички системи започна во 1970-тите и доби на интензитет во 1980-тите во врска со програмата Star Wars, која вклучуваше развој на копнено ласерско антисателитско оружје. Првите стандардни активни оптички системи почнаа да работат на големи астрономски телескопи околу 2000 година.
Зраците на светлината кои доаѓаат од космичките извори, минувајќи низ хетерогената атмосфера на Земјата, доживуваат силни нарушувања. На пример, брановиот фронт на светлината што доаѓа од далечна ѕвезда (која може да се смета за точка во бесконечност) има совршено рамна форма на надворешната граница на атмосферата. Но, откако ќе помине низ турбулентната воздушна обвивка и ќе дојде до површината на Земјата, рамниот брановиден фронт ја губи својата форма и станува како брановидна морска површина. Ова води до фактот дека сликата на ѕвездата се претвора од „точка“ во постојано треперење и зовривање дамка. Кога се набљудува со голо око, тоа го доживуваме како брзо трепкање и тресење на ѕвездите. Кога набљудуваме преку телескоп, наместо ѕвезда „точка“, гледаме треперлива и блескава точка; сликите на ѕвездите блиску една до друга се спојуваат и стануваат неразлични поединечно; продолжените објекти - Месечината и Сонцето, планетите, маглините и галаксиите - ја губат острината, нивните мали детали исчезнуваат.
Вообичаено, на фотографиите направени со телескопи, аголната големина на најмалите детали е 2-3I; кај најдобрите опсерватории повремено е 0,5I. Треба да се има на ум дека во отсуство на атмосферски нарушувања, телескопот со леќа со дијаметар од 1 m дава аголна резолуција од околу 0,1I, а со леќа од 5 m дава резолуција од 0,02I. Всушност, таков висок квалитет на сликата никогаш не се реализира со конвенционалните телескопи на земја поради атмосферските влијанија.
Пасивен метод за борба против атмосферските нарушувања е тоа што опсерваториите се градат на планински врвови, обично на надморска височина од 2-3 km, избирајќи места со најпроѕирна и најмирна атмосфера (види АСТРОКЛИМА). Но, речиси е невозможно да се изградат опсерватории и да се работи на надморска височина од повеќе од 4,5 километри. Затоа, дури и во најдобрите опсерватории на голема надморска височина, поголемиот дел од атмосферата се уште се наоѓа над телескопот и значително ги расипува сликите.
Улогата на астроном-набљудувач. Општо земено, проблемот со „добивање слика подобра отколку што дава атмосферата“ се решава во астрономијата со различни средства. Историски гледано, во ерата на визуелно набљудување преку телескоп, астрономите научиле внимателно да доловуваат моменти од добри слики. Поради случајната природа на атмосферските нарушувања, во некои моменти тие стануваат безначајни, а на сликата се појавуваат фини детали. Најискусните и најупорните набљудувачи поминаа часови гледајќи ги овие моменти и на тој начин можеа да скицираат многу фини детали за површината на Месечината и планетите, како и да детектираат и измерат многу блиски двојни ѕвезди. Но, екстремната пристрасност на овој метод беше јасно покажана во приказната за каналите на Марс: некои набљудувачи ги видоа, други не.
Употребата на фотографски плочи во астрономијата овозможи да се идентификуваат многу нови објекти кои се недостапни за окото поради нивната мала осветленост. Сепак, фотографската емулзија при слаба осветленост има многу ниска чувствителност на светлина, така што на почетокот на 20 век. астрономската фотографија бараше многу часови изложеност. За тоа време, атмосферскиот треперење значително го намалува квалитетот на сликата во споредба со визуелниот.
Некои астрономи се обидоа да се борат со овој феномен со независно играње на улогата на активни и делумно адаптивни оптички системи. Така, американските астрономи Џ.Е. Килер (Keeler J.E., 1857-1900) и W. Baade (Baade W., 1893-1960) го приспособувале фокусот на телескопот за време на експозицијата, набљудувајќи го со многу големо зголемување (околу 3000 пати) обликот на комата на ѕвездата. на работ на видното поле. И познатиот дизајнер на телескопи Џ.В. Ричи Г.В., 1864-1945 разви специјална фотографска касета на подвижна платформа - таканаречената „касета Ричи“; со негова помош, можете брзо да ја отстраните фотографската плоча од фокусот на телескопот, заменувајќи ја со уред за фокусирање (нож Фуко), а потоа вратете ја касетата точно на претходната положба. За време на експозицијата, Ричи ја преместуваше лентата неколку пати наназад кога почувствува дека треба да го прилагоди фокусот. Дополнително, со набљудување на квалитетот на сликата и нејзината положба преку окуларот поставен до касетата, Ричи постојано ја прилагодуваше положбата на касетата и научи брзо да го затвора блендата кога сликите стануваат слаби. Ова дело барало многу висок напон од астрономот, но самиот Ричи на овој начин добил прекрасни фотографии од спирални галаксии, на кои поединечни ѕвезди станале видливи за прв пат; Овие прекрасни фотографии беа репродуцирани во сите учебници од 20 век. Сепак, касетата Ричи не беше широко користена поради големата сложеност на работата со неа.
Развојот на фотографската и видео технологијата овозможи брзо снимање на слика на објект во режим на снимање со последователен избор на најуспешните слики. Развиени се и посуптилни методи на задна анализа на сликата, на пример, методи за интерферометрија на дамки, кои овозможуваат да се идентификува локацијата и осветленоста на објектите со претходно познати својства, како што се ѕвездите „точкести“, во место заматено од атмосфера. Техниките за обновување на математичката слика може исто така да го подобрат контрастот и да откријат фини детали. Но, овие методи не се применливи во процесот на набљудување.
Принципи на адаптивна оптика.
Лансирањето на оптичкиот телескоп Хабл со дијаметар од 2,4 m во орбитата во 1990 година и неговата исклучително ефикасна работа во следните години ги докажаа големите способности на телескопите неоптоварени со атмосферски нарушувања. Но, високата цена на создавањето и работењето на Вселенскиот телескоп ги принуди астрономите да бараат начини да ги компензираат атмосферските пречки во близина на површината на Земјата. Појавата на компјутери со голема брзина и, последно, но не и најмалку важно, желбата на војската да создаде систем за вселенско оружје со ласери од земја, направи итно да се работи на компензирање на нарушувањата на атмосферската слика во реално време. Адаптивниот оптички систем овозможува порамнување и стабилизирање на брановиот фрон на зрачењето што минува низ атмосферата, што овозможува не само да се добие јасна слика на вселенски објект во фокусот на телескопот, туку и да се лансира остро фокусиран ласерски зрак. од Земјата во вселената. За среќа, воените уреди од овој тип не беа реализирани, но работата направена во оваа насока енормно им помогна на астрономите речиси целосно да ги реализираат теоретските параметри на големите телескопи во однос на квалитетот на сликата. Покрај тоа, развојот на активната оптика овозможи да се изградат копнени оптички интерферометри врз основа на телескопи со голем дијаметар: бидејќи должината на кохерентноста на светлината по минување низ атмосферата е само околу 10 см, интерферометар на земја не може да работи. без адаптивен оптички систем.
Задачата на адаптивната оптика е да ги неутрализира во реално време изобличувањата што ги внесува атмосферата во сликата на вселенски објект. Вообичаено, адаптивниот систем работи во врска со активен оптички систем за да ја одржува структурата на телескопот и оптичките елементи во „совршена“ состојба. Работејќи заедно, активните и адаптивни оптички системи го доближуваат квалитетот на сликата до екстремно високиот, определен од основните физички ефекти (главно аберацијата на светлината на леќата на телескопот). Во принцип, активните и адаптивните оптички системи се слични едни на други. Двата од нив содржат три главни елементи: 1) анализатор на слики, 2) компјутер со програма што генерира сигнали за корекција и 3) механизми за извршување кои го менуваат оптичкиот систем на телескопот така што сликата станува „идеална“. Квантитативната разлика помеѓу овие системи е во тоа што корекција на недостатоците на самиот телескоп (активна оптика) може да се изврши релативно ретко - со интервал од неколку секунди до 1 минута; но неопходно е многу почесто да се коригираат пречките воведени од атмосферата (адаптивна оптика) - од неколку десетици до илјада пати во секунда. Затоа, адаптивниот оптички систем не може да го промени обликот на масивното главно огледало на телескопот и е принуден да го контролира обликот на специјалното дополнително „лесно и меко“ огледало инсталирано на излезната зеница од телескопот.
Имплементацијајас адаптивна оптика
Можноста за коригирање на изобличувањата на атмосферската слика со помош на деформирачко огледало првпат беше истакната во 1953 година од американскиот астроном Хорас Бабкок (Babcock H.W., b. 1912). За да ги компензира изобличувањата, тој предложи да се користи рефлексијата на светлината од маслениот филм, чија површина е деформирана од електростатските сили. Електростатски контролирани ретровизори со тенок слој се развиваат за слични цели денес, иако пиезоелектричните елементи со површина на огледалото се попопуларниот погон.
Рамниот преден дел на светлосниот бран, кој минува низ атмосферата, е искривен и во близина на телескопот има прилично сложена структура. За да се карактеризира изобличувањето, обично се користи параметарот r0 - радиус на кохерентност на брановиот фронт, дефиниран како растојание на кое фазната разлика корен-средна квадратура достигнува 0,4 бранови должини. Во видливиот опсег, на бранова должина од 500 nm, во огромното мнозинство на случаи r0 лежи во опсег од 2 до 20 cm; условите кога r0 = 10 cm често се сметаат за типични. Аголната резолуција на голем телескоп од земја што работи низ турбулентна атмосфера со долга експозиција е еднаква на онаа на идеален телескоп со дијаметар r0 кој работи надвор од атмосферата. Бидејќи вредноста на r0 се зголемува приближно пропорционално со брановата должина на зрачењето (r0 µl6/5), атмосферските изобличувања во инфрацрвениот опсег се значително помали отколку кај видливите.
За мали земјени телескопи, чиј дијаметар е споредлив со r0, можеме да претпоставиме дека во рамките на леќата брановиот фронт е рамен и во секој момент од времето е случаен наклон за одреден агол. Наклонот на предниот дел одговара на поместување на сликата во фокусната рамнина или, како што го нарекуваат астрономите, треперење (во атмосферската физика е прифатен терминот „флуктуации на аголот на пристигнување“). За да се компензира нервозата кај ваквите телескопи, доволно е да се воведе рамно контролирано огледало кое се навалува по две меѓусебно нормални оски. Искуството покажува дека толку едноставен активирач во адаптивниот оптички систем на мал телескоп значително го подобрува квалитетот на сликата при долга експозиција.
За телескопите со голем дијаметар (D), областа на објективот содржи околу (D/r0)2 квази-рамнини брановидни елементи. Овој број ја одредува сложеноста на дизајнот на компензирачкото огледало, т.е. бројот на пиезоелементи, кои, компресирани и проширување под влијание на високофреквентни контролни сигнали (до стотици херци), го менуваат обликот на „мекото“ огледало. Лесно е да се процени дека на голем телескоп (D = 8-10 m), за целосна корекција на обликот на брановиот фронт во оптичкиот опсег ќе биде потребно коректорско огледало со (10 m / 10 cm) 2 = 10.000 контролирани елементи. Со сегашниот развој на адаптивни оптички системи, тоа е практично невозможно. Меѓутоа, во блискиот инфрацрвен опсег, каде што вредноста на r0 = 1 m, огледалото за корекција треба да содржи околу 100 елементи, што е сосема остварливо. На пример, адаптивниот оптички систем на интерферометарот Very Large Telescope (VLT) на Европската јужна опсерваторија во Чиле има корекционо огледало од 60 контролирани елементи.
Ѕвездени слики направени од 10-тиот телескоп Кек со вклучена и исклучена корекција на турбуленции.
За да се генерираат сигнали кои го контролираат обликот на корекционото огледало, обично се анализира моментална слика на светла единечна ѕвезда. Како приемник се користи анализатор на брановидни фронтови лоцирани на излезната зеница од телескопот. Преку матрица од многу мали леќи, светлината од ѕвездата удира во матрица CCD, чии сигнали се дигитализираат и анализираат со компјутер. Контролната програма, менувајќи го обликот на поправачкото огледало, осигурува дека сликата на ѕвездата има совршено „точкаст“ изглед.
Експериментите со адаптивни оптички системи започнаа кон крајот на 1980-тите, а до средината на 1990-тите веќе беа добиени многу охрабрувачки резултати. Од 2000 година, речиси сите големи телескопи користат такви системи, што овозможува аголната резолуција на телескопот да се доведе до неговата физичка (дифракција) граница. На крајот на ноември 2001 година, адаптивниот оптички систем започна да работи на 8,2-метарскиот телескоп Јепун, дел од Многу големиот телескоп (VLT) на Европската јужна опсерваторија во Чиле. Ова значително го подобри квалитетот на набљудуваната слика: сега аголниот дијаметар на сликите на ѕвездите е 0,07І во опсегот K (2,2 μm) и 0,04І во опсегот J (1,2 μm).
Вештачка ѕвезда. За брзо анализирање на сликата, адаптивниот оптички систем користи референтна ѕвезда, која мора да биде многу светла бидејќи нејзината светлина е поделена на стотици канали од страна на анализаторот на брановиот фронт и се снима на фреквенција од околу 1 kHz во секој од нив. Покрај тоа, светла референтна ѕвезда треба да се наоѓа на небото во близина на објектот што се проучува. Сепак, соодветните ѕвезди не секогаш се наоѓаат во видното поле на телескопот: нема многу светли ѕвезди на небото, така што до неодамна адаптивните оптички системи можеа да набљудуваат само 1% од небото. За да се отстрани ова ограничување, беше предложено да се користи „вештачки светилник“ кој ќе се наоѓа во близина на објектот што се проучува и ќе помогне да се испита атмосферата. Експериментите покажаа дека за работа на активната оптика е многу погодно да се користи специјален ласер за да се создаде „вештачка ѕвезда“ (LGS = Laser Guide Star) во горните слоеви на атмосферата - мала светла точка која постојано е присутна во видното поле на телескопот. Како по правило, за ова се користи ласер со континуиран бран со излезна моќност од неколку вати, прилагоден на фреквенцијата на линијата за резонанца на натриум (на пример, линијата D2 Na). Неговиот зрак е фокусиран во атмосферата на надморска височина од околу 90 километри, каде што има природен слој на воздух збогатен со натриум, чиј сјај е прецизно возбуден од ласерскиот зрак. Физичката големина на светлечкото подрачје е околу 1 m, што на растојание од 100 km се перцепира како објект со аголен дијаметар од околу 1I.
На пример, во системот ALFA (Adaptive optics with Laser For Astronomy), развиен во Институтот за вонземска физика и Институтот за астрономија на општеството. Макс Планк (Германија) и пуштен во пробна работа во 1998 година, ласер со аргонска пумпа од 25 W возбудува ласер за боја со излезна моќност од 4,25 W, кој произведува зрачење во линијата на натриум D2. Овој уред создава вештачка ѕвезда со визуелна величина од 9-10. Навистина, појавата на аеросол во атмосферата или набљудувањето на големи зенитски растојанија значително ја намалува осветленоста и квалитетот на вештачката ѕвезда.
Бидејќи зракот на моќниот ласер може да заслепи пилот на авион ноќе, астрономите преземаат безбедносни мерки. Видео камера со видно поле од 200 монитори преку истиот телескоп ја надгледува областа на небото околу вештачката ѕвезда и, кога ќе се појави некој објект, издава команда до блендата што го блокира ласерскиот зрак.
Создавање на крајот на 20 век. адаптивните оптички системи отворија нови перспективи за астрономијата базирана на земја: аголната резолуција на големите телескопи на земјата во видливиот опсег беше многу блиску до можностите на вселенскиот телескоп Хабл, а во блискиот инфрацрвен опсег дури и значително ги надмина. Адаптивната оптика ќе овозможи во многу блиска иднина да се стават во функција големи оптички интерферометри, способни, особено, да проучуваат планети околу други ѕвезди.
На планината Хопкинс во Аризона, зрак од пет ласерски зраци е насочен кон небото за да ја подобри сликата на 6,5-метарскиот мултиогледален телескоп (ММТ).
Тим астрономи од Универзитетот во Аризона, предводени од Мајкл Харт, развиле техника која овозможува да се калибрира површината на телескопот со многу висока прецизност, што резултира со многу јасни слики од објекти кои вообичаено би биле прилично матни.
Ласерската адаптивна оптика е релативно нова техника за подобрување на сликите на копнените телескопи. Прекрасно е да можеш да користиш вселенски телескопи како Хабл и во не толку далечна иднина Џејмс Веб, но тие секако се многу скапи за лансирање и работа. И што е најважно, има огромен број на астрономи кои се борат за многу ограничено време да работат на овие телескопи. Телескопите како што е многу голем телескоп (ESO VLT) во Чиле или телескопот Кек на Хаваи веќе користат ласерска адаптивна оптика за да го подобрат квалитетот на сликата.
Првично, адаптивната оптика се фокусираше на најсветлата ѕвезда блиску до областа за гледање на телескопот, а актуаторите на задниот дел од огледалото беа поместени многу брзо со компјутер за да се компензира атмосферското нарушување. Сепак, можностите на таков систем се ограничени со присуството на области на небото во близина на светли ѕвезди.
Ласерската адаптивна оптика е многу пофлексибилна - технологијата користи еден ласер за да ги возбуди молекулите во атмосферата за да произведе сјај, кој се користи како „ѕвезда водилка“ за калибрирање на огледалото за да се компензира изобличувањето предизвикано од атмосферските турбуленции. Компјутерот ја анализира светлината од вештачката „ѕвезда водилка“ и го одредува однесувањето на атмосферата, менувајќи го обликот на површината на огледалото за да ги компензира изобличувањата.
Кога користите единечен ласер, адаптивната оптика може да компензира само за турбуленции на многу ограничено видно поле. Новата технологија, која за прв пат беше употребена во мултиогледалниот телескоп MMT 6,5 метри во Аризона, користи не еден, туку пет ласери за да создаде пет одделни „ѕвезди водење“ низ широко видно поле од две лачни минути. Аголната резолуција на телескопот е помала од онаа на еден ласерски систем, на пример, телескопот Keck или ESO VLT може да фотографира со аголна резолуција од 30-60 милиаркс секунди, но може да има поостра слика на поголемо поле од погледот има многу предности.
Способноста да се спроведат спектрални студии на стари слаби галаксии е една од можните примени на оваа технологија. Со помош на спектрална анализа, научниците можат подобро да ја разберат структурата и структурата на вселенските објекти. Користејќи ја оваа технологија, проучувањето на спектарот на галаксиите стари десет милијарди години, и тие имаат многу големо поместување на црвено, е можно дури и од површината на Земјата.
Исто така, кога се користи ласерска технологија, многу е полесно да се структурираат супермасивни ѕвездени јата, бидејќи телескопските слики распоредени во времето ќе им овозможат на астрономите да разберат кои ѕвезди се дел од јатото, а кои се гравитациски независни.
И сега ќе ве потсетам нешто за вселената: запомнете и како функционира. Сега прошетајте наоколу Оригиналниот напис е на веб-страницата InfoGlaz.rfЛинк до статијата од која е направена оваа копија -
Се вчитува...
