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LABORATÓRIO CIENTÍFICO INFANTIL
No limiar de mundos distantes. Laboratório de Ciências para Crianças
Diretório / Laboratório de Ciências para Crianças Até há relativamente pouco tempo, parecia que a radioeletrônica e a astronomia não tinham e não poderiam ter nada em comum. No entanto, hoje em dia essa opinião está irremediavelmente desatualizada. Agora, em conferências astronômicas, junto com questões do estudo de planetas e estrelas, eles relatam novos dispositivos eletrônicos, discutem não apenas fotografias do outro lado da Lua, mas também os equipamentos eletrônicos que garantiam sua transmissão ... Engenheiros de rádio constituem agora uma parte significativa do pessoal dos observatórios. Isso é compreensível: nos novos grandes telescópios, não há menos eletrônica do que óptica. Aqui estão alguns dos muitos exemplos. Na fig. A Figura 1 mostra um polarímetro eletrônico automático desenvolvido no Observatório Astrofísico Abastumani da Academia de Ciências da RSS da Geórgia. Este dispositivo é um dispositivo de computação eletrônica de ação não discreta. Ao medir certos parâmetros de um feixe de luz, ele resolve várias equações, que incluem esses parâmetros, e calcula o resultado em 0,01 segundos. O circuito consiste em 38 tubos de vácuo e 35 diodos. Os estudos da Lua e dos planetas realizados no observatório com a ajuda do novo instrumento fornecem dados valiosos sobre a composição e estrutura de suas superfícies.
Instrumentos eletrônicos e métodos usados em astronomia são extremamente interessantes e únicos. Sabe-se que o olho reage apenas a um intervalo muito pequeno de comprimentos de onda na faixa de oscilações eletromagnéticas - de 4200 a 7000 angstroms, o que corresponde a frequências de 430 a 715 milhões de megahertz. Nesta faixa, a astronomia óptica está interessada em medir fluxos de luz - fotometria; distribuição de energia de radiação ao longo do intervalo - espectrometria; determinação do plano em que se encontra o vetor elétrico de oscilações e as relações quantitativas correspondentes - polarimetria, bem como várias outras tarefas. Todos eles são resolvidos por métodos eletrônicos. Obviamente, qualquer dispositivo eletrônico deve começar com um receptor de energia radiante que responde a ela com a aparência de corrente, tensão ou mudança na resistência. Esses receptores são caracterizados principalmente pelo alcance em que devem operar e pela sensibilidade. O tipo mais comum de receptor usado em astronomia é o tubo fotomultiplicador (PMT). É uma combinação de uma fotocélula a vácuo convencional com um multiplicador de elétrons. Tal sistema pode ser mais sensível do que a visão mais nítida, mas também tem um limite. Em primeiro lugar, o fotocátodo tem uma pequena emissão térmica. Aumentado milhões de vezes, torna-se tangível e, portanto, há uma corrente na saída do PMT na ausência de luz. Outra limitação é imposta pela estrutura quântica da luz: um fluxo de 1000 quanta por segundo pode ser medido com bastante facilidade, mas a chegada desigual dos quanta cria um efeito de disparo adicional. Os PMTs são fabricados com vários tipos de cátodos, o que permite que sejam utilizados em todas as partes da faixa, exceto nas regiões do infravermelho distante. PMTs são tipicamente dispositivos de "canal único"; eles não podem transmitir a distribuição de brilho sobre os pontos do fotocatodo. Na fig. 2 mostra um diagrama de um fotômetro astronômico. Um disco com furos, girado por um motor síncrono, modula o fluxo luminoso. Um detector de fase com uma grande constante de tempo opera em sincronia com a modulação, o que torna possível separar o sinal do ruído mesmo quando a relação sinal-ruído não excede 0,001. Um dispositivo de software especial faz medições de controle, compara e imprime o resultado. Este instrumento também foi criado no Observatório Abastumani.
De grande interesse é a ideia de um dispositivo fotoeletrônico que possibilite o rastreamento automático das estrelas com um telescópio (fotoguia). O PMT serve como um receptor nele. O guia fotográfico (Fig. 3) foi desenvolvido no Instituto de Eletromecânica de Leningrado.
Ferramentas indispensáveis para os astrônomos são o termopar e o bolômetro. Eles podem ser usados na faixa de luz visível a ondas de rádio submilimétricas. Não existem outros dispositivos de tal banda larga. Um termopar é um termopar em miniatura, geralmente colocado no vácuo. A junção de dois fios diferentes é enegrecida de tal forma que toda a radiação incidente sobre ela é absorvida, aquecendo levemente a junção. A fem térmica aparece. que pode ser medido com um galvanômetro de baixa resistência altamente sensível. A amplificação desta fem. circuitos de lâmpadas é difícil, pois é muito pequeno e baixa resistência não pode ser usada sem um conversor. O uso de circuitos de transistor com baixa resistência de entrada é de grande interesse aqui, entretanto, o ruído do transistor introduz uma complicação. O bolômetro consiste em duas pequenas placas de metal com uma fração de mícron de espessura, que também são enegrecidas e colocadas no vácuo. O fluxo radiante a ser medido é direcionado para um deles. No circuito da ponte elétrica, devido à alteração da resistência desta placa, provocada pelo seu aquecimento, surge um desequilíbrio, proporcional à quantidade de energia radiante absorvida. O bolômetro também é inercial e a ponte tem baixa impedância de saída. Esses dispositivos, mais usados como receptores de raios infravermelhos, são de canal único. É verdade que recentemente foi desenvolvida uma tela feita de mosaico sensível à luz do tipo semicondutor (fotorresistência), que é um dispositivo multicanal. O limite de sensibilidade de termoelementos e bolômetros não excede 10-11 W em uma constante de tempo de cerca de 1 segundo. O único dispositivo "multicanal" desse tipo, onde o fluxo eletrônico carrega informações sobre toda a imagem ao mesmo tempo, é um tubo intensificador de imagem (IOC). O fotocátodo semitransparente, como no PMT, é depositado na superfície interna da face final do frasco. Naturalmente, aqui o cátodo também determina a finalidade espectral: o cátodo de antimônio-césio funciona bem nas regiões verde-violeta e ultravioleta, o cátodo de bismuto-césio cobre toda a faixa visível e o cátodo de oxigênio-prata-césio permite a penetração no regiões próximas do infravermelho. Existem outros tipos de fotocátodos. Lentes eletrônicas especiais, que são campos elétricos formados por eletrodos especiais, direcionam os fotoelétrons para o ânodo, semelhantes aos dispositivos de focalização de feixe em cinescópios. Isso é feito de forma que a estrutura do fluxo não seja distorcida e a transferência da imagem seja acompanhada apenas por sua redução. O ânodo é uma tela fluorescente onde a imagem pode ser visualizada ou fotografada. A finalidade dos tubos intensificadores de imagem é aumentar o brilho da imagem e, se necessário, convertê-la do invisível, como o infravermelho, para o visível. A melhoria desses dispositivos levou à criação de tubos intensificadores de imagem de vários estágios, onde o brilho da imagem é aumentado de forma consistente. O real para um tubo intensificador de imagem de três estágios é um aumento de brilho de 60 a 120 vezes, enquanto um intensificador de imagem de estágio único fornece um ganho de 6 a 15 vezes. Em outro caso, tornou-se possível aproveitar mais a luz da tela - o ânodo, para o qual a espessura do frasco neste local é reduzida a décimos de milímetro, e um filme fotográfico é pressionado contra ele do lado de fora ("tubo intensificador de imagem de contato" ou "tubo de fotocontato"). Também foram desenvolvidos desenhos onde a chapa fotográfica era colocada por dentro no lugar do ânodo. No entanto, para obtê-lo, foi necessário quebrar o frasco. Mesmo com alguns registros substituídos por uma engenhoca engenhosa, isso é muito caro. Mais recentemente, sistemas astronômicos de televisão têm sido usados. Na União Soviética, o trabalho mais significativo nessa direção foi realizado por N. F. Kuprevich, pesquisador sênior do Observatório Pulkovo. Na instalação que criou, é utilizado o método de acumulação, que consiste no fato de uma imagem fraca ser projetada por muito tempo no fotocátodo superorthicon na ausência de um feixe de varredura. Nesse caso, o alívio de potencial "acumula" nos eletrodos correspondentes do tubo. Em seguida, uma única varredura é ativada e uma imagem com um brilho muito maior (da mesma ordem dos tubos intensificadores de imagem de vários estágios) aparece na tela da TV de um sistema de circuito fechado de televisão. Uma única varredura elimina o incômodo de fotografar. Bastante difícil de configurar e operar, o sistema de televisão tem um grande potencial. Assim, pequenos detalhes de imagens de objetos astronômicos em chapas fotográficas sempre parecem borrados. Isso é explicado pelo jitter contínuo das imagens. Um fenômeno semelhante é conhecido por todos pelo brilho das estrelas. O sistema televisivo, ao aumentar o brilho, permite reduzir a duração da exposição e, consequentemente, o "embaçamento" das imagens. O sistema de televisão é essencialmente monocanal, mas graças à decomposição linha a linha, é capaz de transmitir imagens, o que o torna semelhante ao tubo intensificador de imagem. Em termos de sensibilidade de limiar, ambos os receptores são inferiores a um bom PMT. Guia de fotos para rastreamento automático de uma estrela por um telescópio De tudo o que foi dito, fica claro que a ciência moderna colocou meios técnicos muito poderosos à disposição dos astrônomos. Parece que agora não há base para insatisfação. No entanto, não é. Sabe-se, por exemplo, que agora algumas observações astronômicas já estão sendo realizadas sem a participação humana - de satélites. O mundo inteiro viu fotos do outro lado da Lua tiradas pelo "astrônomo eletrônico" - o AMS soviético, lançado em 4 de outubro de 1959. Obviamente, neste caso, nenhuma outra maneira era possível. Também foi necessário enviar um AMS para Vênus, já que a órbita deste planeta está dentro da órbita da Terra e nos momentos de aproximação da Terra, ele nos enfrenta com um lado escuro e, portanto, invisível. Muitos problemas importantes aguardam sua solução tirando os instrumentos astronômicos da atmosfera terrestre. Tomemos, por exemplo, o planeta Marte, nosso vizinho mais próximo. O mistério de Marte (seus "canais" e outros detalhes) assombra não apenas os astrônomos. Muitos enigmas e outros luminares; até a lua tem muitos deles. Parece que basta olhar através de um telescópio com alta ampliação e muito ficará claro. Mas, na realidade, não é assim. Em vez de contornos claros do planeta, você verá uma bola tremendo como a chama de uma vela ao vento, com pontos de neblina flutuantes continuamente. Esta é a influência da atmosfera terrestre, onde fluxos de ar de diferentes densidades criam uma refração continuamente variável dos raios de luz. Mesmo com um ambiente muito calmo, não é possível distinguir pequenos detalhes das imagens. No entanto, tremer e piscar é apenas um lado da questão. O problema todo é que a grande maioria do alcance da radiação eletromagnética não atinge a superfície da Terra. Enquanto isso, o estudo dessa parte específica do intervalo pode dar à ciência nada menos que uma visão dos cegos. É por isso que a remoção do observatório além da atmosfera - primeiro para um satélite artificial e depois para a Lua - é uma necessidade urgente. Também não é difícil entender que, com um pequeno telescópio, por mais ampliado que seja, é impossível distinguir detalhes finos dos planetas. Isso também é impensável porque o chamado limite de difração tem um efeito. Por exemplo, para distinguir detalhes na superfície da Lua com 40 m de tamanho, você precisa de um telescópio com diâmetro objetivo de pelo menos 65 cm, mas telescópios grandes são tão pesados que dobram sob a influência de seu peso. Temos que aumentar a rigidez da estrutura, que, por sua vez, aumenta o peso, etc. Existe uma saída para esta situação? Sim, eu tenho. Consiste no fato de que um grande - um telescópio instalado em um satélite não pesará nada. Sua rigidez pode ser reduzida ao mínimo, enquanto a massa da estrutura será pequena e colocá-la em órbita não custará muito. No futuro, os telescópios aparentemente serão mais convenientes para instalar na Lua, onde pesarão 6 vezes menos do que na Terra. Pode-se dizer sem exagero que tal "observatório externo", equipado com modernos equipamentos eletrônicos e computadores (podem estar localizados na Terra), é capaz de resolver centenas de problemas de hoje em pouco tempo. É interessante notar que a noite na Lua é 29,5 vezes mais longa que a da Terra, assim como o dia. Portanto, é possível realizar observações durante o dia e a noite. Na Lua e no espaço será possível usar novos aparelhos eletrônicos abertos; afinal, o vácuo que existe ali é como nunca foi alcançado em nenhuma lâmpada. Por fim, é impossível não mencionar mais um problema que agora passa das páginas dos romances de ficção científica para o laboratório dos cientistas. Estamos falando de emissão de rádio cósmica de origem artificial. Será importante não apenas aceitá-lo, mas também decifrá-lo. Embora existam previsões sobre o comprimento de onda específico onde esses sinais devem ser procurados, toda a faixa deve ser estudada. As conquistas da ciência e tecnologia soviéticas, os voos históricos das espaçonaves de passageiros soviéticas, os maiores sucessos de nossa pátria na conquista do espaço sideral testemunham claramente o sucesso dos sonhos seculares da humanidade, planos que recentemente foram considerados utopias, estão sendo realizada na União Soviética. Estamos confiantes de que não está longe o tempo em que os astrônomos soviéticos poderão ir à Lua para observar e testar hipóteses. Autor: L. Xanfomality
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