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LABORATORIO CIENTÍFICO INFANTIL
En el umbral de mundos lejanos. Laboratorio de ciencias para niños
Directorio / Laboratorio de ciencias para niños Hasta hace relativamente poco tiempo, parecía que la radioelectrónica y la astronomía no tenían ni podían tener nada en común. Sin embargo, en estos días esta opinión está irremediablemente desactualizada. Ahora, en las conferencias astronómicas, junto a cuestiones del estudio de planetas y estrellas, informan sobre nuevos dispositivos electrónicos, discuten no solo fotografías de la cara oculta de la Luna, sino también los equipos electrónicos que aseguraban su transmisión... Ingenieros de radio forman ahora una parte importante de la plantilla de los observatorios. Esto es comprensible: en los nuevos grandes telescopios no hay menos electrónica que óptica. Estos son algunos de los muchos ejemplos. En la fig. La Figura 1 muestra un polarímetro electrónico automático desarrollado en el Observatorio Astrofísico Abastumani de la Academia de Ciencias de la República Socialista Soviética de Georgia. Este dispositivo es un dispositivo informático electrónico de acción no discreta. Al medir ciertos parámetros de un haz de luz, resuelve varias ecuaciones, que incluyen estos parámetros, y calcula el resultado en 0,01 segundos. El circuito consta de 38 tubos de vacío y 35 diodos. Los estudios de la Luna y los planetas realizados en el observatorio con la ayuda del nuevo instrumento aportan valiosos datos sobre la composición y estructura de sus superficies.
Los instrumentos y métodos electrónicos utilizados en astronomía son extremadamente interesantes y únicos. Se sabe que el ojo reacciona solo a un intervalo muy pequeño de longitudes de onda en el rango de oscilaciones electromagnéticas: de 4200 a 7000 angstroms, lo que corresponde a frecuencias de 430 a 715 millones de megahercios. En este rango, la astronomía óptica está interesada en medir los flujos de luz - fotometría; distribución de energía de radiación en el rango - espectrometría; determinación del plano en el que se encuentra el vector eléctrico de oscilaciones y las relaciones cuantitativas correspondientes: polarimetría, así como una serie de otras tareas. Todos ellos se resuelven por métodos electrónicos. Por supuesto, cualquier dispositivo electrónico debe comenzar con un receptor de energía radiante que responda con la aparición de corriente, voltaje o un cambio en la resistencia. Estos receptores se caracterizan principalmente por el rango en el que deben operar y la sensibilidad. El tipo más común de receptor utilizado en astronomía es el tubo fotomultiplicador (PMT). Es una combinación de una fotocélula de vacío convencional con un multiplicador de electrones. Tal sistema puede ser más sensible que la visión más aguda, pero también tiene un límite. En primer lugar, el fotocátodo tiene una pequeña emisión térmica. Mejorado millones de veces, se vuelve tangible y, por lo tanto, hay una corriente en la salida del PMT en ausencia de luz. La estructura cuántica de la luz impone otra limitación: se puede medir con bastante facilidad un flujo de 1000 cuantos por segundo, pero la llegada desigual de los cuantos crea un efecto de disparo adicional. Los PMT se fabrican con varios tipos de cátodos, lo que permite su uso en todas las partes del rango, excepto en las regiones del infrarrojo lejano. Los PMT suelen ser dispositivos de "un solo canal"; no pueden transmitir la distribución del brillo sobre los puntos del fotocátodo. En la fig. 2 muestra un diagrama de un fotómetro astronómico. Un disco con agujeros, girado por un motor síncrono, modula el flujo luminoso. Un detector de fase con una gran constante de tiempo funciona de forma síncrona con la modulación, lo que permite separar la señal del ruido incluso cuando la relación señal/ruido no supera 0,001. Un dispositivo de software especial realiza mediciones de control, compara y luego imprime el resultado. Este instrumento también fue creado en el Observatorio Abastumani.
De gran interés es la idea de un dispositivo fotoelectrónico que permita rastrear automáticamente las estrellas con un telescopio (fotoguía). El PMT sirve como receptor en el mismo. La guía de fotos (Fig. 3) fue desarrollada en el Instituto de Electromecánica de Leningrado.
Las herramientas indispensables para los astrónomos son el termopar y el bolómetro. Se pueden utilizar en el rango que va desde la luz visible hasta las ondas de radio submilimétricas. No hay otros dispositivos de tal banda ancha. Un termopar es un termopar en miniatura, generalmente colocado en el vacío. La unión de dos alambres diferentes se ennegrece de tal manera que toda la radiación que incide sobre él es absorbida, calentando ligeramente la unión. Aparece la fem térmica. que se puede medir con un galvanómetro de alta sensibilidad y baja resistencia. La amplificación de esta fem. circuitos de la lámpara es difícil, ya que es muy pequeño, y la baja resistencia no se puede utilizar sin un convertidor. El uso de circuitos de transistores con baja resistencia de entrada es de gran interés aquí, sin embargo, el ruido del transistor presenta una complicación. El bolómetro consta de dos pequeñas placas de metal de una fracción de micra de espesor, que también se ennegrecen y se colocan al vacío. El flujo radiante a medir se dirige a uno de ellos. En el circuito del puente eléctrico, debido al cambio de resistencia de esta placa, provocado por su calentamiento, aparece un desequilibrio, proporcional a la cantidad de energía radiante absorbida. El bolómetro también es inercial y el puente tiene una baja impedancia de salida. Estos dispositivos, que se utilizan con mayor frecuencia como receptores de rayos infrarrojos, son de un solo canal. Es cierto que recientemente se ha desarrollado una pantalla hecha de un mosaico sensible a la luz de tipo semiconductor (fotorresistencia), que es un dispositivo multicanal. El umbral de sensibilidad de los termoelementos y bolómetros no supera los 10-11 W con una constante de tiempo de aproximadamente 1 segundo. El único dispositivo "multicanal" de su tipo, donde el flujo electrónico transporta información sobre la imagen completa al mismo tiempo, es un tubo intensificador de imagen (IOC). El fotocátodo semitransparente, como en el PMT, se deposita en la superficie interna de la cara del extremo del matraz. Naturalmente, aquí el cátodo también determina el propósito espectral: el cátodo de antimonio-cesio funciona bien en las regiones verde-violeta y ultravioleta, el cátodo de bismuto-cesio cubre todo el rango visible, y el cátodo de oxígeno-plata-cesio permite la penetración en el cerca de regiones infrarrojas. Hay otros tipos de fotocátodos. Lentes electrónicas especiales, que son campos eléctricos formados por electrodos especiales, fotoelectrones directos al ánodo, similares a los dispositivos de enfoque de haz en los cinescopios. Esto se hace de tal manera que la estructura del flujo no se distorsione y la transferencia de imágenes se acompañe únicamente de su reducción. El ánodo es una pantalla fluorescente donde se puede ver o fotografiar la imagen. El propósito de los tubos intensificadores de imagen es aumentar el brillo de la imagen y, si es necesario, convertirla de lo invisible, como el infrarrojo, a lo visible. La mejora de estos dispositivos ha llevado a la creación de tubos intensificadores de imagen de varias etapas, en los que el brillo de la imagen aumenta constantemente. Lo real para un tubo intensificador de imagen de tres etapas es un aumento de brillo de 60 a 120 veces, mientras que un intensificador de imagen de una sola etapa brinda una ganancia de 6 a 15 veces. En otro caso, fue posible hacer un uso más completo de la luz de la pantalla: el ánodo, para el cual el grosor de la bombilla en este lugar se reduce a décimas de milímetro, y se presiona una película fotográfica desde el exterior. ("tubo intensificador de imagen de contacto" o "tubo de fotocontacto"). También se desarrollaron diseños en los que la placa fotográfica se colocaba desde el interior en lugar del ánodo. Sin embargo, para conseguirlo, fue necesario romper el frasco. Incluso con algunos discos reemplazados por un artilugio ingenioso, esto es demasiado caro. Más recientemente, se han utilizado sistemas astronómicos de televisión. En la Unión Soviética, el trabajo más significativo en esta dirección fue realizado por N. F. Kuprevich, investigador principal del Observatorio Pulkovo. En la instalación que creó, se utiliza el método de acumulación, que consiste en proyectar una imagen débil durante mucho tiempo sobre el fotocátodo superorthicon en ausencia de un haz de barrido. En este caso, el alivio potencial se "acumula" en los electrodos correspondientes del tubo. Luego se enciende un solo escaneo y aparece una imagen con un brillo mucho mayor (del mismo orden que el de los tubos intensificadores de imagen de etapas múltiples) en la pantalla de TV de un sistema de televisión de circuito cerrado. Un solo barrido elimina la molestia de fotografiar. Bastante difícil de configurar y operar, el sistema de televisión tiene un gran potencial. Así, los pequeños detalles de las imágenes de objetos astronómicos en placas fotográficas siempre se ven borrosos. Esto se explica por el jitter continuo de las imágenes. Un fenómeno similar es conocido por todos por el centelleo de las estrellas. El sistema de televisión, al aumentar el brillo, permite reducir la duración de la exposición y, en consecuencia, el "desenfoque" de las imágenes. El sistema de televisión es esencialmente monocanal, pero gracias a la descomposición línea por línea, es capaz de transmitir imágenes, lo que lo hace similar al tubo intensificador de imagen. En términos de umbral de sensibilidad, ambos receptores son inferiores a un buen PMT. Fotoguía para el seguimiento automático de una estrella por un telescopio De todo lo dicho se desprende que la ciencia moderna ha puesto a disposición de los astrónomos medios técnicos muy poderosos. Parecería que ahora no hay base para la insatisfacción. Sin embargo, no lo es. Se sabe, por ejemplo, que ahora ya se están realizando algunas observaciones astronómicas sin participación humana, desde satélites. El mundo entero vio fotografías del lado oculto de la Luna tomadas por el "astrónomo electrónico": el AMS soviético, lanzado el 4 de octubre de 1959. Obviamente, en este caso, no había otra manera posible. También era necesario enviar un AMS a Venus, ya que la órbita de este planeta está dentro de la órbita de la Tierra y en los momentos de acercamiento a la Tierra nos enfrenta con un lado oscuro, y por lo tanto invisible. Muchos problemas importantes esperan su solución sacando los instrumentos astronómicos de la atmósfera terrestre. Tomemos, por ejemplo, el planeta Marte, nuestro vecino más cercano. El misterio de Marte (sus "canales" y otros detalles) persigue no solo a los astrónomos. Muchos acertijos y otras luminarias; incluso la luna tiene muchos de ellos. Parecería que uno solo tiene que mirar a través de un telescopio con un gran aumento y mucho se aclarará. Pero en realidad esto no es así. En lugar de contornos claros del planeta, verá una bola temblando como la llama de una vela en el viento, con puntos de niebla que flotan continuamente. Esta es la influencia de la atmósfera terrestre, donde los flujos de aire de diferentes densidades crean una refracción de los rayos de luz que cambia continuamente. Incluso con un ambiente muy tranquilo, no es posible distinguir ningún pequeño detalle de las imágenes. Sin embargo, el temblor y el parpadeo son solo un lado del asunto. Todo el problema es que la gran mayoría del rango de radiación electromagnética no llega a la superficie de la Tierra. Mientras tanto, el estudio de esta parte particular del rango puede dar a la ciencia nada menos que una visión de los ciegos. Es por eso que la eliminación del observatorio más allá de la atmósfera, primero a un satélite artificial y luego a la Luna, es una necesidad urgente. Tampoco es difícil comprender que, utilizando un pequeño telescopio, por muy aumentado que sea, es imposible distinguir los detalles finos de los planetas. Esto también es impensable porque el llamado límite de difracción tiene un efecto. Por ejemplo, para distinguir detalles en la superficie de la Luna de 40 m de tamaño, se necesita un telescopio con un diámetro de objetivo de al menos 65 cm, pero los telescopios grandes son tan pesados que se doblan bajo la influencia de su peso. Tenemos que aumentar la rigidez de la estructura, lo que a su vez aumenta el peso, etc. ¿Hay alguna salida a esta situación? Sí tengo. Consiste en el hecho de que uno grande, un telescopio instalado en un satélite, no pesará nada. Su rigidez se puede reducir al mínimo, mientras que la masa de la estructura será pequeña y ponerla en órbita no costará demasiado. En el futuro, sería más conveniente instalar telescopios en la Luna, donde pesarán 6 veces menos que en la Tierra. Se puede decir sin exagerar que tal "observatorio externo", equipado con modernos equipos electrónicos y computadoras (pueden estar ubicados en la Tierra), es capaz de resolver cientos de problemas actuales en poco tiempo. Es interesante notar que la noche en la Luna es 29,5 veces más larga que la de la Tierra, al igual que el día. Por lo tanto, es posible realizar observaciones allí tanto de día como de noche. En la Luna y en el espacio será posible utilizar nuevos dispositivos electrónicos abiertos; después de todo, el vacío allí es tal que no se ha logrado en ninguna otra lámpara. Finalmente, es imposible no mencionar un problema más que ahora está pasando de las páginas de las novelas de ciencia ficción al laboratorio de los científicos. Hablamos de emisiones de radio cósmicas de origen artificial. Será importante no solo aceptarlo, sino también descifrarlo. Aunque existen predicciones sobre la longitud de onda específica donde se deben buscar estas señales, se debe estudiar todo el rango. Los logros de la ciencia y la tecnología soviéticas, los vuelos históricos de las naves espaciales de pasajeros soviéticas, los mayores éxitos de nuestra Patria en la conquista del espacio exterior atestiguan claramente el éxito de los sueños centenarios de la humanidad, los planes que recientemente se consideraban una utopía. realizada en la Unión Soviética. Estamos seguros de que no está lejos el momento en que los astrónomos soviéticos podrán ir a la Luna para observar y probar hipótesis. Autor: L. Xanformalidad
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