ТЕЛЕСКОПЫ

Телескопы бывают самыми разными – оптические (общего астрофизического назначения,

Первый телескоп был построен в 1609 году итальянским астрономом Галилео Галилеем. Телескоп имел скромные размеры (длина трубы 1245 мм, диаметр объектива 53 мм, окуляр 25 диоптрий), несовершенную оптическую схему и 30-кратное увеличение. Он позволил сделать целую серию замечательных открытий (фазы Венеры, горы на Луне, спутники Юпитера, пятна на Солнце, звезды в Млечном Пути).

К оптическим телескопам относят, прежде всего, рефракторы и рефлекторы.

Главная часть простейшего рефрактора – объектив – двояковыпуклая линза, установленная в передней части телескопа. Объектив собирает излучение. Чем больше размеры объектива D, тем больше собирает излучения телескоп, тем более слабые источники могут быть обнаружены им. Чтобы избежать хроматической аберрации, линзовые объективы делают составными. Однако в случаях, когда требуется свести к минимуму рассеяние в системе, приходится использовать и одиночную линзу. Расстояние от объектива до главного фокуса называется главным фокусным расстоянием F.

Самый большой рефрактор в мире, который находится в Йеркской обсерватории в США, имеет линзу диаметром в 1 м. Линза с большим диаметром была бы слишком тяжела и сложна в изготовлении.

Основным элементом рефлектора является зеркало – отражающая поверхность сферической, параболической или гиперболической формы. Обычно оно делается из стеклянной или кварцевой заготовки круглой формы и затем покрывается отражающим покрытием (тонкий слой серебра или алюминия). Точность изготовления поверхности зеркала, т.е. максимально допустимые отклонения от заданной формы, зависит от длины волны света, на которой будет работать зеркало. Точность должна быть лучше, чем λ/8. К примеру, зеркало, работающее в видимом свете (длина волны λ = 0,5 микрона), должно быть изготовлено с точностью 0,06 мкм (0,00006 мм).

Обращенная к глазу наблюдателя оптическая система называется окуляром. В простейшем случае окуляр может состоять только из одной положительной линзы.

В современных телескопах в качестве приемников излучения используют ПЗС-матрицы. ПЗС состоит из большого количества (1000×1000 и более) полупроводниковых чувствительных ячеек размером в несколько микрон каждая, в которых кванты излучения освобождают заряды, накапливаемые в определенных местах – элементах изображения. Изображения обрабатываются в цифровом виде при помощи ЭВМ. Матрица должна охлаждаться до температур –130°С.

Наблюдения на современных телескопах проводятся из специальных помещений; во время работы телескопов людям в здании желательно не находится, чтобы не создавать лишних вибраций и потоков тепла. Некоторые телескопы могут передавать изображение напрямую пользователям Internet.

В современных телескопах-рефлекторах главное зеркало, как правило, имеет параболическую или гиперболическую форму. Они способны получать изображение не только в оптическом, но и в инфракрасном и ультрафиолетовом диапазонах. Имеются механизмы компенсирования дрожания атмосферы – адаптивная оптика и спекл-интерферометрия.

Особое значение в наш космический век придается орбитальным обсерваториям. Наиболее известная из них – космический телескоп им. Хаббла – запущен в апреле 1990 года и имеет диаметр 2,4 м. После установки в 1993 году корректирующего блока телескоп регистрирует объекты вплоть до 30-й звездной величины, а его угловое увеличение – лучше 0,1" (под таким углом видна горошина с расстояния в несколько десятков километров). С помощью телескопа удалось получить снимки далеких объектов Солнечной системы, наблюдать падение кометы Шумейкеров – Леви на Юпитер и извержение Ио, изучить цефеиды и квазары, получить снимки предельно слабых галактик. Исследования с орбиты проводятся не только в оптическом, но и во всех других диапазонах электромагнитного излучения.

Первым космическое радиоизлучение зарегистрировал Карл Янский в 1931 году. Его радиотелескоп представлял собой вращающуюся деревянную конструкцию, установленную на автомобильных колесах для исследования помех радиотелефонной связи на длинах волн λ = 4 000 м и λ = 14,6 м. К 1932 году стало ясно, что радиопомехи приходят из Млечного Пути, где расположен центр Галактики. А в 1942 было открыто радиоизлучение Солнца.

Любой радиотелескоп по принципу своего действия похож на оптический: он собирает излучение и фокусирует его на детекторе, настроенном на выбранную длину волны, а затем преобразует этот сигнал, показывая условно раскрашенное изображение неба или объекта. В радиоастрономии используются различные типы антенн: дипольные антенны, параболические рефлекторы, радиоинтерферометры. Чаще всего в качестве антенны используется большая вогнутая чаша или зеркало параболической формы. Зеркало отражает радиоволны, которые собираются вблизи фокуса и улавливаются облучателем – полуволновым диполем, принимающим излучение заданной длины волны.

В 1963 году начал работать 300-метровый радиотелескоп со сферической антенной в Аресибо на острове Пуэрто-Рико, установленный в огромном естественном котловане, в горах. В 1976 году на Северном Кавказе в России начал работать 600-метровый радиотелескоп РАТАН-600. Угловое разрешение радиотелескопа на волне 3 см составляет 10".

ВВЕРХ

МЛЕЧНЫЙ ПУТЬ ПОГЛОЩАЕТ СОСЕДНЮЮ ГАЛАКТИКУ

Американские исследователи подтвердили факт того, что Млечный Путь постепенно поглощает

Эта небольшая (примерно в 10000 раз меньше Млечного Пути) галактика была открыта только в 1994 году. Дело в том, что ее излучение представлено преимущественно инфракрасными лучами. Интенсивность видимой составляющей этого излучения мала, и галактика не видна за яркими звездами Млечного Пути и пылевыми облаками, поэтому до сих пор астрономы наблюдали лишь отдельные фрагменты галактики.Увидеть процесс поглощения галактики удалось поподробнее американским ученым удалось, сосредоточившись на так называемых гигантах класса М - крупных звездах с интенсивным ИК-излучением. Они очень распространены в галактике Стрельца, но практически не встречаются во внешних областях Млечного Пути. Исследователи создали специальную модель, исключив из рассмотрения звезды с интенсивным излучением в видимом диапазоне, заслоняющие собой галактику в созвездии Стрельца.В результате исследования была получена картина, показанная на рисунке. Красноватая полоса соответствует остаткам галактики Стрельца, которая вытягивается, закручивается в петлю и поглощается Млечным Путем (голубая спираль). По мнению исследователей, этот процесс длится уже около 2 млрд. лет, но сейчас наступил критический момент, когда галактика в созвездии Стрельца больше не может сохранять свою форму. Ученые также отмечают, что звезды из другой галактики сейчас проходят относительно близко от Солнца (желтая точка на рисунке). Кроме того, форма витка поглощаемой галактики, по их мнению, говорит о сферическом расположении в Млечном Пути темной материи - загадочного вещества, составляющего большую часть массы Вселенной.

ВВЕРХ

ЭКСПЕРИМЕНТ ПО ОБНАРУЖЕНИЮ ТЕМНОЙ МАТЕРИИ

1) WIMPs-ДЕТЕКТОР , созданный по проекту UKDMC Великобритании, находится в самой глубокой шахте Европы, на глубине 1 100 метров. Окружающие его скальные породы не пропускают никакие космические лучи. Кроме нейтрино и WIMPs! Потому что они почти не взаимодействуют с обычными частицами, из которых сделаны скалы. Кроме того, детектор окружен водяным слоем, чтобы предохранить его от слабой радиоактивности окружающих стен. Ученые, создавшие этот детектор, уверены, что если внутри него выделится микроскопическое тепло, то это может быть только нейтрино, или WIMPs. Нейтрино, взаимодействуя с веществом, как правило, порождает быстрые электроны, черенковское свечение которых и выдает эти неуловимые частицы, а вот как будут себя проявлять WIMPs, пока никто не знает.

2) ПРОЕКТ AMANDA
Прозрачный ледяной массив Антарктиды идеально подходит для проведения самых разных исследований по физике элементарных частиц. Пять тысяч фотодетекторов, установленных в пробуренных скважинах, позволяют не только регистрировать акты взаимодействия высокоэнергичных нейтрино, но и искать новые неведомые частицы.

Подробнее о темной материи вы можете узнать здесь.

ВВЕРХ

ВНИМАНИЕ! ОБНАРУЖЕНА ЧЕРНАЯ ДЫРА!

Изучая рентгеновские снимки орбитальной обсерватории Chandra астрономы впервые обнаружили устойчивое излучение из супермассивной черной дыры, находящейся в 250 миллионах световых лет от Земли. Рентгеновская обсерватория обнаружила такое излучение впервые из супермассивной черной дыры. Огромное количество энергии принесенное этим излучением может решить некоторые проблемы в астрофизике.

Черная дыра находится в группе галактик Персея, расположенной в 250 миллионах световых лет от Земли. В 2002 году астрономы получили детальное наблюдение, которое показывает пульсации в газе, окружающем группу галактик. Эти пульсации являются подтверждением для волн, которые прошли сотни тысяч световых лет от центральной черной дыры. "Мы наблюдали огромное количество света и тепла созданного черными дырами, теперь мы обнаружили «звук», сказал Andrew Fabian – лидер группы данных исследований.Это–самый глубокий звук когда-либо обнаруженный с объекта во вселенной. " Волны звука в Персее - гораздо больше, чем просто необычная форма акустики черной дыры," сказал Steve Allen - коллега Andrew Fabian. "Эти волны могут быть полезными в изучении скоплений галактик - самых больших структур во вселенной", сказал Allen. Довольно долго астрономы пытались понять, почему так много горячего газа в группах галактик. Горячий газ рентгеновскими лучами должен охлаждаться, и плотный центральный газ должен охлаждать его. Давление в этом холодном центральном газе должно затем падать, охлаждая газ еще дальше, чтобы сопутствовать формированию триллионов звезд в этом газе. Это труднообъяснимое явление заставило астрономов изобретать различные другие пути, чтобы объяснить, почему газ содержится в группах галактик оставаясь горячим, но ни одно из них не было доказательным до открытия Chandra. Сейчас считается, что нагрев, вызванный излучением центральной черной дыры, предохраняет окружающий газ от охлаждения. Хотя это явление было ранее обнаружено в радиоволновом диапазоне, этот эффект в окружающем газе был непонятным поскольку этот газ обнаруживаем только в рентгеновских лучах, и ранние рентгеновские наблюдения Chandra не могли обнаружить подробную структуру. Предшествующие наблюдения Chandra в Персее показывали две обширных полости в окружающем газе, расширяющиеся от центральной черной дыры. Струя выброса в обе стороны от центральной черной дыры сформировала эти рентгеновские полости, которые являются яркими источниками радиоволн. Они долго подозревались в нагреве окружающего газа, но механизм был неизвестным. Огромное количество энергии генерируется в полости газа, такое же, как комбинированная энергия из 100 миллионов сверхновых звезд. Значительная часть этой энергии принесена волнами от черной дыры и должна рассеиваться в окружающем газе, сохраняя газовое тепло и возможно останавливая охлаждающий процесс. Персей является самой яркой группой галактик в рентгеновских лучах, и, следовательно, был отличной целью для Chandra для обнаружения таких волн, проходящих через горячий окружающий газ. Другие группы галактик так же показывают рентгеновские области излучения, и будущие наблюдения Chandra помогут еще обнаружить подобные волны на этих объектах.

Сентябрь 10, 2003 - Рентгеновская орбитальная обсерватория «Чандра» впервые "услышала" черную дыру! Объект является супермассивной черной дырой в центре галактики в скоплении галактик в созвездии Персея. Расстояние до галактики и черной дыры 250 миллионов световых лет. “Чандра» обнаружила устойчивое излучение из черной дыры (!!!!) в окружающий газ и пыль, которые расположены на расстоянии сотен тысяч световых лет от черной дыры. Это открытие может помочь астрономам понять, почему так много горячего газа в галактиках, когда все вычисления показывают, что газ должен интенсивно охлаждаться. Значит ли это, что газ нагревают черные дыры?!

Вот оригинал сенсационного сообщения:
Sep 10, 2003 - The Chandra X-Ray Observatory has "heard" a black hole for the first time. The object is a supermassive black hole at the heart of a galaxy in the Perseus cluster, located 250 million light-years away. Chandra detected deep sound waves eminating from the black hole in the surrounding gas and dust which have traveled hundreds of thousands of light-years. This discovery may help astronomers understand why there is so much hot gas in galaxy clusters when all calculations predict it should cool away - the sound energy is warming it up.

ВВЕРХ

ВОЛШЕБСТВО ИЗ ВОЗДУХА - АЭРОГЕЛЬ

Такое изобретение, как аэрогель, все больше становится необходимым не только на Земле, но и в космическом пространстве.

Эта удивительная субстанция, похожая на плотный голубой дым, нежна, как цветок, но прочна настолько, что способна выдерживать самые немыслимые нагрузки. Аэрогель, разработанный еще в 1931 году, в наши дни стал одним из перспективнейших материалов, способных помочь людям в изучении формирования и эволюции Солнечной системы, а возможно, и объяснить происхождение самой жизни.

Питер Тсоу — сотрудник входящей в NASA Лаборатории реактивных движений (JPL), который разработал применение аэрогеля в программе «Стардаст» и некоторых других космических экспедициях.

Аэрогель обладает превосходными теплоизоляционными свойствами: фломастеры, лежащие поверх аэрогеля, защищены от пламени снизу и не плавятся ...
... а спички не загораются.

Аэрогель, состоящий на 99,9% из воздуха и на 0,1% из силиконово-диоксидного геля, подвергается предельному высушиванию, что позволяет ему сохранять первоначальный размер и форму, так как обычное испарение может стать причиной разрушения геля. Из всех известных материалов аэрогель наименее плотный (лишь в 3 раза плотнее воздуха), но при этом является уникальным изолятором, его изоляционные свойства в 39 раз выше, чем у стеклопластика, и это при том, что его плотность в 1 000 раз меньше, чем у стекла, также имеющего силиконовую структуру. Аэрогель способен выдерживать температуру, доходящую до 1 400°С. Аэрогелевый блок размером с человека, не превышающий 400 г, выдерживает вес, доходящий до полутонны.

2-граммовый блок аэрогеля выдерживает 2,5-килограммовый кирпич.

Аэрогель — это специальный материал с предельной пористостью микронного масштаба, состоящий из отдельных частиц размером в несколько нанометров и связанных между собой в высокопористую разветвленную структуру. Он был создан на основе геля, состоящего из коллоидального силикона, структурные части которого наполнены растворителями. Аэрогель прошел высокотемпературную обработку под давлением, достигавшим критической точки, он очень прочен и легко переносит нагрузки как при запуске, так и находясь в условиях космического окружения. Этот материал уже был опробирован в космосе — «Шаттлами» Spacelab II и Eureca, а также использовался в работе вездехода марсианской миссии «Марс Пасфайндер».

Основной проблемой при сборе образцов космических микрочастиц, хоть и не превышающих размеров песчинки, но обладающих очень большими скоростями (в 6 раз превосходящими предельную скорость летящей пули), является необходимость исключения всех эффектов, способных повлечь за собой изменение их физической структуры, химического состава, а порой и полного испарения. Эту проблему способен решить аэрогель, позволяющий собирать микрочастицы без всяких повреждений, — после того, как частица ударяется об него, она плавно погружается в его структуру, оставляя при этом вытянутый след, в 200 раз превышающий ее собственную длину.

ВВЕРХ

СОЛНЕЧНЫЙ ВЕТЕР

Истечение вещества самой внешней оболочки атмосферы Солнца — солнечной короны называется солнечным ветром. При существующих в солнечной короне высоких температурах давление вышележащих слоев не может уравновесить газовое давление вещества короны, и поэтому она постоянно расширяется в пространство. Теоретически это явление было предсказано американским физиком Е. Паркером, а экспериментально подтверждено при помощи приборов, установленных на советских космических аппаратах «Луна-2» и «Луна-3», которые и обнаружили потоки заряженных частиц в межпланетном пространстве. Однако с тех пор ученые узнали о солнечном ветре много нового.

Корона — это плазма, то есть смесь заряженных частиц (ионов и электронов), которые в магнитном поле двигаются вдоль силовых линий. Известны два типа линий магнитного поля: «закрытые» и «открытые». Закрытые проходят через две точки фотосферы и выглядят, как петли или арки (их можно увидеть в движении солнечных протуберанцев). Открытые же, начинаясь в одной точке фотосферы, вытягиваются в межпланетное пространство. Области открытых полей — это те области, где корона может распространяться наружу в форме солнечного ветра. Так как солнечный ветер представляет собой расширение горячей короны, то и он состоит в основном из ионов и электронов. Распределение в нем ионов, в общем, соответствует распределению элементов на Солнце. Расширяется корона неравномерно во все стороны пространства, скорости ее расширения, или скорости солнечного ветра, меняются от 300 км/сек до 1 500 км/сек в зависимости от процессов, происходящих на Солнце.

Источниками высокоскоростного солнечного ветра являются корональные дыры — области с низкой плотностью, возникающие над поверхностью там, где магнитное поле Солнца открывается в межпланетное пространство. Во время минимума солнечной активности корональные дыры обычно появляются над полюсами Солнца и протягиваются на очень большие расстояния. Причину быстрого солнечного ветра — корональные дыры — впервые обнаружила космическая станция Skylab, а Ulysses, вращавшийся вокруг Солнца с южного полюса, подтвердил существование быстрого солнечного ветра от солнечных полюсов. Японский космический аппарат Yohkoh наблюдал истечение частиц солнечного ветра из короны, а также получил рентгеновское изображение корональной дыры.

Ученые предполагают, что солнечный ветер распространяется далеко за пределы Солнечной системы. А это открывает нам в будущем огромные возможности по исследованию нашей Галактики. Построив станцию, которая могла бы передвигаться, используя солнечный ветер, мы могли бы изучит самые отдаленные и загадочные уголки Млечного Пути!

ВВЕРХ

СУПЕРСОВРЕМЕННАЯ КОСМИЧЕСКАЯ ОБСЕРВАТОРИЯ "ЧАНДРА"

Наука астрономия получила в свое распоряжение такой новый вид наблюдений, как рентгеновские, чуть более 30 лет назад, в то время как оптические наблюдения были единственным способом заглянуть в бесконечность на протяжении четырех столетий. Но и то, и другое помогает Человеку познавать Вселенную.

Выведенная на орбиту в 1999 году космическая обсерватория «Чандра» имеет длину 13,8 метра и весит 4 620 кг. Длина двух ее солнечных панелей составляет около 20 метров.
На «Чандре» установлен мощнейший рентгеновский телескоп, разрешающую способность которого можно сравнить с возможностью человеческого глаза видеть автомобильный стоп-сигнал на расстоянии 20 км.

Самые известные изображения, полученные «Чандрой» за два года работы на орбите.

Собственное имя получают все большие телескопы. Свое название «Чандра» получила в честь выдающегося астрофизика, лауреата Нобелевской премии Субрахманьяна Чандрасекара (1910—1995), известного всему миру как Чандра.
Он родился в 1910 году в пакистанском городе Лахоре. Еще будучи студентом Мадрасского университета, за победу на одном из конкурсов в качестве приза он получил книгу Эддингтона о внутреннем строении звезд. Видимо, она и определила всю его жизнь. Он был одним из первых ученых, который сочетал астрономию с физикой. В самом начале своей научной карьеры он доказал, что существует верхний предел массы для белых карликов — это последняя стадия эволюции звезд, имеющих массу, близкую к солнечной. Это открытие явилось базисом для всей современной астрофизики, так как оно показывает, что звезды, более массивные, чем Солнце, должны либо взрываться, либо формировать черные дыры. В 1983 году Чандрасекар получил Нобелевскую премию за теоретическое исследование физических процессов, важных для структурных изменений и эволюции звезд.

Излучения всех небесных тел, исследуемых астрономами до начала ХХ века, описывались тепловыми механизмами, поэтому серьезных причин полагать, что в космосе существует заметное рентгеновское излучение, идущее от объектов с очень высокими температурами (до миллионов градусов), не было. Первый намек на то, что такое излучение все же существует, появился в конце 40-х годов прошлого века, когда впервые было зарегистрировано рентгеновское излучение от Солнца. В конце 50-х были сделаны первые оценки рентгеновских потоков, ожидаемых от излучения обычных звезд. И только в 1962-м счетчики Гейгера, установленные на американской ракете «Аэроби-150», запущенной на высоту 200 км, обнаружили в энергетическом диапазоне от 1,6 до 6,2 КэВ не фоновое излучение, а локальный, неподвижный относительно звезд источник.
Определить его точное положение на небе было затруднительно, так как аппаратура не была рассчитана на точное наведение. Но стало ясно, что направление на источник (созвездие Скорпиона) не совпадало ни с одним из объектов Солнечной системы. Первый же взгляд на небо в рентгеновских лучах поставил задачу, на решение которой потребовались долгие годы. А точка, располагавшаяся в созвездии Скорпиона, стала отправной в истории нового направления астрономии. Существование этого источника, названного SCO X-1, было подтверждено в 1963 году.
В 60-е годы рентгеновские исследования проводились с помощью приборов, установленных на борту ракет и высотных аэростатов. Точность этих приборов была невысока, но тогда ученых интересовали не столько характеристики рентгеновских источников, сколько сам факт их существования и распределения по Галактике. Установка же более сложного оборудования было делом невыгодным, так как по окончании полета ракеты оно разрушалось вместе с ней. За 8 лет ракетных и аэростатных исследований на рентгеновскую карту неба было нанесено всего 40 источников. Ситуация резко изменилась с появлением спутников, способных активно работать длительное время, к тому же их положение контролировалось с достаточной степенью надежности, а значит, и направление на источник могло быть выдержано с большой точностью.
Интересные результаты были получены с борта орбитальной станции «Салют-4». Помимо этого, рентгеновские детекторы, способные исследовать излучение источников в большом энергетическом диапазоне, работали и на борту станции «Салют-7», и на советской автоматической станции «Астрон».

ИЗЛУЧЕНИЕ КРАБОВИДНОЙ ТУМАННОСТИ В РАЗЛИЧНЫХ ДИАПАЗОНАХ

ПОГЛОЩЕНИЕ АТМОСФЕРОЙ ЭЛЕКТРОМАГНИТНОГО ИЗЛУЧЕНИЯ
Рентгеновское излучение поглощается далеко от поверхности Земли, что делает невозможными исследования даже с борта специально оборудованного самолета. Главный недостаток ракеты как носителя рентгеновской аппаратуры — ее ограниченное поле зрения и очень малое время работы на тех высотах (около 80 км), где можно вести наблюдения (около 8 минут). Высотные же аэростаты, способные находиться в полете более длительное время, невозможно поднять выше 35 км над уровнем моря, где атмосфера еще не пропускает частицы с энергиями меньше 20—30 КэВ. Таким образом, серьезные исследования в рентгеновском диапазоне можно производить только со спутников.

ЗАТМЕНИЕ ЛУНОЙ ИСТОЧНИКА SCO X-1
Наблюдения источника рентгеновского излучения в момент его покрытия Луной могут дать более тонкое пространственное распределение рентгеновского излучения вокруг его источника, подобно тому, как затмение Солнца Луной способно предоставить конкретную информацию о самых горячих участках солнечной атмосферы. И хотя такое затмение — явление редкое, а зафиксировать его удается еще реже, тем не менее 20 февраля 1998 года самый яркий источник космического рентгеновского излучения SCO X-1 (нейтронная звезда в двойной системе) был покрыт Луной, и событие это было зафиксировано камерой спутника ROSAT.
На изображении показано, как Луна медленно перемещается перед источником излучения. Изображения, показанные в 1-м столбце, получены при наведении выключенной камеры на Scorpius X-1, во 2-м — камера включилась одновременно с началом затмения. Ущербная рентгеновская сторона Луны (показана красным цветом) движется, пересекая рассеянный ореол Scorpius X-1 (зеленый) снизу вверх. 3-й столбец изображений получен во время полета через радиационный пояс, когда шум детектора увеличивается на короткое время (синий). 4-й — это затмение наблюдаемого созвездия земной атмосферой (желтый) перед уходом за горизонт.

ЗЕРКАЛА
Рентгеновская астрономия долго не могла стать телескопической из-за особых свойств отражения рентгеновских фотонов, которые в большинстве случаев благодаря своей большой энергии не отражаются от поверхности зеркала, а проникают в его толщу. И только лучи, падающие под очень малыми углами, почти скользящие вдоль поверхности зеркала, могут от него отразиться. Поэтому зеркала, способные сфокусировать потоки рентгеновских частиц, совершенно не похожи на знакомые всем «тарелки» оптических зеркал.

ОРБИТА
Чтобы компенсировать сокращение числа зеркал и приборов, для «Чандры» была предусмотрена очень высокая и вытянутая орбита. Дело в том, что наземные телескопы могут быстро переключаться с одной цели на другую, а большинство космических телескопов поворачиваются вокруг неба очень медленно, тратя для того, чтобы навестись с одной стороны неба на другую, приблизительно 30 минут. Таким образом, когда Земля блокирует поле зрения низкоорбитального телескопа на несколько сотен километров, достаточного времени просто не хватает для того, чтобы перевести их на другую цель в противоположной области неба, поэтому изображение или запись спектра обрывается, а наблюдения возобновляются лишь после того, как Земля уходит из поля зрения. Из-за этого низкоорбитальные спутники теряют почти половину своего потенциального наблюдательного времени. Высокая орбита «Чандры» позволяет использовать 80% наблюдательного времени для сбора научной информации.
Недостаток же столь высокой орбиты заключается в том, что ее не может достичь «Шаттл», а поэтому инструменты на «Чандре» в случае неисправности или появления новых модификаций заменить нельзя. Поэтому к качеству конструирования, строительства и тестирования телескопа, рассчитанного на 5-летнюю работу в космосе, предъявлялись очень высокие требования.

Движение спутников вокруг Земли, так же как и движение планет вокруг Солнца, подчиняется второму закону Кеплера, гласящему, что воображаемая линия, соединяющая Землю и Солнце, описывает равные площади за равные промежутки времени. Это означает, что на своей вытянутой орбите «Чандра» будет проводить большую часть времени на максимальном удалении от Земли. Земля же с этого расстояния выглядит как диск с 5-градусным диаметром. Поэтому «Чандра» может наблюдать на небе любую цель без досадного экранирования Землей ее поля зрения, как это, например, происходит в случах, связанных с низкоорбитальными спутниками. Это делает производительность телескопа очень высокой.

Наибольшее удаление «Чандры» от Земли составляет 140 000 км (почти треть расстояния до Луны). Для сравнения: высота геостационарных орбит коммуникационных спутников — 36 000 км, а высота полетов космических челноков «Шаттл» – 600 км. Самое близкое расстояние, на которое «Чандра» приближается к Земле, 10 000 км.

УСТРОЙСТВО
Обсерватория «Чандра» состоит из 3 основных частей: рентгеновского телескопа, научных инструментов и космического аппаpата, обеспечивающего доставку телескопа на орбиту. Инструментальный модуль позволяет перемещать инструменты как в фокальную плоскость телескопа, так и обpатно. Кроме того, модуль содержит электронику, контролирующую работу инструментов. Большое внимание уделено системе теплового контроля, обеспечивающей температурный контроль на всей обсерватории и особенно вблизи рентгеновских зеркал, так как даже незначительные изменения температуры могут повлечь за собой изменение фокуса зеркал и ухудшение качества изображений.
Бортовой компьютер станции с программой наблюдения хранит собираемую информацию, которая регулярно передается на Землю во время сеансов связи.

ВВЕРХ