Лекція 4 Випромінювання небесних світил. Методи астрономічних спостережень

План

1.Розвиток всехвильової астрономії: гамма, рентгенівська, ультрафіолетова, оптична, інфрачервона, радіоастрономія

2. Завдання астрофізики. Позаатмосферна астрономія

3. Оптичні телескопи.

4.Астрофотографія

4. Радіотелескопи. Радіоінтерферометри.

6.Астрономічні обсерваторії. Космічні телескопи та обсерваторії.

7.Основні поняття спектроско­пії

8.Приймачі випромінювання

1.Розвиток всехвильової астрономії: гамма, рентгенівська, ультрафіолетова, оптична, інфрачервона, радіоастрономія

Фотони — джерело інформації

Світлова хвиля, як і будь-яка електромагнітна, рухається зі швидкістю світла — 300 000 км/с. Світлову хвилю можна розглядати як потік фотонів. Саме вони приносять нам інформацію про далекі Сонця.

Що являють собою ці далекі Сонця? Які закони їх будови й розвитку? На ці питання, здавалося, людина ніколи не одержить відповіді. Саме так і навчав своїх Студентив давньогрецький філософ Сократ (469-399 pp. до н. е.): «Усе це назавжди залишиться таємницею для смертного, і, звичайно, самим богам смутно бачити прагнення людини розгадати те, що вони назавжди сховали від неї...»

Те саме, але двома тисячами років пізніше стверджував відомий філософ Огюст Кант (1798-1857): «Ми нічого не можемо дізнатися про зорі, крім того, що вони існують. Навіть температура їх назавжди залишиться невизначеною... пу і, звичайно, не варто займатися астрономією, тому що це порожнє витрачання часу, що не дає ні корисних, ні цікавих результатів...»

Сьогодні ці висловлення ми згадуємо з посмішкою. Адже виявилося, що людина може пізнати закони будови й розвитку як окремих зір, так і Всесвіту загалом. І цьому сьогодні є численні підтвердження. І розповідають про це людині фотони, кванти світла, ці дивні вісники далеких світів.

За іронією долі Кант не дожив усього три роки до відкриття спектрального аналізу, що став потужною зброєю астрономів у їхніх дослідженнях Всесвіту. Вивчаючи світлове випромінювання, що приходить до Землі від далеких зір і галактик, астрономи визначають температуру поверхонь зір, їхні маси і розміри, хімічний й ізотопний склад атмосфери, розподіл густини й температури в надрах, намічають схеми розвитку зір протягом мільярдів років.

У фотона найбільш яскраво виражена подвійність основних ознак елементарних частинок: фотон поширюється як електромагнітна хвиля. Кожний фотон переносить окрему порцію (квант) енергії, що дорівнює ε = hv, h= 6,62 ²⁷ерг с.

Світлове випромінювання, що сприймає наше око, це лише незначна частина надзвичайно широкого діапазону електромагнітних хвиль. В атмосферах зір і космічному просторі виникають і поширюються електромагнітні хвилі (фотони) з найрізноманітнішими довжинами хвиль. Зазвичай довжини хвиль вимірюють в ангстремах (1А = 10^-8см).

Всехвильова астрономія

Якими ж бувають електромагнітні хвилі?

Їхні властивості різні. І залежать ці властивості від довжини хвилі випромінювання.

а) Світло

Діапазон довжин хвиль видимого світла міститься між 4000 А (фіолетовий колір) і 7000 А (червоний колір).

З усіх видів космічного електромагнітного випромінювання до поверхні Землі крізь її атмосферу проходять, практично не слабшаючи, тільки видиме світло, близьке (короткохвильове) інфрачервоне випромінювання і частина спектра радіохвиль.

До 1609 року небесні тіла вивчали неозброєним оком. 1609 року Г. Галілей уперше застосував оптичний телескоп для дослідження небесних тіл і зробив ряд відкриттів. Але перші телескопи Галілея були зовсім не досконалі: перша труба телескопа давала всього лише трикратне збільшення. Після вдосконалення телескопа Галілей отримав трубу 30-кратного збільшення.

Завдання телескопа «вловити» слабкий світловий потік від зір. Щоби вловити світло далеких зір, необхідно було збільшити площу зіниці у цьому полягало первинне завдання телескопа. Тож найважливішим у телескопі був так званий «вхідний отвір» для світла зір об’єктив відповідного діаметра (D). Об’єктив та частина телескопа, яка «дивиться» на об’єкт. Ту частину телескопа, до якої спостерігач прикладає око, називають окуляром (від слова «око»). Об’єктив будує зображення об’єкта (Місяця, планет) або ділянок зоряного неба у фокальній площині. Окуляр, що вико­нує роль лупи, дозволяє наблизитися до зображення цього об’єкта і розглядати його під більшим кутом, ніж сам об’єкт. Ще одна важ лива властивість телескопа збільшити кут, під яким ми спостері­гаємо небесне тіло. Збільшення (я^х) телескопа залежить від фокусної відстані об’єктива (F) і фокусної відстані використовуваного окуляра (f );

Або його можна визначити як відношення кутових відстаней:

де ρ — кутова відстань між двома зорями, які розглядають у телескоп, і β — та сама відстань між зорями під час спостереження неозброєним оком.

Зараз астрономи мають оптичні телескопи з діаметром об’єкти­ва 10 м, триває розробляння проектів більших телескопів. Земна атмосфера сильно поглинає випромінювання, тому виведення те­лескопа за межі атмосфери розширило можливості оптичних теле­скопів. Космічні телескопи було створено після 1957 року.

б) Інфрачервоне випромінювання

Вільям Гершель розклав сонячні промені в спектр за допо­могою скляної призми і помістив у кожну колірну зону однакові термометри. Стовпчик термометра, освітленого червоними про­менями, піднявся вище за інших, а найнижчим виявилися пока­зання термометра, освітленого фіолетовим світлом. Для контролю Гершель поставив термометри обабіч границь видимого світлового поля. На його подив, максимально нагрівся термометр в темній зоні поблизу червоної ділянки. Гершель зрозумів, що він виявив невидимі оку промені, і незабаром встановив, що вони відбива­ються і заломлюються подібно до видимого світла. Він назвав це випромінювання калоріфічним, тобто тепловим; пізніше його пе­рейменували на інфрачервоне (infra латиною означає «нижче»). Інфрачервоні промені випускає будь-яке тіло, навіть якщо око не бачить його світіння.

Діапазон інфрачервоних хвиль міститься між 7000 А і 5 000 000 А. 5 000 000 А — це вже півміліметра. Отже, діапазон теплових променів набагато ширший, ніж видимий спектр.

Земна атмосфера пропускає зовсім незначну частину інфрачер­воного випромінювання. Його поглинають молекули вуглекислого газу. Світлове випромінювання нагріває поверхню та виробляє те­пло, якому назад у космос заважає вийти накопичений в атмосфе­рі вуглекислий газ. Такий ефект називають парниковим. У космо­сі вуглекислого газу небагато, тому теплові промені з незначними втратами проходять крізь пилові хмари. Саме завдяки інфрачерво­ному випромінюванню в нашій країні була отримана перша фотогра­фія центра Галактики, закритого від Землі газопиловими хмарами.

Спостереження в ІЧ-променях можна виконувати за допомогою наземних телескопів, встановлених високо в горах, зі стратостатів і навіть з висотних літаків. З розвитком космічної техніки інфра­червоні телескопи почали розміщувати на супутниках.

Інфрачервону астрономію започаткував огляд неба в ІЧ-діапазоні, здійснений уперше міжнародною космічною обсерваторі­єю «IRAS» (InfraRed Astronomical Survey). Обсерваторія вийшла на навколоземну орбіту 1983 р. і пропрацювала там рік. За цей час вченим вдалося багато чого дізнатися про інфрачервоний Всесвіт і про Сонячну систему. Зокрема, було відкрито шість нових комет і пиловий диск навколо Веги. Істотно більші можливості мала за­пущена в 1989 р. на навколоземну орбіту американська космічна обсерваторія «СОВЕ» (Cosmic Background Explorer). З її допомогою вдалося отримати чітке ІЧ-зображення всього Чумацького Шляху і побудувати модель галактичного диска, вимірявши, зокрема, від­стань від площини Галактики до Сонця (близько 40 св. років).

Ультрафіолетове, видиме та інфрачервоне випромінювання утворює так звану оптичну область спектра. Виділення такої облас­ті обумовлене не тільки близькістю відповідних ділянок спектра, але й спільністю методів і приладів, що використовують для їх до­слідження.

в) Радіохвилі

Усе електромагнітне випромінювання, довжина хвилі якого перевищує півміліметра, належить до радіохвиль.

Радіохвилі здебільшого без проблем проходять крізь земну атмосферу, і лише деякі з них, які називають короткими, відби­ваються від іонізованого шару земної атмосфери. Завдяки цьому можливий зв’язок між радіостанціями, розташованими на проти­лежних точках планети.

Середовище незначною мірою поглинає радіохвилі, тому ви­вчення Всесвіту в радіодіапазоні дуже інформативне для астрономів.

Радіоастрономи зазвичай працюють у діапазоні довжин хвиль від декількох міліметрів до 15-20 м. Багато об’єктів Всесвіту, включаючи Сонце, планети, туманності, галактики і особливо такі незвичайні об’єкти, як, наприклад, пульсари і квазари, випромі­нюють радіохвилі. Але від винаходу радіо до відкриття космічного радіовипромінювання минуло кілька десятиліть. Причина в тому, що радіовипромінювання космічних об’єктів надто слабке, тому для його дослідження необхідні дуже чутливі прилади і величезні приймальні антени.

Радіоастрономічні дослідження дозволяють: а) вивчати косміч­ні об’єкти, дослідження яких іншими методами дає дуже обмежені відомості про їх фізичну природу; б) проводити ряд спостережень вдень і в погану погоду, а також орієнтуватися за радіоджерелами; в) радіолокаційними методами можна уточнити відстані до Міся­ця, планет і Сонця, а також дослідити метеори.

г) Ультрафіолетове випромінювання

Випромінювання, довжина хвилі якого коротша, ніж у видимих променів фіолетового кольору, називають ультрафіолетовим. Це ви­промінювання здебільшого шкідливе для живих організмів, однак ультрафіолет не проходить крізь атмосферу Землі, чому сприяє відо­мий озоновий шар, що активно поглинає небезпечні промені.

Та частина ультрафіолету, що приєднується до видимих проме­нів, доходить до поверхні і спричиняє у нас засмагу. У чорношкі­рих ця засмага генетично вроджена, адже вона є захисною реакці­єю шкіри на ультрафіолет.

Ультрафіолет, як ви, напевно, здогадуєтеся, щедро і в усі сто- тюни «do з кидає» Сонце. Але. як уже говопилося. Сонце сильніше за все випромінює у видимих променях.Натомість гарячі блакитні зорі – потужне джерело ультрафіолетового випромінювання. Саме це випромінювання нагріває та іонізує ипромінювання туманності, завдяки чому ми їх бачимо.

Ультрафіолет вважають електромагнітними хвилі довжиною хвилі від 100 до 4000 А. Діапазон ультрафіолетового випромінювання міститься на електромагнітному спекторі випромінювання на частотах між видимим світлом і діапазоном рентгенівських і гамма-променів.

Людське око не бачить ультрафіолетове випромінювання, тому що рогова оболонка ока і очна лінза поглинають ультрафіолет.

Ультрафіолет, відтак, легко поглинається газовим середовищем, тому з далеких областей Галактики Всесвіт до нас майже не доходить, якщо на шляху промення є газопилові перешкоди.

133

промені шкідливі для живих організмів. Вони мають велику про­никну здатність, тож атмосфера Землі їм не перешкода. Захищає Землю магнітосфера. Вона затримує багато небезпечного випромі­нювання з космосу.

д) Рентгенівське випромінювання.

В астрономії рентгенівські промені найчастіше згадуються в розмовах про чорні діри, нейтронні зорі і пульсари. Під час акреції речовини поблизу магнітних полюсів релятивіст­ської зорі виділяється величезна енергія, яка і випромінюється в рентгенівському діапазоні. Потужні спалахи на Сонці також є джерелами рентгенівського випромінювання. Видима поверхня Сонця розігріта приблизно до 6 тисяч градусів, що відповідає діа­пазону випромінювання. Проте сонячна корона розігріта до темпе­ратури понад мільйон градусів і тому світиться в рентгенівському діапазоні спектра.

Рентгенівський телескоп «Чандра» (Chandra X-ray Observatory) вийшов у космос 1999 року. Його призначення — спостереження рентгенівських променів, які виходять з областей, де є дуже висока енергія, наприклад в областях зоряних вибухів. Незважаючи на те, що зараз в космос запущено понад десяток апаратів, які проводять спостереження в рентгенівському діапазоні (включаючи телескоп «Ньютон» Європейського космічного агентства), «Чандра» зали­шається найбільшим і найефективнішим.

Для порівняння потоку рентгенівського випромінювання від космічних джерел також застосовують ще одну позасистемну оди­ницю — Краб. Це потік випромінювання в заданому спектральному інтервалі від одного конкретного джерела — Крабовидної туман­ності, або Краба. Такий вибір визначається відносною стабільністю цього джерела, оскільки, на відміну від переважної більшості ін­ших рентгенівських джерел, пульсар в Крабі не входить у подвійну систему і у нього відсутні ефекти, пов’язані з орбітальним рухом, а тому відсутня змінність випромінювання. Крім того, Краб є од­ним з найяскравіших рентгенівських джерел на небі. З цих причин Краб служить природним калібрувальним джерелом для приладів, що працюють у космосі. Оскільки спектри рентгенівських джерел можуть істотно відрізнятися від спектра Краба, то порівняння по­токів, виражених у Крабі, має сенс тільки в тому випадку, якщо ці потоки були виміряні в одному і тому ж спектральному діапазоні, наприклад, порівнюються дані одного і того ж приладу за різними джерелами.