Добавил:
ivanov666
Опубликованный материал нарушает ваши авторские права? Сообщите нам.
Вуз:
Предмет:
Файл:Естественно-научная картина мира. Учебник
.pdf
131
межзвездные газ и пыль). Наблюдения в УФ-диапазоне сыграли
существенную роль и в исследовании планет Солнечной системы: были детально изучены верхние атмосферы планет Солнечной системы и их спутников, обнаружена экзосфера Меркурия.
Наблюдения фонового УФ-излучения позволили открыть эффект межзвездного ветра, связанный с движением Солнца относительно локальной межзвездной среды. Были определены основные параметры этого движения, а также анизотропия потока
солнечного ветра.
4. Радиоастрономия — раздел наблюдательной астроно-
мии, изучающий космические объекты путем анализа приходящего от них радиоизлучения. Многие космические тела излучают радиоволны, достигающие Земли: это, в частности, внешние
слои Солнца и атмосфер планет, облака межзвездного газа. Радиоизлучением сопровождаются такие явления, как взаимодействие турбулентных потоков газа и ударные волны в межзвездной среде, быстрое вращение нейтронных звезд с сильным магнитным полем, «взрывные» процессы в ядрах галактик и
квазаров, солнечные вспышки и др. Радиоастрономия связана с
наблюдением излучения с длиной волны от миллиметров до десятков метров. По принципу работы приемники радиоизлучения
сходны с теми, что применяются в радиовещании, но с гораздо
более высокой чувствительностью. С помощью радиоастрономии становятся доступными для наблюдения даже те из них, что
скрыты от нас газом и пылью при использовании других диапазонов электромагнитного излучения. В последнее время получает все большее развитие радиоинтерферометрия со сверхдлинной базой — расстоянием между приемными антеннами. При
этом одну из антенн располагают на Земле, а другую на автоматическом космическом аппарате. База оказывается существенно
больше, чем даже диаметр нашей планеты, что пропорционально ее длине повышает разрешающую способность радиотеле-
скопов.
5. Рентгеновская астрономия — раздел наблюдательной
и теоретической астрофизики, исследующий источники космического рентгеновского излучения в области длин волн от
100 Å до 0,3 Å. В шкале энергий фотонов этот диапазон соот-
132
ветствует 0,1–30 кэВ, однако обе границы определены довольно
условно. Объектами наблюдения являются пульсары, тесные
двойные системы звезд, шаровые звездные скопления, центр
Галактики, другие галактики, барстеры, квазары и т.п. Именно
в рентгеновском диапазоне энергий происходит излучение таких
интересных объектов, как черные дыры, нейтронные звезды,
белые карлики, скопления галактик и так далее. Помимо дискретных источников рентгеновского излучения, наблюдается
изотропный рентгеновский фон, спектр которого в области от
1 до 1 000 кэВ в первом приближении аппроксимируется степенным законом. Изотропный фон, по-видимому, имеет внегалактическое происхождение, однако механизм его излучения до
сих пор не ясен. Среди вероятных гипотез рассматриваются:
обратный комптон-эффект межгалактических электронов на
инфракрасных фотонах активных галактик и на субмиллиметровых квантах фонового реликтового излучения, наложение излучения многих неразрешимых далеких внегалактических источников, тепловое излучение горячего межгалактического газа, а
также различные комбинации этих механизмов. В космических
условиях рентгеновское излучение может генерироваться горячей плазмой с температурой, превышающей 106 К в оптически
тонкой или толстой среде, релятивистскими электронами в магнитных полях (синхротронное излучение), а также электронами
космических лучей при их взаимодействии с фотонами низкой
энергии (например, оптическими). Последний механизм носит
название обратного эффекта Комптона.
Рентгеновская астрономия имеет специфическую приборную базу. Для проведения астрономических наблюдений в этой
области длин волн аппаратура поднимается за пределы земной
атмосферы с помощью ракет или искусственных спутников
Земли, так как рентгеновские лучи сильно поглощаются в атмосфере. Жесткое рентгеновское излучение можно наблюдать с
высот около 40 км с высотных аэростатов.
6. Гамма-астрономия — раздел наблюдательной астро-
номии, базирующийся на использовании гамма-диапазона электромагнитного излучения. Объектами наблюдения являются
Солнце, пульсары, барстеры, внегалактические объекты, приро-
133
да которых может быть описана в рамках теории черных дыр.
Его приборная база отличается от применяемой в других областях наблюдательной астрономии. Высокая проникающая способность гамма-излучения позволяет наблюдать его источники
через облака межзвездного газа и пыли. Впервые космическое
гамма-излучение было зарегистрировано американским спутником «Explorer-11» в 1961. Исследование гамма-всплесков —
приходящих в среднем раз в сутки из космоса кратковременных
импульсов гамма-излучения — составляет особый раздел гаммаастрономии как из-за специфики самого явления, так и из-за
особенностей аппаратуры, используемой для регистрации гамма-всплесков.
7. Нейтринная астрономия — новый раздел наблюда-
тельной астрономии, связанный с поиском и исследованием потоков нейтрино от источников внеземного происхождения в широком диапазоне их энергии. Источниками таких нейтрино служат звезды, в недрах которых происходят термоядерные реакции, а также взрывы сверхновых звезд и космические лучи. Кроме того, от ранней стадии эволюции Вселенной сохранились
космологические (реликтовые) нейтрино. Нейтрино является
единственным видом излучения, который приходит к земному
наблюдателю из самых глубоких недр Солнца и звезд и несет в
себе информацию об их внутренней структуре и о происходящих там процессах. Современные средства регистрации нейтрино допускают возможность обнаружения нейтринного излучения лишь от Солнца и сверхновых звезд нашей Галактики.
Вполне осуществимой представляется задача наблюдения
нейтринных вспышек от звезд в момент их гравитационного
коллапса. Наиболее вероятными объектами являются сверхновые звезды нашей Галактики, непосредственно перед взрывом
которых происходит коллапс центрального ядра. Нейтринная
вспышка может быть зарегистрирована даже в том случае, если
сверхновая оптически ненаблюдаема. Длительность такой
вспышки ~0,01 с (потоки нейтрино у Земли 1010–1012 нейтрино/см2 за вспышку). Измеряя время запаздывания начала
вспышки, зарегистрированного детекторами в разных местах
земного шара, можно установить направление прихода
134
нейтринного излучения. Вспышки могут быть зарегистрированы
водородсодержащим сцинтиллятором массой в несколько сотен
тонн в виде характерной серии импульсов. По современным
представлениям, нейтринное излучение, которое сильно растет с
увеличением температуры, оказывает решающее влияние на
картину эволюции звезд на завершающих стадиях, когда температура в недрах звезды достигает ~ 109 K и выше. Это связано с
тем, что испускание нейтрино происходит из самых горячих,
внутренних областей звезды (так как пробеги нейтрино в веществе значительно больше размеров звезды), и поэтому именно
нейтринное излучение определяет скорость потери энергии такими звездами. Распространяясь в пространстве, нейтрино могут достигать Земли и, будучи зарегистрированными, приносят
информацию о процессах, в которых они были рождены. Кроме
того, для исследования эволюции Вселенной представляет интерес регистрация нейтрино, накопившихся от гравитационных
коллапсов звезд, произошедших ранее.
Основными инструментами нейтринной астрономии являются нейтринные телескопы (нейтринные детекторы).
8. Внеатмосферная астрономия — раздел наблюдатель-
ной астрономии, отличающийся от других космическим местом
базирования средств наблюдения. В отличие от исследований,
выполняемых с помощью приборов, расположенных на поверхности Земли, для внеатмосферной астрономии доступны исследования с использованием всего спектра электромагнитных излучений, что открывает широкие перспективы для исследований. Внеатмосферную астрономию принято делить на разделы,
определяемые диапазонами длин волн, в которых производятся
наблюдения.
Стремление вынести наблюдательные инструменты за
пределы атмосферы связано с тем, что ее прозрачность ограничена лишь двумя сравнительно узкими спектральными областями: видимым светом (длина волны 3 000–7 500 Å) и радиодиапазоном (от 1,25 см до 30 м). Приходящие от Солнца и других
астрономических объектов излучения в других длинах волн в
той или иной степени поглощаются в основном водяным паром,
углекислым газом, озоном. Поглощение быстро убывает с высо-
135
той над поверхностью Земли главным образом за счет уменьшения содержания паров воды. Значительные помехи в наземных
наблюдениях обусловлены также запыленностью атмосферы,
облаками и преломлением света на термических неоднородностях атмосферы, вызывающих мерцание. Поэтому вынос любых
телескопов в космическое пространство, в настоящее и ближайшее время на околоземную орбиту, а в перспективе и на Луну, выгоден. Кроме того, в случае выведения на орбиту вокруг
Земли радиотелескопа возникает возможность существенно
увеличить разрешающую способность измерений. Кроме того,
вынос средств наблюдения позволяет приблизить разрешающую
способность телескопов к дифракционному пределу, а в случае
применения радиоинтерферометров открывает простор для неограниченного увеличения базы интерферометра. Кроме астрономических приборов, расположенных на земной орбите, к внеатмосферным астрономическим приборам относят оптические
приборы, удаленные от Земли. В частности, к ним относят автоматические межпланетные станции, находящиеся на орбитах
вблизи других тел Солнечной системы и осуществляющие их
исследование.
9. Гравитационно-волновая астрономия — раздел
наблюдательной астрономии, изучающий космические объекты
путем исследования их гравитационного излучения при помощи
регистрации его прямого воздействия на детекторы гравитационных волн. Теоретической основой гравитационно-волновой
астрономии является общая теория относительности.
Гравитационно-волновая астрономия представляет собой
активно развивающуюся область наблюдательной астрономии,
использующую гравитационные волны (малейшие искривления
пространства-времени, предсказанные общей теорией относительности Эйнштейна) для сбора данных об объектах, таких как
нейтронные звезды и черные дыры, о таких событиях, как взрывы сверхновых и о процессах, включая свойства ранней вселенной вскоре после того, как произошел Большой взрыв.
11 февраля 2016 г. было объявлено, что LIGO впервые
непосредственно наблюдал гравитационные волны в сентябре
2015 г. Открытие гравитационных волн было, несомненно, од-
136
ним из важнейших событий в современной физике. Проект
LIGO стал первым, в котором непосредственно наблюдались
гравитационные волны с помощью лазерных интерферометров.
Детекторы LIGO наблюдали гравитационные волны от слияния
двух черных дыр звездной массы, которые согласовывались с
предсказаниями общей теории относительности. Эти наблюдения показали существование двойных систем черных дыр звездной массы и стали первым прямым обнаружением гравитационных волн и первым наблюдением процесса слияния двойной
системы черных дыр. С помощью довольно простого анализа
гравитационных волн можно получить такие данные, как массы
черных дыр, мощность сигнала и расстояние до источника.
Масса и размер черных дыр связаны очень простым и хорошо
известным образом, а по частоте сигнала сразу можно оценить
размер области выделения энергии. А из известной энергии
и величины измеренного сигнала получается расстояние. Большая масса слившихся тел позволила зарегистрировать событие,
произошедшее в далекой галактике: сигнал шел к нам примерно
1,3 млрд лет. Более детальный анализ позволяет уточнить отношение масс черных дыр и понять, как они вращались вокруг
своей оси, а также определить и некоторые другие параметры.
Это открытие было охарактеризовано как революционное
для науки через проверку нашей способности использовать гравитационно-волновую астрономию для прогресса в поиске и
исследовании темной материи и Большого взрыва. За экспериментальное обнаружение гравитационных волн в 2017 г. была
присуждена Нобелевская премия по физике ученым Барри
Бэришу, Кипу Торну и Райнеру Вайссу.
Гравитационные волны — это распространяющиеся со
скоростью света колебания физических параметров, описывающих свойства самого пространства-времени, поэтому они дают
возможность наблюдать с их помощью процессы, которые невозможно изучать с помощью электромагнитного излучения —
состояние вещества в условиях сильного гравитационного поля
и свойства самого сильного гравитационного поля, о котором
мы имеем пока в основном теоретические представления. Информация, полученная об источнике с помощью гравитацион-
137
ных волн, будет совершенно отличаться от той, какую несут
электромагнитные волны. Гравитационные волны дают представление о глобальных движениях масс и энергии в источнике,
в то время как свойства электромагнитного излучения отражают
термодинамическое состояние излучающих оптически тонких
слоев вещества. Большинство (не все) гравитационно-волновых
источников, которые можно будет наблюдать современными
детекторами, не видны в электромагнитных волнах, и обратно,
большинство излучающих свет источников не имеют заметного
гравитационного излучения. Типичные источники света —
звездные атмосферы, аккреционные диски, межзвездный газ и
пыль, а типичные источники обнаружимых гравитационных
волн — коллапсирующие ядра звезд, окруженные непрозрачными оболочками, и сливающиеся двойные черные дыры, которые
вообще не излучают электромагнитных волн.
Гравитационные волны от астрофизических источников
генерируются когерентными движениями в пространстве
огромного количества массы-энергии — будь то массивные тела
(звезды) или энергия осциллирующей кривизны пространствавремени (на ранних стадиях эволюции Вселенной). Длина гравитационной волны сравнима или больше макроскопических
размеров источников. Изучая гравитационные волны, мы получаем информацию о глобальных свойствах их источников.
Гравитационные волны слабо взаимодействуют с веществом, и по этой причине их трудно обнаружить. Гравитационные волны практически не рассеиваются и не поглощаются даже
огромными массами. Это также означает, что они могут свободно путешествовать по Вселенной, а не быть поглощенными или
рассеянными подобно волнам электромагнитного излучения.
Таким образом, можно увидеть центр плотных систем: ядро
сверхновой или галактический центр. Кроме того, можно увидеть более отдаленные во времени события, чем при использовании электромагнитного излучения, поскольку ранняя Вселенная была непрозрачна для света перед рекомбинацией, но прозрачна для гравитационных волн.
Способность гравитационных волн свободно проходить
сквозь вещество также означает, что гравитационно-волновые
138
детекторы, в отличие от обычных телескопов, не ограничены
полем зрения, а наблюдают все небо. Однако детекторы более
чувствительны в одних направлениях, чем в других, что является одной из причин, почему выгодно иметь сеть детекторов.
Космическая инфляция, гипотетический период, когда
Вселенная быстро расширялась в течение 10
–36
с после Большо-
го взрыва, должна была стать источником гравитационных волн;
они должны были оставить характерный след в поляризации
реликтового излучения. Можно рассчитать свойства первичных
гравитационных волн по измерениям микроволнового излучения, и использовать эти данные, чтобы узнать о ранней Вселенной. Благодаря современным детекторам гравитационных волн,
работающих на частотах 1 кГц, можно изучать состояние Вселенной после Большого взрыва при температуре 1011 ГэВ, что
значительно выше тех энергий, до которых могут разогнать
элементарные частицы современные ускорители.
Гравитационные волны позволяют получить дополнительную информацию к той, которая получена другими средствами. Комбинируя наблюдения одного события с использованием различных средств, можно получить более полное представление о свойствах источника. Гравитационные волны также
можно использовать для наблюдения систем, которые являются
невидимыми (или которые почти невозможно обнаружить) для
любых других средств, например, они предоставляют уникальный метод измерения свойств черных дыр. Гравитационноволновые наблюдения дополняют наблюдения электромагнитного спектра. Эти волны также обещают дать информацию, которую невозможно получить посредством выявления и анализа
электромагнитных волн. Электромагнитные волны могут поглощаться и вновь излучаться, что усложняет процесс получения информации об источнике. Гравитационные волны тем не
менее только слабо взаимодействуют с веществом, а это означает, что они не рассеиваются и не поглощаются. Это должно позволить астрономам увидеть новыми способами центр сверхновой, звездных туманностей, и даже столкновения галактических ядер.
139
Гравитационно-волновой сигнал от сливающихся объектов позволяет определить расстояние до места, где это происходит, и обойтись без других методов определения расстояний.
Это возможно благодаря тому, что амплитуда гравитационной
волны в любой момент времени определяется массой сталкивающихся звезд и расстоянием до ее источника. А частота гравитационной волны — это удвоенная частота орбитального вращения, которая определяется массами звезд и расстояниями
между ними. Из этих двух условий можно найти и удаление
звезд от Земли, и их массы. Если же астрономам удается установить источник гравитационной волны и определить, в какой
галактике происходит слияние звезд, то могут измерить красное
смещение и найти скорость удаления этой галактики. Затем, используя закон Хаббла, можно точно определить постоянную
Хаббла. Впервые в истории в 2016 г. астрономы определили постоянную Хаббла с помощью одновременного наблюдения гравитационных волн и электромагнитного излучения от этих сталкивающихся нейтронных звезд. Рождающаяся на наших глазах
новая часть естествознания — гравитационно-волновая астрономия, составит одно из приоритетных направлений астрофизики ХХI в.
Рассмотрим одно из важнейших открытий наших дней,
сделанное с помощью наблюдательной астрономии. Нобелевскую премию по физике в 2019 г. наряду с канадцем Джимом
Пиблсом из Принстонского университета (США), теоретически
описавшим эволюцию Вселенной и темную материю, разделили
астрономы из Женевы Мишель Майор и Дидье Кило — родоначальники изучения экзопланет.
Экзопланета, или внесолнечная планета, — планета,
находящаяся вне Солнечной системы.
Естествоиспытатели и астрономы всегда предполагали,
что у других звезд есть планеты, но подтвердить это наблюдениями не могли. Долгое время задача обнаружения планет возле
других звезд оставалась неразрешенной, так как планеты чрезвычайно малы и тусклы по сравнению со звездами, а сами звезды находятся далеко от Солнца (ближайшая — на расстоянии
4,24 световых года). Мишель Майор и Дидье Кило разработали
140
для телескопа в обсерватории Верхнего Прованса (Франция)
эшеллевский спектрограф ELODIE, измеряющий изменение
спектра излучения звезды. Если она удаляется от нас, спектр
идет в красную область, если приближается — в синюю. Это
хорошо известный эффект Доплера. Точность инструмента была
огромной — можно заметить колебания до 13 м в с по мере того, как звезда вращается вокруг общего с планетами центра. Таковы отклонения скорости Солнца из-за влияния Юпитера. Ученые наблюдали за 142 солнцеподобными звездами и заметили
необычно большое изменение лучевой скорости движения
51 Пегаса. От нас до этой звезды пятьдесят световых лет. Расчеты указывали на то, что такой эффект производит небесное тело,
похожее на Юпитер. Только, в отличие от Юпитера, необычная
планета в сто раз ближе к родительской звезде — в пяти сотых
астрономической единицы. Огромный вклад астрономов Мишеля Майора и Дидье Кило состоит в том, что они впервые подтвердили наблюдениями существование экзопланеты в солнцеподобных звездных системах. Они поставили очень изящный
эксперимент, использовали точный инструмент, провели детальный анализ данных. И главное — проявили большую смелость, опубликовав результат, противоречивший моделям того
времени.
Первые экзопланеты были обнаружены в конце 1980-х гг.
Сейчас такие планеты стали открывать благодаря усовершенствованным научным методам, зачастую на пределе их возможностей. По состоянию на 31 января 2020 г., достоверно подтверждено существование 4 173 экзопланет в 3 096 планетных
системах, из которых в 678 имеется более одной планеты. Общее количество экзопланет в галактике Млечный Путь в настоящее время оценивается не менее чем в 100 млрд, из которых ~
от 5 до 20 млрд, возможно, являются «землеподобными». Также,
согласно текущим оценкам, около 34 % солнцеподобных звезд
имеют в обитаемой зоне планеты, сравнимые с Землей.
В настоящее время существует несколько методов поиска
экзопланет.
1. Метод Доплера — спектрометрическое измерение ра-
диальной скорости звезды. Самый распространенный метод.
Соседние файлы в предмете [НЕСОРТИРОВАННОЕ]