Підручник з Астрономії. 11 клас. Сиротюк - Нова програма

§ 10. СУЧАСНІ НАЗЕМНІ ТЕЛЕСКОПИ. ПРИНЦИП ДІЇ І БУДОВА ОПТИЧНОГО ТА РАДІОТЕЛЕСКОПА, ДЕТЕКТОРІВ НЕЙТРИНО І ГРАВІТАЦІЙНИХ ХВИЛЬ

1. Астрономічні спостереження та наземні телескопи. Як ви вже знаєте, основним способом дослідження небесних об’єктів і явищ є астрономічні спостереження. Астрономічні спостереження - це цілеспрямована й активна реєстрація інформації про процеси та явища, що відбуваються у Всесвіті. Такі спостереження є основним джерелом знань на емпіричному рівні.

Протягом тисячоліть астрономи вивчали положення небесних об’єктів на зоряному небі та їхнє взаємне переміщення із часом. Точні вимірювання положень зір, планет й інших небесних тіл дають матеріал для визначення відстаней до них та їхніх розмірів, а також для вивчення законів їхнього руху. Результатами кутомірних вимірювань користуються в практичній астрономії, небесній механіці, зоряній астрономії.

Для проведення астрономічних спостережень та їхньої обробки в багатьох країнах створено спеціальні науково-дослідні установи - астрономічні обсерваторії.

Астрономічна обсерваторія (від грец. αστρον — «зоря», лат. observo — «спостерігаю») — науково-дослідна установа, у якій проводять спостереження за небесними світилами, вивчають їх.

Астрономічні обсерваторії виникли в час зародження астрономії. Їхні залишки знайдено в Європі, Азії, Південній Америці. Таким, зокрема, є Стоунхендж в Англії. Першу державну обсерваторію (тобто таку, що фінансувалася державою) було засновано в 1671 р. в Парижі.

Сучасні астрономічні обсерваторії, як правило, спеціалізуються в якійсь окремій галузі астрономії, відтак існують астрометричні, астрофізичні, сонячні обсерваторії тощо. З початком космічної ери почали розрізняти наземні й космічні обсерваторії, які розглянемо в § 17.

Мал. 2.2. 50-сантиметровий телескоп у Ніцці, Франція

Мал. 2.3. Телескоп-рефлектор Харлана Дж. Сміта в обсерваторії Макдональд, 2,7 м

У наш час у світі налічують близько 400 АО (астрономічних обсерваторій). В Україні провідними є Головна астрономічна обсерваторія НАН України (1944 р.), Інститут радіоастрономії з його унікальним декаметровим телескопом УТР-2 під Харковом, Кримська астрофізична обсерваторія (1950 р.). Певні традиції досліджень і спостережень зберігають АО університетів - Львівського (1769 р.), Харківського (1898 р.), Київського (1845 р.), Одеського (1871 р.).

Довгий час АО будувалися поблизу чи навіть у населених пунктах, з XIX ст. їх почали розміщувати на гірських вершинах. Серед найбільших АО світу найвідоміші: АО на вершині давньої вулканічної гори Мауна-Кеа (4205 м, о. Гавайї, уведено в експлуатацію 1990 р., оголошено науковим заповідником за свій унікальний астроклімат; тут встановлено кілька 4-метрових телескопів, а також телескопи «Кек», «Джеміні», «Субару»); англійська АО на о. Ла-Пальма (2327 м, 1986 р.); американська АО Лас-Кампанас (2280 м, 1976 р.) у Чилі та європейська АО Ла-Сілла (2347 м, 1976 р.), де встановлено Дуже Великий Телескоп.

Для виконання астрономічних спостережень та обробки отриманих даних у сучасних обсерваторіях використовують інструменти для спостережень (телескопи, мал. 2.2 і 2.3), світлоприймальну апаратуру, допоміжні прилади для спостережень, електронно-обчислювальну техніку тощо.

Оптичні телескопи використовують для збирання світла досліджуваних небесних тіл та одержання їхнього зображення. Телескоп збільшує кут зору, під яким видно небесні тіла, і збирає в багато разів більше світла, що приходить від світила, ніж неозброєне око спостерігача. Завдяки цьому в телескоп можна розглядати невидимі із Землі деталі поверхні найближчих небесних тіл, а також безліч слабких зір.

При всьому своєму різноманітті телескопи, що приймають електромагнітне випромінювання, виконують два основні завдання: 1) зібрати від досліджуваного об’єкта якнайбільше енергії випромінювання певного діапазону електромагнітних хвиль; 2) створити по можливості найчіткіше зображення об’єкта, щоб можна було виділити випромінювання від окремих його точок, а також виміряти кутові відстані між ними.

Залежно від конструктивних особливостей оптичних схем, телескопи діляться на: лінзові системи - рефрактори; дзеркальні системи - рефлектори; змішані дзеркально-лінзові системи, до яких належать телескопи Бернхарда Шмідта (1879-1935), Дмитра Максутова (1896-1964) та ін.

Телескоп-рефрактор в основному використовують для візуальних спостережень (мал. 2.4). Він має об’єктив та окуляр. Телескоп-рефрактор, сполучений з фотокамерою, називають астрографом або астрономічною камерою. Астрограф — це великий фотоапарат, у фокальній площині якого встановлено касету з фотопластинкою. Діаметр об’єктивів рефракторів обмежений складністю виготовлення великих однорідних блоків оптичного скла, їхньою деформацією та збільшенням світлопоглинання.

Мал. 2.4. Хід променів у телескопі-рефракторі

Найбільший діаметр об’єктива телескопа-рефрактора, створеного в наш час, - 102 см (Єркська обсерваторія, США). Недоліками такого типу телескопів вважають велику довжину й спотворення зображення. Для усунення оптичних спотворень використовують багатолінзові об’єктиви з просвітленою оптикою.

Телескоп-рефлектор має дзеркальний об’єктив. У найпростішому рефлекторі об’єктив - це одиночне, зазвичай параболічне, дзеркало; зображення отримують у його головному фокусі.

Порівняно з рефракторами сучасні телескопи-рефлектори мають набагато більші об’єктиви. У рефлекторах з діаметром дзеркала понад 2,5 м у головному фокусі іноді встановлюють кабіну для спостерігача. Зі збільшенням розмірів дзеркала в таких телескопах доводиться застосовувати спеціальні системи розвантаження дзеркал, що виключають їхні деформації через власну масу, а також уживати заходів для запобігання їхнім температурним деформаціям.

Створення великих рефлекторів (з діаметром дзеркала 4-6 м) пов’язане з великими технічними труднощами. Тому розробляють конструкції зі складеними з мозаїк дзеркалами, окремі елементи яких вимагають точного налаштування за допомогою спеціальної апаратури або конструкції, що містить кілька паралельних телескопів, що зводять зображення в одну точку.

У невеликих і середніх за розмірами рефлекторах для зручності спостереження світло відбивається додатковим плоским (вторинним) дзеркалом до стінки труби, де міститься окуляр (мал. 2.5). Рефлектори використовують переважно для фотографування неба, фотоелектричних і спектральних досліджень.

У дзеркально-лінзових телескопах зображення отримують за допомогою складного об’єктива, що містить і дзеркала, і лінзи. Це дає змогу значно знизити оптичні спотворення телескопа порівняно з дзеркальними або лінзовими системами.

У телескопах системи Шмідта (Естонія) оптичні спотворення головного сферичного дзеркала усуваються за допомогою спеціальної корекційної пластинки складного профілю, встановленої перед ним. У телескопах системи Максутова (Україна) спотворення головного сферичного або еліптичного дзеркала виправляються меніском, установленим перед дзеркалом (мал. 2.6).

Меніск - це лінза з мало відмінними радіусами кривизни поверхні. Така лінза майже не впливає на загальний хід променів, але помітно виправляє спотворення оптичного зображення.

Основними оптичними параметрами телескопа є видиме збільшення, роздільна здатність і проникаюча сила.

Мал. 2.5. Хід променів у телескопі-рефлекторі

Мал. 2.6. Хід променів у дзеркально-лінзовому менісковому телескопі

Видиме збільшення G оптичної системи - це відношення кута, під яким спостерігається зображення, що дає оптична система приладу, до кутового розміру об’єкта при спостереженні його безпосередньо оком. Видиме збільшення телескопа можна розрахувати за формулою:

де Fоб й Fок - фокусні відстані об’єктива та окуляра.

Для отримання значного збільшення об’єктиви в телескопах мають бути довгофокусними (фокусна відстань у кілька метрів), а окуляри - короткофокусними (від кількох см до 6 мм). Неспокійна атмосфера Землі породжує тремтіння та спотворення зображення, розмиває його деталі. Тому навіть на великих телескопах рідко встановлюють збільшення в понад 500 разів.

Під роздільною здатністю ψ оптичного телескопа розуміють найменшу кутову відстань між двома зорями, які можна спостерігати в телескоп роздільно. Теоретично роздільна здатність (у секундах дуги) візуального телескопа для жовто-зелених променів, до яких найбільш чутливе око людини, може бути визначена за допомогою формули:

де D - діаметр об’єктива телескопа в міліметрах. На практиці через постійні переміщення повітряних мас роздільна здатність телескопів знижується. Унаслідок чого наземні телескопи забезпечують роздільну здатність близько 1", і тільки іноді за досить сприятливих атмосферних умов вдається досягти роздільної здатності десятих часток секунди.

Також важливою характеристикою телескопа є проникаюча сила (m), що виражається граничною зоряною величиною світила, доступного спостереженню за допомогою цього телескопа за ідеальних атмосферних умов. Для телескопів з діаметром об’єктива D (мм) проникаюча сила m, виражена в зоряних величинах при візуальних спостереженнях, визначається за формулою: m = 2,0 + 5lgH.

З 1995 р. працюють два однакових 10-метрових телескопи «Кек-1» і «Кек-2» в обсерваторії Мауна-Кеа. Кожне дзеркало телескопа складається з 36 сегментів. За якість зображення телескопів відповідає адаптивна оптика, що керує кожним сегментом дзеркала. За роздільною здатністю такий телескоп наближається до космічного. Обсерваторію розміщено на висоті 4205 м над Тихим океаном на Гавайських островах.

Значні можливості має телескоп VLT (англ. Very Large Telescope - Дуже Великий Телескоп), що належить європейським країнам. Його встановлено на горі Параналь (висота 2635 м) на півночі Чилі (мал. 2.7).

Телескоп VLT складається із чотирьох телескопів, кожен з яких має діаметр 8,2 м. Крайні телескопи розміщено один від одного на відстані 200 м, що дає змогу всьому комплексу працювати в режимі оптичного інтерферометра. Це означає, що якщо телескопи спрямовано на ту саму зорю, то зібране ними випромінювання сумується, а роздільна здатність телескопів, що спільно працюють, еквівалентна застосуванню дзеркала діаметром 200 м.

У світі телескопів з діаметром дзеркала понад 6 м близько двадцяти.

Мал. 2.7. Телескоп VLT

Вивченням космічних радіоджерел випромінювання займається радіоастрономія. Вона зародилася в 1931 р., коли випадково було виявлено радіовипромінювання Чумацького Шляху. Через 15 років у сузір’ї Лебедя знайшли перше точкове джерело радіохвиль - слабку галактику, яку із часом удалося розглянути в оптичному діапазоні.

Радіовипромінювання більшості небесних об’єктів, що надходить до Землі, надзвичайно слабке. Для виявлення і прийому космічного радіовипромінювання використовують радіотелескопи.

Радіотелескопи складаються з антенного пристрою і чутливої прийомної системи. Прийомна система, або радіометр, підсилює прийняте антеною радіовипромінювання й перетворює його в зручну для подальшої обробки форму. Основне призначення антенного пристрою - зібрати максимальну кількість енергії, принесеної радіохвилями від об’єкта. За антену використовують суцільне металеве або сітчасте дзеркало, що має форму параболоїда. Антена радіотелескопа відрізняється від звичайних антен радіозв’язку високою спрямованістю, тобто здатністю виділяти радіовипромінювання в невелику ділянку неба. У фокусі параболоїда розміщено опромінювач - пристрій, що збирає радіовипромінювання, спрямоване на нього дзеркалом. Опромінювач передає прийняту енергію на прийомний пристрій, де сигнал підсилюється, детекторується і реєструється.

Потужність радіосигналу, що надходить на вхід приймача, прямо пропорційна площі антени. Тому антена більшого розміру з тим самим приймачем дає кращу чутливість, тобто дає змогу виявити слабкі джерела з малою потужністю випромінювання. Антени найбільших радіотелескопів сягають сотень метрів. Великий радіотелескоп з поворотним металевим рефлектором діаметром 100 м розміщено недалеко від міста Бонн в Німеччині. Нерухома антена в Аресібо (Пуерто-Рико), що розміщена в кратері згаслого вулкана, має діаметр 305 м (мал. 2.8). Для того щоб змінити напрямок прийому випромінювання, у цьому радіотелескопі роблять перестановку опромінювача.

Радіотелескопи можуть бути побудовані з окремих дзеркал, кожне з яких фокусує прийняте випромінювання на один опромінювач. Якщо радіовипромінювання джерела одночасно сприймається двома і більше антенами, розташованими на деякій відстані одна від одної, а потім ці сигнали сумуються, то, внаслідок інтерференції радіосигналів, роздільна здатність телескопів значно збільшується. Такий інструмент називають радіоінтерферометром. Радіоінтерферометри з наддовгою базою поєднують радіотелескопи, рознесені на тисячі кілометрів. З їхньою допомогою вдалося одержати кутову роздільну здатність близько 0,0001".

Прикладом є VLA (англ. Very Large Array - Дуже Великий Масив) - радіотелескоп-інтерферометр, Нью-Мексико, США (мал. 2.9).

Радіохвилі вільно проходять крізь величезні міжзоряні газопилові хмари й атмосферу Землі. Тому методи радіоастрономії дуже важливі для вивчення, наприклад, центральних районів Чумацького Шляху та інших галактик, бо оптичні хвилі від них повністю поглинаються.

Мал. 2.8. Гігантський радіотелескоп у кратері (Пуерто-Рико)

У Харкові розташовано найбільший у світі радіотелескоп декаметрових хвиль УТР-2 Радіоастрономічного інституту НАН України. Працюючи на УТР-2, астрономи перші у світі виявили в міжзоряному середовищі спектральні лінії вуглецю (головні «цеглинки», необхідні для появи органічного життя), каталогізували джерела випромінювань у далекому космосі, розробили теорію гравітаційних лінз, згідно з якою світло викривляється від далеких зір і галактик, вивчили механізми радіовипромінювання Сонця і Юпітера.

Мал. 2.9. Радіотелескоп-інтерферометр, Нью-Мексико, США

2. Детектори нейтрино та гравітаційних хвиль. Як відомо, у надрах зір, де відбувається синтез гелію, реакції супроводжуються перетворенням протонів у нейтрони з випромінюванням нейтрино. Нейтрино вільно пронизують усю товщу зорі і виходять у міжзоряний простір.

Спроби вловити нейтрино розпочав американець Раймонд Девіс (1914-2006) у 1955 р. У 1967 р. у штаті Південна Дакота в закинутій шахті на глибині 1455 м змонтували установку (горизонтальний циліндричний бак завдовжки близько 14,4 м і діаметром 6 м), що містить 400 000 л (615 т) чотирихлористого вуглецю С2С14. У цій сполуці кожен четвертий атом Хлору є ізотопом 37Сl. Порядок спостережень на цьому «телескопі» такий: після кожних 100 днів роботи через бак пропускають 20 000 л газоподібного гелію, що здатний захопити із собою ізотопи Аргону 37Ar, які утворилися в баці. Їх, за обчисленнями, у кожний момент часу має бути кілька десятків. Суміш газів (гелій з поодинокими атомами Аргону) пропускають через вугільні фільтри, охолоджені до 77 К. Результати вимірювань такі: у баці за кожні 2,3 доби утворюється один атом ізотопу 37Ar.

Інший варіант нейтринного «телескопа» - галієвий або літієвий детектор. Труднощі полягають у тому, що для отримання надійних результатів детектор повинен містити десятки тонн галію або літію, тоді як видобуток цих металів у світі дуже малий. Детектори на галії працюють, наприклад, в італійських Альпах під горою Монблан та в надрах гори Андирчі поблизу Ельбруса (Північний Кавказ).

Існують так звані водяні детектори нейтрино, у яких використовують звичайну воду Н2О або важку воду D2O (кожний атом Гідрогену тут містить, окрім протона, додатковий нейтрон). Принцип роботи водяних детекторів такий. Нейтрино, проходячи крізь товщу звичайної води, збуджує електрони в молекулах Н2О або реагує з нейтроном молекули D2O з утворенням протона й електрона. Надлишок енергії швидко висвічується (відомий з фізики ефект черенковського випромінювання). Реєстрація цього випромінювання дає змогу не тільки підрахувати кількість нейтрино, які взаємодіють з речовиною детектора за одиницю часу, а ще й вказати напрямок руху нейтрино, а отже, встановити напрямок на джерело цього випромінювання.

У 1916 р. було з’ясовано, що в природі можуть існувати слабкі збурення поля тяжіння, які, як і електромагнітні хвилі, є поперечними і також поширюються зі швидкістю поширення світла. Під дією гравітаційної хвилі розподіл пробних зарядів (тобто пробних масових частинок) періодично зазнає певної деформації, яка залежить від енергії хвилі.

Отже, гравітаційна хвиля, проходячи через певний розподіл мас, спричиняє в ньому збурення сили тяжіння. Тому найпростішим детектором гравітаційних хвиль можуть бути дві кулі, з’єднані пружиною. Якщо на них перпендикулярно до осі, що з’єднує центри куль, падає гравітаційна хвиля, то відстань між кулями буде позмінно збільшуватися і зменшуватися.

Джерелом гравітаційних хвиль є будь-який асиметричний рух речовини. Це може бути зоря, якщо вона стискається і розтягується, наприклад уздовж осі її обертання. Джерелами гравітаційних хвиль є подвійні зорі, а також зоря, яка зазнає різкого стиску - колапсу, якщо лише внаслідок дії певних причин (обертання, дія магнітних сил) цей колапс не є сферично-симетричним.

З 1958 р. американець Джозеф Вебер (1919-2000) намагався зареєструвати гравітаційні хвилі за допомогою детектора. Це був алюмінієвий циліндр завдовжки 1,54 м, та діаметром 0,6 м і масою 1,5 т, підвішений на спеціальній тонкій нитці в рамі зі сталевих блоків і поміщений у вакуумну камеру, оточену чутливими акустичними фільтрами. Розтяг і стиск циліндра під дією гравітаційної хвилі датчики можуть реєструвати з надзвичайною точністю.

Щоб уникнути похибок, пов’язаних, наприклад, з коливанням земної кори або електричним розрядом в атмосфері, Вебер встановив два аналогічні детектори на відстані 1000 км. Система реєструє лише ті сигнали, початки яких збігаються з точністю до 0,2 с. Ці детектори і справді впродовж багатьох місяців реєстрували в середньому один імпульс на кожні п’ять діб. Однак дотепер жодна інша лабораторія цього не підтвердила, і природа сигналів, які зареєстрував Вебер, залишається нез’ясованою.

Нині розроблено твердотільні гравітаційні антени другого покоління, у яких п’ятитонні алюмінієві циліндри охолоджуються до 2 К, а датчики здатні реєструвати амплітуди коливань до 2 • 10-17см. У США введено в дію велику лазерно-інтерференційну гравітаційно-хвильову обсерваторію ЛІГО, один інтерферометр якої з базою 4 км встановлено у штаті Луїзіана, другий з такою самою базою - у штаті Вашингтон. Інструменти об’єднані за допомогою комп’ютерної мережі. Є плани будівництва великих інтерферометрів для цієї самої мети і в інших країнах, а також встановлення супутникових гравітаційних антен, у яких база досягала б сотень мільйонів кілометрів.

11 лютого 2016 року було оголошено про експериментальне відкриття гравітаційних хвиль, існування яких передбачив ще Альберт Ейнштейн.

Гравітаційна хвиля - це поширення змінного гравітаційного поля в просторі. Вважають, що вивчення гравітаційних хвиль допоможе пролити світло на історію Всесвіту і не тільки.

ЗАПИТАННЯ ДО ВИВЧЕНОГО

  • 1. Які основні завдання розв’язують в астрономії за допомогою телескопів?
  • 2. Як можна визначити видиме збільшення оптичної системи телескопа?
  • 3. Що розуміють під роздільною здатністю телескопа та проникаючою силою?
  • 4. Чим відрізняються оптичні системи рефрактора, рефлектора та дзеркально-лінзових (камера Шмідта) телескопів?
  • 5. Чим відрізняються оптичні телескопи від радіотелескопів; радіоінтерферометр від радіотелескопа?
  • 6. Назвіть кілька астрономічних обсерваторій.