Фізика і астрономія. Рівень стандарту. 11 клас. Головко

Розділ 3. Методи та засоби астрономічних досліджень

§ 35. Методи і засоби досліджень в астрономії

Опрацювавши цей параграф, ви зможете пояснити принцип дії оптичного телескопа та радіотелескопа, особливості реєстрації випромінювання небесних світил; обґрунтовувати важливість спостережень у всьому діапазоні електромагнітного спектра.

ДІАПАЗОНИ ВИПРОМІНЮВАННЯ НЕБЕСНИХ ТІЛ. Майже всю інформацію про небесні тіла отримують шляхом аналізу електромагнітного випромінювання та потоків космічних частинок, тому зареєструвати їх — найперше завдання в астрономії.

Видиме світло можна розкласти у спектр багатьох кольорів: від фіолетового на одному кінці до червоного на іншому. Але воно є малою частиною електромагнітного спектра, до якого ще належать радіохвилі, мікрохвильове, інфрачервоне, ультрафіолетове, рентгенівське й гамма-випромінювання.

Рис. 35.1. Електромагнітний спектр — упорядкована за довжиною сукупність монохроматичних електромагнітних хвиль

Радіовипромінювання має найбільший діапазон довжини хвиль: від кількох десятих часток міліметра до багатьох кілометрів. Найменшу довжину хвилі має гамма-випромінювання — менше за одну десятимільйонну частку міліметра.

Для більшості електромагнітних хвиль атмосфера Землі непрозора. Крізь вікна прозорості до поверхні нашої планети проникають тільки видиме світло (те, що сприймає людське око, з довжиною хвиль 380—750 нм), інфрачервоні промені й радіохвилі.

Рис. 35.2. Вікна прозорості земної атмосфери

Вивчення Всесвіту почалося зі спостереження тих небесних об'єктів, які людина могла бачити. З ХІХ ст. з'явилася можливість вивчати небо в інфрачервоних променях, а з 40-х років ХХ ст. з появою радіоастрономії — і в радіодіапазоні крізь ще одне вікно прозорості — «радіовікно», яке в 10 млн разів ширше, ніж оптичне.

Від початку космічної ери (1957 р.), коли почали відправляти за межі атмосфери Землі наукові прилади, астрономи отримали змогу виконувати спостереження небесних тіл у всьому діапазоні електромагнітного спектра, й астрономія стала всехвильовою наукою.

Ми бачимо небесні світила, бо вони або самі випромінюють, або світять відбитим світлом. Метод визначення величин, що характеризують випромінювання за зоровим відчуттям, називають фотометрією. Фотометричні величини вимірюють з допомогою фотометра. Цей прилад дає змогу порівнювати фотометричну величину досліджуваного джерела з лабораторним стандартом.

У фотометрії для спрощення означень ряду величин користуються поняттям точкового джерела світла. Під точковим розуміють таке джерело світла, розмірами якого можна знехтувати, порівнюючи з відстанню до місця спостереження. Зорі, що перебувають від нас на величезних відстанях, вважають точковими джерелами.

До найважливіших фотометричних величин, крім світлового потоку, сили світла, освітленості (параграф 20), в астрономії відносять світність.

Світність — фотометрична величина, що в астрономії вказує на кількість світлової енергії, яку астрономічний об'єкт (наприклад, зоря) випромінює з усієї своєї поверхні за одиницю часу. Зазвичай одиницею вимірювання світності зір L є світність Сонця L. Світність зорі L пов'язана з її радіусом R та ефективною температурою Teff залежністю:

L = 4пR2σT4eff (35.1),

де Teff — ефективна температура — це температура абсолютно чорного тіла, тобто тіла, яке повністю поглинає все випромінювання, що на нього падає, і яке створює потік випромінювання на різних довжинах хвиль такої ж потужності, що й реальне тіло; σ — стала Стефана — Больцмана, що визначає зв'язок між потоком випромінювання та ефективною температурою тіла, яке випромінює як абсолютно чорне тіло.

Водночас, світність L пов'язана з абсолютною зоряною величиною М зорі. Знаючи М, можна обчислити L, і навпаки, наприклад, з діаграми Герцшпрунга — Рассела (параграф 36, п. 2).

У 1865 р. англійський астроном Норман Погсон встановив, що різниця блиску двох зір 1m і 6m становить E1/E2 = 2,56—1 = 2,55 = 97,66. Він запропонував вважати, що різниця в п'ять зоряних величин (Δm = 5m) означає різницю блиску рівно у 100 разів. Тобто освітленість Е, яку створює світловий потік від зорі 1m, у 2,512 раза більша, ніж від зорі 2m, у (2,512)2 раза більша, ніж від зорі 3m і т. д.

І справді: із залежності 100 = x5, знайдемо lg100 = 2 = 5lgx, звідки lgx = 0,4 і х = 2,512. Отже, блиск двох об'єктів з довільними зоряними величинами m1 і m2 відрізняється в E1/E2 = 2,512m2—m1 раза.

Цю закономірність узагальнює формула Погсона:

lg(E1/E2) = 0,4 (m2 — m1). (35.2)

Звідси після перетворень, якщо відома відстань до світила r, випливає зв'язок видимої зоряної величини m з абсолютною зоряною величиною М:

М = m + 5 — 5 lgr. (35.3)

За цією формулою можна знайти відстань до світила r у парсеках. А порівнюючи абсолютні зоряні величини М різних об'єктів, можна судити про те, які зорі насправді випромінюють більше чи менше світлової енергії, а отже, мають більшу чи меншу світність L.

З параграфа 25 відомо, що є три основні види електромагнітного спектра — 1) неперервний, або суцільний, 2) лінійчастий і 3) смугастий. Від накладання останніх двох спектрів на неперервний утворюється спектр поглинання.

Процеси й об'єкти Всесвіту дають різні види спектрів з максимумом випромінювання в різних його діапазонах. Сонце і зорі зазвичай дають спектри поглинання. На тлі неперервних спектрів їхніх видимих поверхонь є багато темних ліній. Вони виникають, коли світло з розжарених глибин проходить крізь холодніші атмосфери цих тіл. Завдяки розробленій теорії спектрів і накопиченню емпіричних даних астрофізики змогли створити метод спектрального аналізу, який дає змогу дізнатися про багато важливих властивостей небесних об'єктів. Наприклад: про хімічний склад, температуру поверхні, густину, рух тіла вздовж променя зору спостерігача тощо. Нині годі уявити астрофізику без методу спектрального аналізу.

Для отримання спектрів застосовують спеціальні прилади — спектроскопи, спекторометри, спектрографи та ін. Головною складовою будь-яких спектральних приладів є призма або дифракційна ґратка, що розкладає промінь світла у спектр. Найчастіше спектральні прилади розміщують за фокусом об'єктива телескопа. Щоб отримати одночасно спектри небесних тіл, які є в полі зору телескопа, призму ставлять перед його об'єктивом.

Телескоп — головний астрономічний інструмент. Серед засобів, що покращують можливості ока людини спостерігати небесні тіла, першим є телескоп. Він виконує три основні функції: збирати випромінювання від небесних світил на приймальний пристрій (око, фотоприймач, спектрограф тощо); будувати у своїй фокальній площині зображення об'єкта чи певної ділянки неба; збільшувати кут зору, під яким спостерігають небесні тіла, тобто розділяти об'єкти, що лежать на близькій кутовій відстані й тому нероздільні неозброєним оком.

Обов'язковими частинами конструкції візуальних оптичних телескопів є об'єктив, труба (тубус), монтування і окуляр (рис. 35.3). Під час фотографічних, фотоелектричних, спектральних спостережень окуляр не потрібний, бо відповідні приймачі встановлюють прямо у фокальній площині телескопа. Об'єктивом оптичного телескопа може бути лінза (кілька лінз) чи дзеркало, що має певну кривизну поверхні (наприклад, сферичне).

Рис. 35.3. Будова оптичного телескопа для візуальних спостережень: об'єктив, труба, монтування, окуляр

Перші спостереження небесних тіл за допомогою власноруч збудованого лінзового телескопа (рефрактора, від лат. refringo — заломлюю) у 1610 р. виконав відомий вчений Ґ. Ґалілей (рис. 35.4, а). Телескоп іншого типу, дзеркальний, або рефлектор (від лат. reflectere — відбиваю), першим побудував у 1668 р. І. Ньютон (рис. 35.4, б). Невдовзі було з'ясовано, що дзеркальні телескопи мають суттєві переваги над лінзовими, тому всі сучасні великі телескопи мають дзеркальні об'єктиви.

Рис. 35.4. Телескопи Ґ. Ґалілея (а) та І. Ньютона (б), а також хід променів (оптична схема) у телескопі-рефракторі (в) та телескопі-рефлекторі (г)

Принципова схема будови радіотелескопа (далі РТ) не відрізняється від будови телескопа-рефлектора: космічне радіовипромінювання збирає металева антена у вигляді дзеркала параболічної форми (для радіохвиль з великою довжиною хвилі застосовують дипольні антени), а приймачем є високочутливий радіоприймач.

Нині найбільшим інструментом цього класу є радіотелескоп FAST із поперечником антени 500 м, встановлений на південному заході Китаю, у провінції Гуйчжоу, в 2016 р (рис. 35.6, б). В Україні під Харковом працює найбільший у світі РТ декаметрового діапазону — УТР-2 (діапазон довжин хвиль 12—30 м). Його ефективна площа (площа, якою він сприймає випромінювання) становить 150 тис. кв. м (рис. 35.5, а).

Рис. 35.5. Радіотелескоп УТР-2 (а) та FAST (б)

Окрім оптичних і радіотелескопів, є телескопи для інших діапазонів електромагнітного спектра. Їх виносять за межі земної атмосфери. До таких належать ультрафіолетові й рентгенівські телескопи (космічна обсерваторія «Чандра», 1999 р.) і гамма-телескопи — космічна обсерваторія «Комптон» (1991—2000 рр.), космічний телескоп «Фермі» (працює з 2008 р.) та ін.

Другим після людського ока приймачем випромінювання в астрономії після винаходу фотографії в 1880 р. стала фотоплатівка. Фотографічна емульсія, на відміну від ока людини, здатна накопичувати кванти світла, що дає змогу реєструвати небесні об'єкти, недоступні для візуальних спостережень. Фотографічні зображення певної ділянки неба чи об'єкта зберігаються багато років, що дає змогу порівнювати їх із такими самими зображеннями, але зробленими пізніше.

Із середини ХХ ст. в астрономії як приймачі застосовують фотоелектронні помножувачі (ФЕП), що дають змогу реєструвати слабкі випромінювання. Із 70-х років ХХ ст. в астрономії стали застосовувати приймачі, дія яких ґрунтується на явищі внутрішнього фотоефекту, зокрема прилади із зарядовим зв'язком (ПЗЗ). ПЗЗ-матриці — значно чутливіші приймачі випромінювання, ніж фотоплатівки. Це дало змогу зменшити час експозиції, уможливило виконання спостережень швидких (тривалістю кілька секунд чи хвилин) небесних явищ і космічних процесів. Окрім того, цифрова форма запису сигналу дає змогу дуже швидко передавати його до комп'ютерів для опрацювання. Це суттєво скоротило обсяги часу, потрібного для обробки результатів спостережень. Тому нині в астрономії ПЗЗ-матриці практично повсюдно замінили фотоплатівки.

Важливу інформацію про небесні тіла нам доносять не тільки електромагнітні хвилі, а й потоки космічних променів і нейтрино. Космічні промені — це протони, тобто ядра Гідрогену, а також електрони, ядра Гелію й важчих хімічних елементів. Нейтрино — це частинка, що народжується в зорях під час перебігу термоядерних реакцій і майже не взаємодіє з речовиною. Вона несе інформацію про умови в ядрі зорі, тому методи нейтринної астрономії дуже важливі для вивчення процесів, що відбуваються, наприклад, у надрах Сонця.

Нейтринні телескопи (детектори) — розміщують на великій глибині під поверхнею Землі. Одним з найвідоміших нейтринних детекторів є японський детектор Супер-Каміоканде, що став до ладу 1996 р. Він розміщеній на глибині в 1000 м у цинковій шахті Каміока в Японських Альпах. Є нейтринний детектор на Південному полюсі під кригою на глибині 2000 м і в Південно-Африканській Республіці на глибині в 3000 м.

Перспективними для астрономії є реєстрація гравітаційних хвиль і дослідження Всесвіту з їх допомогою. Нині діє кілька детекторів гравітаційних хвиль у різних країнах світу. Про першу реєстрацію гравітаційних хвиль було оголошено в 2016 р. У вересні 2015 р. на установках LIGO (США) виявили сигнал, що надійшов від злиття двох чорних дір з масами 36 і 29 сонячних на відстані близько 400 млн пк від Землі.

Нині астрономи працюють над створенням орбітальних приймачів гравітаційних хвиль.

АСТРОНОМІЧНІ ОБСЕРВАТОРІЇ. Дуже давно людина почала облаштовувати й будувати пункти спостережень за небесними світилами. За цими пунктами спостережень закріпилась назва обсерваторія (від. лат. observo — спостерігаю).

Першу державну астрономічну обсерваторію в Європі — Паризьку — відкрито 1671 р., а обсерваторію в Гринвічі — 1675 р. У другій половині XIX ст. з'явилися обсерваторії сучасного типу, де телескопи встановлюють у спеціальних вежах — круглих будинках з банею, що обертається.

Нині астрономічною обсерваторією називають наукову установу, в якій виконують астрономічні спостереження та наукові дослідження з усіх галузей астрономії. Для одержання високоякісного зображення обсерваторії розміщують у гірській місцевості з чистим повітрям і слабкою турбулентністю атмосфери. Унікальною є обсерваторія на горі Мауна-Кеа (висота над рівнем моря становить 4215 м) на острові Гавайї (рис. 35.8, а). За дивовижний астроклімат це місце оголошене науковим заповідником. Тут встановлено телескопи «Кек-1» та «Кек-2», а також «Джеміні» і «Субару».

Рис. 35.8. Астрономічна обсерваторія на горі Мауна-Кеа (а), Космічний телескоп імені Габбла (б)

Щоб позбутися впливу атмосфери нашої планети, встановлюють спеціально сконструйовані телескопи на штучних супутниках Землі або стратосферних зондах. Їх також вважають обсерваторіями. Наприклад, унікальною астрономічною обсерваторією є Космічний телескоп імені Габбла (рис. 35.8, б).

Головна астрономічна обсерваторія Національної академії наук України (ГАО НАН України) — найбільша астрономічна установа нашої держави. Основні напрями досліджень ГАО: визначення положень небесних тіл; вивчення обертання Землі; дослідження фігури й рельєфу Місяця; фізика планет, Сонця і зір; будова Галактики; нестаціонарні процеси в надрах зір; вивчення комет. Також в Україні нині діють знані у світі астрономічні обсерваторії в Миколаєві, Львові, Одесі та Харкові.

! Головне в цьому параграфі

Основну інформацію про Всесвіт отримують, аналізуючи електромагнітне випромінювання та вивчаючи космічні частинки. Завдяки виходу за межі Землі астрономія розширила традиційні вікна прозорості й стала всехвильовою наукою. Призначення телескопа — головного інструмента в астрономії — зібрати якомога більше світла (випромінювання) від небесних світил, а також розділити об'єкти, що лежать близько один до одного. Уся історія розвитку астрономії — це, по суті, пошуки і знахідки засобів, що покращують людський зір. До таких засобів належать приймачі випромінювання та детектори космічних частинок.

? Запитання для самоперевірки

  • 1. Класифікуйте випромінювання щодо його здатності проникати крізь атмосферу Землі.
  • 2. Назвіть основні функції телескопа.
  • 3. Об'єктиви (головні дзеркала) рефлекторів мають сферичну або параболічну форму. А чи можливі плоскі об'єктиви? Відповідь поясніть.
  • 4. Під час фотографічних, фотоелектричних, спектральних спостережень окуляр у телескопі не використовують, а приймач встановлюють прямо у фокальній площині. Чому?
  • 5. Чому сучасні наземні астрономічні обсерваторії зазвичай розміщують високо в горах?