|
|
|
Учебник для 11 класса Астрономия
§ 6. Методы астрофизических исследрванийИзучив этот параграф, мы:
Что изучает астрофизика?Между физикой и астрофизикой есть много общего — эти науки изучают законы мира, в котором мы живем. Но между ними есть и одна существенная разница — физики могут проверить свои теоретические расчеты при помощи соответствующих экспериментов, в то время как астрономы в большинстве случаев такой возможности не имеют, так как изучают природу далеких космических объектов по их излучениям. В этом параграфе мы рассмотрим основные методы, при помощи которых астрономы собирают информацию о событиях в дальнем космосе. Оказывается, что основным источником такой информации являются электромагнитные волны и элементарные частицы, которые излучают космические тела, а также гравитационные и электромагнитные поля, при помощи которых эти тела между собой взаимодействуют. Наблюдение за объектами Вселенной осуществляется в специальных астрономических обсерваториях. При этом астрономы имеют определенное преимущество перед физиками — они могут наблюдать за процессами, которые происходили миллионы или миллиарды лет назад.
Для любознательных Астрофизические эксперименты в космосе все же Происходят — их осуществляет сама природа, а астрономы наблюдают за теми процессами, которые происходят в далеких мирах, и анализируют полученные результаты. Мы наблюдаем определенные явления во времени и видим такое далекое прошлое Вселенной, когда еще не только не существовала наша цивилизация, но даже не было Солнечной системы. То есть астрофизические методы изучения дальнего космоса фактически не отличаются от экспериментов, которые проводят физики на поверхности Земли. К тому же при помощи АМС астрономы проводят настоящие физические эксперименты как на поверхности других космических тел, так и в межпланетном пространстве. Черное телоКак известно из курса физики, атомы могут излучать или поглощать энергию электромагнитных волн различной частоты — от этого зависит яркость и цвет того или иного тела. Для расчетов интенсивности излучения вводится понятие черного тела, которое может идеально поглощать и излучать электромагнитные колебания в диапазоне всех длин волн (непрерывный спектр).
Рис. 6.1. Спектр излучения звезды с температурой T = 5800 К. Впадины на графике соответствуют темным линиям поглощения, которые образуют отдельные химические элементы Звезды излучают электромагнитные волны разной длины, в зависимости от температуры поверхности больше энергии приходится на определенную часть спектра (рис. 6.1). Этим объясняются разнообразные цвета звезд от красного до голубого (см. § 13). Используя законы излучения черного тела, которые открыли физики на Земле, астрономы измеряют температуру далеких космических светил (рис. 6.2). При температуре T = 300 К черное тело излучает энергию преимущественно в инфракрасной части спектра, которая не воспринимается невооруженным глазом. При низких температурах такое тело в состоянии термодина мического равновесия имеет действительно черный цвет.
Рис. 6.2. Распределение энергии в спектре излучения звезд. Цвет звезд определяет температуру поверхности T: у голубых звезд температура 12000 К, у красных — 3000 К. При увеличении температуры на поверхности звезды уменьшается длина волны,соответствующая максимуму энергии излучения Для любознательных В природе абсолютно черных тел не существует, даже черная сажа поглощает не более 99% электромагнитных волн. С другой стороны, если бы абсолютно черное тело только поглощало электромагнитные волны, то со временем температура такого тела стала бы бесконечно большой. Поэтому черное тело излучает энергию, причем поглощение и излучение могут происходить в разных частотах. Однако при некоторой температуре устанавливается равновесие между излучаемой и поглощенной энергией. В зависимости от равновесной температуры цвет абсолютно черного тела не обязательно будет черным — например, сажа в печи при высокой температуре имеет красный или даже белый цвет. Астрономические наблюдения невооруженным глазомГлаз человека является уникальным органом чувств, при помощи которого мы получаем более 90% информации об окружающем мире. Оптические характеристики глаза определяются разрешением и чувствительностью. Разрешающая способность глаза, или острота зрения,— это способность различать объекты определенных угловых размеров. Установлено, что разрешающая способность глаза человека не превышает 1' (одна минута дуги; рис. 6.3). Это означает, что мы можем видеть отдельно две звезды (или две буквы в тексте книги), если угол между ними α>1', а если α<1', то эти звезды сливаются в одно светило, поэтому различить их невозможно.
Рис. 6.3. Мы различаем диск Луны, потому что его угловой диаметр 30', в то время как кратеры невооруженным глазом не видны, потому что их угловой диаметр меньше 1'. Острота зрения определяется углом α>1' Мы различаем диски Луны и Солнца, потому что угол, под которым виден диаметр этих светил (угловой диаметр), около 30', в то время как угловые диаметры планет и звезд меньше 1', поэтому эти светила невооруженным глазом видны, как яркие точки. С планеты Нептун диск Солнца будет выглядеть для космонавтов яркой звездой. Чувствительность глаза определяется порогом восприятия отдельных квантов света. Самую большую чувствительность глаз имеет в желто-зеленой части спектра, и мы можем реагировать на 7—10 квантов, которые попадают на сетчатку за 0,2—0,3 с. В астрономии чувствительность глаза можно определить при помощи видимых звездных величин, характеризующих яркость небесных светил (см. § 13). Для любознательных Чувствительность глаза зависит и от диаметра зрачка — в темноте зрачки расширяются, а днем сужаются. Перед астрономическими наблюдениями надо 5 мин посидеть в темноте, тогда чувствительность глаза увеличится. ТелескопыК сожалению, большинство космических объектов мы не можем наблюдать невооруженным глазом, потому что его возможности ограничены. Телескопы (греч. tele — далеко, skopos — видеть) позволяют нам увидеть далекие небесные светила или зарегистрировать их с помощью других приемников электромагнитного излучения — фотоаппарата, видеокамеры. По конструкции телескопы можно разделить на три группы: рефракторы, или линзовые телескопы (рис. 6.4) (лат. refractus — преломление), рефлекторы, или зеркальные телескопы (рис. 6.5) (лат. reflectio — отбиваю), и зеркально-линзовые телескопы.
Рис. 6.4. Схема линзового телескопа (рефрактора)
Рис. 6.5. Схема зеркального телескопа (рефлектора) Предположим, что на бесконечности находится небесное светило, которое невооруженным глазом видно под углом . Собирающая линза, которую называют объективом, строит изображение светила в фокальной плоскости на расстоянии от объектива (рис. 6.4). В фокальной плоскости устанавливают фотопластинку, видеокамеру или другой приемник изображения. Для визуальных наблюдений используют короткофокусную линзу — лупу, которую называют окуляром.
Увеличение телескопа определяется так:
где — α2 угол зрения на выходе окуляра; α1 — угол зрения, под которым светило видно невооруженным глазом; F,f — фокусные расстояния соответственно объектива и окуляра. Разрешающая способность телескопа зависит от диаметра объектива, поэтому при одинаковом увеличении более четкое изображение дает телескоп с большим диаметром объектива. Кроме того телескоп увеличивает видимую яркость светил, которая будет во столько раз больше той, что воспринимается невооруженным глазом, во сколько площадь объектива больше площади зрачка глаза. Запомните! В телескоп нельзя смотреть на Солнце, поскольку его яркость будет такой большой, что вы можете потерять зрение. Для любознательных Для определения различных физических характеристик космических тел (движения, температуры, химического состава и т. д.) необходимо проводить спектральные наблюдения, то есть надо измерять, как распределяется излучение энергии в различных участках спектра. Для этого создан ряд дополнительных устройств и приборов (спектрографы, телевизионные камеры и пр.), которые совокупно с телескопом дают возможность отдельно выделять и исследовать излучение участков спектра. Школьные телескопы имеют объективы с фокусным расстоянием 80—100 см, и набор окуляров с фокусными расстояниями 1—6 см. То есть увеличение школьных телескопов по формуле (6.1) может быть разным (от 15 до 100 раз) в зависимости от фокусного расстояния окуляра, применяемого во время наблюдений. В современных астрономических обсерваториях установлены телескопы, имеющие объективы с фокусным расстоянием более 10 м, поэтому увеличение этих оптических приборов может превышать 1000. Но во время наблюдений такие большие увеличения не применяют, так как неоднородности земной атмосферы (ветры, загрязненность пылью) значительно ухудшают качество изображения. Электронные приборыЭлектронные приборы, использующиеся для регистрации излучения космических светил, существенно увеличивают разрешение и чувствительность телескопов. К таким приборам относятся фотоумножитель и электронно-оптические преобразователи, действие которых основано на явлении внешнего фотоэффекта. В конце XX в. для получения изображения начали применять приборы зарядовой связи (ПЗС), в которых используется явление внутреннего фотоэффекта. Они состоят из очень маленьких кремниевых элементов (пикселей), расположенных на небольшой площади. Матрицы ПЗС используют не только в астрономии, но и в домашних телекамерах и фотоаппаратах — так называемые цифровые системы для получения изображения (рис. 6.6).
Рис. 6.6. Матрица ПЗС К тому же, ПЗС более эффективны, чем фотопленки, потому что регистрируют 75% фотонов, в то время как пленка — лишь 5%. Таким образом, ПЗС значительно увеличивают чувствительность приемников электромагнитного излучения и позволяют регистрировать космические объекты в десятки раз более слабые, чем при фотографировании. РадиотелескопыДля регистрации электромагнитного излучения в радиодиапазоне (длина волны от 1 мм и более — рис. 6.7) созданы радиотелескопы, которые принимают радиоволны с помощью специальных антенн и передают их в приемник. В радиоприемнике космические сигналы обрабатываются и регистрируются специальными приборами.
Рис 6.7. Шкала электромагнитных волн Существуют два типа радиотелескопов — рефлекторные и радиорешетки. Принцип действия рефлекторного радиотелескопа такой же, как телескопа-рефлектора (рис. 6.5), только зеркало для сбора электромагнитных волн изготавливается из металла. Часто это зеркало имеет форму параболоида обращения. Чем больше диаметр такой параболической «тарелки», тем выше разрешение и чувствительность радиотелескопа. Самый большой в Украине радиотелескоп РТ-70 имеет диаметр 70 м (рис. 6.8).
Рис. 6.8. Радиотелескоп РТ-70 находится в Крыму возле Евпатории Радио-решетки состоят из большого количества отдельных антенн, расположенных на поверхности Земли в определенном порядке. Если смотреть сверху, то большое количество таких антенн напоминает букву «Т». Крупнейший в мире радиотелескоп такого типа УТР-2 находится в Харьковской области (рис. 6.9).
Рис. 6.9. Крупнейший в мире радиотелескоп УТР-2 (украинский Т-образный радиотелескоп; размеры 1800 м х 900 м) Для любознательных Принцип интерференции электромагнитных волн позволяет объединить радиотелескопы, расположенные на расстоянии десятков тысяч километров, что увеличивает их разрешение до 0,0001" — это в сотни раз превосходит возможности оптических телескопов. Изучение Вселенной с помощью космических аппаратовС началом космической эры наступает новый этап изучения Вселенной с помощью ИСЗ и АМС. Космические методы имеют существенное преимущество перед наземными наблюдениями, так как значительная часть электромагнитного излучения звезд и планет задерживается в земной атмосфере. С одной стороны, это поглощение спасает живые организмы от смертельного излучения в ультрафиолетовой и рентгеновской областях спектра, но с другой — ограничивает поток информации от светил. В 1990 г. в США был создан уникальный космический телескоп Хаббла с диаметром зеркала 2,4 м (рис. 6.10). В наше время в космосе функционирует много обсерваторий, которые регистрируют и анализируют излучения всех диапазонов — от радиоволн до гамма-лучей (рис. 6.7).
Рис. 6.10. Космический телескоп Хаббла находится за пределами атмосферы, поэтому его разрешение в 10 раз, а чувствительность в 50 раз превосходят возможности наземных телескопов Большой вклад в изучение Вселенной сделали советские ученые. При их участии были созданы первые КА, которые начали исследовать не только околоземное пространство, но и другие планеты. Автоматические межпланетные станции серии «Луна», «Марс», «Венера» передали на Землю изображения других планет с таким разрешением, которое в тысячи раз превосходит возможности наземных телескопов. Впервые человечество увидело панорамы чужих миров. На этих АМС была установлена аппаратура для проведения непосредственных физических, химических и биологических экспериментов. Для любознательных Во времена Киевской Руси астрономические наблюдения проводили монахи. В летописях они рассказывали о необычных небесных явлениях — затмениях Солнца и Луны, появлении комет или новых звезд. С изобретением телескопа для наблюдений за небесными светилами начали строить специальные астрономические обсерватории (рис. 6.11). Первыми астрономическими обсерваториями Европы считают Парижскую во Франции (1667 г.), и Гринвичскую в Англии (1675 г.). Сейчас астрономические обсерватории работают на всех материках, и их общее количество превосходит 400.
Рис. 6.11. Астрономическая обсерватория
Рис. 6.12. Первый украинский спутник «Січ-1» ВыводыАстрономия с оптической науки превратилась во всеволновую, потому что основным источником информации о Вселенной являются электромагнитные волны и элементарные частицы, которые излучают космические тела, а также гравитационные и электромагнитные поля, при помощи которых эти тела между собой взаимодействуют. Современные телескопы позволяют получать информацию о далеких мирах, и мы можем наблюдать события, которые происходили миллиарды лет назад. То есть с помощью современных астрономических приборов мы можем путешествовать не только в пространстве, но и во времени. Тесты
Диспуты на предложенные темы
Задания для наблюдений
Ключевые понятия и термины: Непрерывный спектр, радиотелескоп, рефлектор, рефрактор, разрешающая способность глаза, спектр, спектральные наблюдения, телескоп, черное тело.
|
(6.1)
|
|