Тема. Методи та засоби астрономічних досліджень

Об’єднане зображення кулястого зоряного скупчення в сузір’ї Кентавра містить: ренгенівські дані телескопа «Чандра» (червоне світло), що показують гарячий газ; радіодані Дуже Великого Масиву Телескопів Карла Янскі (синє світло), що показують частинки високої енергії; дані телескопа «Габбл» у видимому світлі (зелене) демонструють галактики в скупченні та за межами кластера

Випромінювання небесних тіл. У цій темі ми розглянемо основні методи, за допомогою яких астрономи збирають інформацію про події в далекому космосі. Виявляється, що основним джерелом такої інформації є електромагнітні хвилі та елементарні частинки, які випромінюють космічні тіла, а також гравітаційні й електромагнітні поля, за допомогою яких ці тіла між собою взаємодіють.

Рис. 1.1. Спектр випромінювання зорі з температурою Т = 5800 К. Западини на графіку відповідають темним лініям поглинання, які утворюють окремі хімічні елементи

Сонце та зорі випромінюють електромагнітні хвилі різноманітної довжини. Планети та їхні супутники відбивають сонячне світло й самі випромінюють інфрачервоні промені й радіохвилі. Розріджені газові туманності випромінюють електромагнітні хвилі чітко визначеної довжини.

Випромінювання небесних тіл, що не доходить до поверхні Землі, досліджується за допомогою штучних супутників, наукових орбітальних станцій, які обертаються навколо нашої планети, а також за допомогою автоматичних міжпланетних станцій, спрямованих до планет Сонячної системи. Випромінювання, яке проходить крізь земну атмосферу, вчені досліджують безпосередньо з поверхні Землі.

Як відомо з курсу фізики, атоми можуть випромінювати або поглинати енергію електромагнітних хвиль різної частоти — від цього залежать яскравість і колір того чи іншого тіла. Для обчислення інтенсивності випромінювання вводиться поняття так званого чорного тіла, яке може ідеально поглинати й випромінювати електромагнітні коливання в діапазоні всіх довжин хвиль (безперервний спектр).

Чорне тіло поглинає всю енергію, яка падає на його поверхню, і всю енергію перевипромінює в навколишній простір, але в іншій частині спектра

Астрофізика вивчає будову космічних тіл, фізичні умови на поверхні й всередині тіл, хімічний склад, джерела енергії та ін.

Рис. 1.2. Червоний карлик

Зорі випромінюють електромагнітні хвилі різної довжини λ, але в залежності від температури поверхні найбільше енергії припадає на певну частину спектра λ_max (рис. 1.1). Цим пояснюються різноманітні кольори зір — від червоного до синього (рис. 1.2, 1.3). Використовуючи закони випромінювання чорного тіла, які відкрили фізики на Землі, астрономи вимірюють температуру далеких космічних світил (рис. 1.4). За температури Т = 300 К чорне тіло випромінює енергію переважно в інфрачервоній частині спектра, яка не сприймається неозброєним оком.

За низьких температур таке тіло у стані термодинамічної рівноваги має справді чорний колір.

Для допитливих

У природі абсолютно чорних тіл не існує, навіть чорна сажа поглинає не більш ніж 99 % електромагнітних хвиль. З іншого боку, якби абсолютно чорне тіло тільки поглинало електромагнітні хвилі, то з часом температура такого тіла стала б нескінченно великою. Тому чорне тіло випромінює енергію, причому поглинання і випромінювання можуть відбуватися в різних частотах. Однак при певній температурі встановлюється рівновага між випромінюваною та поглиненою енергіями. Залежно від рівноважної температури колір абсолютно чорного тіла не обов’язково буде чорним — наприклад, сажа в печі при високій температурі має червоний або навіть білий колір.

Рис. 1.4. Розподіл енергії у спектрі випромінювання зір. Колір зір визначає температуру поверхні Т: сині зорі мають температуру 12000 К, червоні — 3000 К. При збільшенні температури на поверхні зорі зменшується довжина хвилі яка відповідає максимуму енергії випромінювання

Методи астрономічних досліджень. Між фізикою та астрофізикою є багато спільного — ці науки вивчають закони світу, у якому ми живемо. Але між ними існує одна суттєва різниця — фізики мають можливість перевірити свої теоретичні розрахунки за допомогою відповідних експериментів, у той час як астрономи в більшості випадків такої можливості не мають, адже вивчають природу далеких космічних об’єктів за їхнім випромінюванням.

Рис. 1.3. Молоді зорі. Різні кольори зір пояснюються електромагнітним випромінюванням різної довжини

Рис. 1.5. Народження нової зорі

Астрофізичні експерименти в космосі все ж таки відбуваються — їх здійснює сама природа, а астрономи спостерігають за тими процесами, які відбуваються в далеких світах (рис. 1.5), і аналізують отримані результати. Ми спостерігаємо своєрідні явища в часі та бачимо таке далеке минуле Всесвіту, коли ще не існувала не тільки наша цивілізація, а навіть не було Сонячної системи. Тобто астрофізичні методи вивчення далекого космосу фактично не відрізняються від експериментів, які проводять фізики на поверхні Землі. До того ж за допомогою автоматичних міжпланетних станцій (АМС) астрономи проводять справжні фізичні експерименти як на поверхні інших космічних тіл, так і в міжпланетному просторі. Астрономічні спостереження здійснюються як у астрономічних обсерваторіях за допомогою різноманітних телескопів, так і неозброєним оком.

Спостереження неозброєним оком. Око людини є унікальним органом чуття, за допомогою якого ми отримуємо понад 90% інформації про навколишній світ. Оптичні характеристики ока визначаються роздільною здатністю та чутливістю.

Роздільна здатність ока, або гострота зору, — це спроможність розрізняти об’єкти певних кутових розмірів. Установлено, що роздільна здатність ока людини не перевищує 1′ (одна мінута дуги, рис. 1.6). Це означає, що ми можемо бачити окремо дві зорі, якщо кут між ними α > 1′, а якщо α < 1', то ці зорі зливаються в одне світило, тому розрізнити їх неможливо.

Ми розрізняємо диски Місяця і Сонця, адже кут, під яким видно діаметр цих світил (кутовий діаметр), дорівнює близько 30′, у той час як кутові діаметри планет і зір менші за 1′, тому ці світила неозброєним оком видно як яскраві точки.

Чутливість ока визначається порогом сприйняття окремих квантів світла. Найбільшу чутливість око має у жовто-зеленій частині спектра, і ми можемо реагувати на 7-10 квантів, які потрапляють на сітківку за 0,2-0,3 с. В астрономії чутливість ока можна визначити за допомогою так званих видимих зоряних величин, які характеризують яскравість небесних світил.

Рис. 1.6. Ми розрізняємо диск Місяця, оскільки його кутовий діаметр 30′, у той час як кратери неозброєним оком не видно, адже їх кутовий діаметр менший від 1′

Для допитливих

Чутливість ока також залежить від діаметра зіниці — у темряві зіниці розширюються, а вдень звужуються. Перед астрономічними спостереженнями треба 5 хв посидіти в темряві, тоді чутливість ока збільшиться.

Контрольні запитання і завдання

• 1. Чим пояснюється різноманітність кольорів зір?
• 2. За допомогою яких законів астрономи вимірюють температуру далеких космічних світил?
• 3. Підготуйте стисле повідомлення про методи астрофізичних досліджень.
• 5. Чим визначається чутливість ока?

2. Принцип дії і будова оптичного та радіотелескопа, детекторів нейтрино та гравітаційних хвиль. Приймачі випромінювання

Принцип дії оптичного телескопа. На жаль, більшість космічних об’єктів ми не можемо спостерігати неозброєним оком, оскільки його можливості обмежені. Телескопи (грец. tele — далеко, skopos — бачити) дозволяють нам побачити далекі небесні світила або зареєструвати їх за допомогою інших приймачів електромагнітного випромінювання — фотоапарата, відеокамери. За конструкцією телескопи можна поділити на три групи: рефрактори, або лінзові телескопи (рис 2.1.) (лат. refractus — заломлення); рефлектори, або дзеркальні телескопи (рис. 2.2), (лат. reflectio — відбиваю) та дзеркально-лінзові телескопи.

Припустимо, що на нескінченності розташовується небесне світило, яке для неозброєного ока видно під кутом α₁. Двоопукла лінза, яку називають об’єктивом, будує зображення світила у фокальній площині на відстані F від об’єктива (рис. 2.1). У фокальній площині установлюють ПЗЗ матрицю (прилад із зарядним зв’язком), відеокамеру або інший приймач зображення. Для візуальних спостережень використовують короткофокусну лінзу — лупу, яку називають окуляром.

Збільшення телескопа визначається так:

Рис. 2.1. Схема лінзового телескопа (рефрактора)

Рефрактор — телескоп, у якому для створення зображення використовують лінзи

Рефлектор — телескоп, у якому для створення зображення використовують дзеркало

де α₂ — кут зору на виході окуляра; α₁ — кут зору, під яким світило видно неозброєним оком; F, f — фокусні відстані відповідно об’єктива й окуляра.

Роздільна здатність телескопа залежить від діаметра об’єктива, тому при однаковому збільшенні більш чітке зображення дає телескоп із більшим діаметром об’єктива.

Рис. 2.2. Схема дзеркального телескопа (рефлектора)

Рис. 2.4. Шкала електромагнітних хвиль

Рис. 2.5. Найбільший у світі декаметровий радіотелескоп УТР-2 (Україна, Харківська область)

Крім того телескоп збільшує видиму яскравість світил, яка буде у стільки разів більша за ту, що сприймається неозброєним оком, у скільки площа об’єктива більша від площі зіниці ока.

Запам’ятайте: в телескоп не можна дивитись на Сонце, тому що його яскравість буде такою великою, що ви можете втратити зір!

Радіотелескопи. Для реєстрації електромагнітного випромінювання в радіодіапазоні (довжина хвилі від 1 мм і більше — рис. 2.4) створені радіотелескопи, які приймають радіохвилі за допомогою спеціальних антен і передають їх до приймача. У радіоприймачі космічні сигнали опрацьовуються і реєструються спеціальними приладами. Існують два типи радіотелескопів — рефлекторні та антенні решітки. Принцип дії рефлекторного радіотелескопа такий самий, як телескопа-рефлектора, тільки дзеркало для збирання електромагнітних хвиль виготовляється з металу. Часто це дзеркало має форму параболоїда обертання. Чим більший діаметр такої параболічної «тарілки», тим більші роздільна здатність і чутливість радіотелескопа. Найбільший в Україні радіотелескоп РТ-70 має діаметр 70 м.

Для спостереження на коротких хвилях поширені дзеркальні параболічні антени, встановлені на поворотних пристроях, що служать для наведення радіотелескопів на джерело радіовипромінювання. За принципом дії такі радіотелескопи аналогічні оптичним телескопам-рефракторам. Часто використовуються комбінації ряду дзеркальних антен, що сполучені кабельними лініями в єдину систему — «решітки». Для спостереження на довгих хвилях використовують ґрати, що складаються з великої кількості елементарних випромінювачів, — діполів (рис.2.5).

Детектори нейтрино. Частинки нейтрино утворюються внаслідок деяких видів радіоактивного розпаду, ядерних реакцій, подібних до тих, що відбуваються на Сонці, чи внаслідок зіткнення космічних променів з атомами. Через дуже слабку взаємодію з речовиною нейтрино надає унікальну можливість спостерігати за процесами, які недоступні для досліджень через оптичні телескопи.

Швидкість руху нейтрино є близькою до швидкості світла. Вони відіграють велику роль у перетвореннях елементарних частинок. Маса нейтрино вкрай мала у порівнянні з іншими елементарними частинками, але вона є важливою для пояснення в космології феномену прихованої маси, оскільки, незважаючи на її мале значення, концентрація нейтрино у Всесвіті досить висока, щоб істотно вплинути на середню густину речовини.

Переважна кількість нейтринних детекторів, метою яких є вивчення нейтрино, розташовують глибоко під землею, щоб запобігти впливу на них будь-якого космічного випромінювання та інших джерел природного радіаційного фону. Через слабку взаємодію нейтрино з іншими елементарними частинками розмір нейтринного детектора має бути дуже великим та здатним уловити значну кількість нейтринних частинок.

Однією з найвідоміших обсерваторій, що спеціалізується на виявленні нейтрино, є обсерваторія Супер-Каміоканде в Японії.

Зображення центра Сонця в променях нейтрино, отримане обсерваторією Супер-Каміоканде

Дізнайтеся про нейтринний детектор Супер-Каміоканде.

Детектор гравітаційних хвиль. Новітньою галуззю спостережної астрономії є гравітаційно-хвильова астрономія, що використовує гравітаційні хвилі (найдрібніші викривлення простору-часу, передбачені загальною теорією відносності Айнштайна) для спостережень та збору даних про нейтронні зорі й чорні діри, про вибухи Наднових, а також для дослідження інших процесів у космосі.

Безпосередня реєстрація гравітаційних хвиль є досить складною через слабкість гравітаційної взаємодії між зорями (вона майже на 40 порядків слабша за електромагнітну), тому гравітаційні хвилі спричиняють дуже мале викривлення простору. Приладом для їх реєстрації є детектор гравітаційних хвиль.

Детектор гравітаційних хвиль (гравітаційний телескоп) — пристрій, призначений для реєстрації гравітаційних хвиль. Згідно із загальною теорією відносності, гравітаційні хвилі, які утворюються внаслідок космічних процесів, викликають надзвичайно слабку періодичну зміну відстаней між пробними частинками.

Нейтринна астрономія — галузь астрономії, що спостерігає астрономічні об’єкти в спеціальних обсерваторіях за допомогою нейтринних детекторів

Нейтрино — стабільна, електрично нейтральна елементарна частинка, маса якої близька до нуля

Нейтринний детектор — комплекс, призначений для вивчення нейтрино

Дізнайтеся про найпоширеніші типи детекторів гравітаційних хвиль.

Приймачі випромінювання. Електронні прилади для реєстрації випромінювання космічних світил значно збільшують роздільну здатність і чутливість телескопів. До них належать фотопомножувачі та електронно-оптичні перетворювачі, дія яких ґрунтується на явищі зовнішнього фотоефекту. Наприкінці XX ст. для отримання зображення почали застосовувати прилади зарядового зв’язку (ПЗЗ), у яких використовується явище внутрішнього фотоефекту. Вони складаються з дуже маленьких кремнієвих елементів (пікселів), що розташовані на невеликій площі. Матриці ПЗЗ використовують не тільки в астрономії, а й у домашніх телекамерах і фотоапаратах — так звані цифрові системи для отримання зображення (рис. 2.6). ПЗЗ значно збільшують чутливість приймачів електромагнітного випромінювання і дають змогу реєструвати космічні об’єкти в десятки разів слабші, ніж при фотографуванні.

Рис. 2.6. Матриця ПЗЗ

Для допитливих

Принцип інтерференції електромагнітних хвиль дозволяє об’єднати радіотелескопи, які розташовані на відстані десятків тисяч кілометрів, що збільшує їх роздільну здатність до 0,0001″ — це в сотні разів перевершує можливість оптичних телескопів.

Гравітаційна хвиля — збурення гравітаційного поля, «брижі» простору-часу, що поширюються зі швидкістю світла

Контрольні запитання

• 1. Розкажіть про призначення телескопів.
• 2. Чим відрізняються дзеркальний та лінзовий телескопи?
• 3. Який принцип роботи радіотелескопа?
• 4. Що вивчає нейтринна астрономія?
• 5. Яку функцію виконує нейтринний детектор? детектор гравітаційних хвиль?

Рис. 3.1 Телескоп БТА на Північному Кавказі

Тема для дискусії

Припустимо, що у космосі будується міжнародна космічна станція, на якій Україна буде мати космічний блок. Які астрономічні прилади ви могли б запропонувати для проведення досліджень Всесвіту?

Завдання для спостереження

Поспостерігайте за нічним небом через саморобний телескоп-рефрактор. Його можна виготовити за допомогою лінзи для окулярів. Для об’єктива можна використати лінзу з окулярів + 1 діоптрія, а як окуляр — об’єктив фотоапарата або іншу лінзу для окулярів +10 діоптрій.

3. Сучасні наземні і космічні телескопи. Астрономічні обсерваторії

Рис. 3.2 Сегментоване дзеркало новітнього космічного телескопа «Джеймс Уебб»

Застосування в телескопобудуванні досягнень техніки і технологій. Протягом XX ст. прогресивні дослідження в галузі астрономії стикалися із серйозним обмеженням розмірів телескопів. Зазвичай дзеркала для телескопів виготовляли товстими, щоб уникнути деформації відображення на їхній поверхні, але ці дзеркала були дуже важкими. Саме тому телескопи тривалий час були великими, важкими і дорогими пристроями.

Сучасні технологічні досягнення в телескопобудуванні дозволили значною мірою усунути ці недоліки. Активна оптика, комп’ютерне управління формою дзеркал телескопа дозволяють використовувати тонкі, легкі, а також «гнучкі» або сегментовані дзеркала (рис. 3.1, 3.2). Також тонкі дзеркала швидше охолоджуються в темряві й забезпечують більш чіткі зображення.

Високошвидкісні комп’ютери дозволили астрономам будувати нові гігантські телескопи з унікальним дизайном. Європейська Південна обсерваторія побудувала високо у горах Анд, на Півночі Чилі телескоп Very Large Telescope (VLT) (рис. 3.3). Він складається з чотирьох телескопів-веж з комп’ютером, що контролює рух дзеркал діаметром 8,2 м і лише 17,5 см завтовшки. Кожен із чотирьох телескопів може працювати самостійно або поєднувати своє світло з іншими, щоб працювати як єдиний велетенський телескоп.

Рис. 3.3 Телескоп Very Large Telescope в Андах

Рис. 3.4. Космічний телескоп «Габбл»

Рис. 3.5. Телескоп «Спітцер»

Італійські та американські астрономи побудували в штаті Аризона (США) Large Binocular Telescope (Великий Бінокулярний телескоп), який тримає пару дзеркал діаметром 8,4 м на одному кріпленні.

Телескоп Gran Telescopio, розташований на вершині вулкана Пік на Канарських островах, тримає сегментоване дзеркало діаметром 10,4 м.

Сучасні комп’ютери здійснили революційний прогрес в конструюванні й управлінні телескопами. Майже всі великі телескопи керуються астрономами і техніками з контрольної кімнати, а деякі навіть можуть використовуватися астрономами, які перебувають за тисячі кілометрів від обсерваторії. Деякі телескопи повністю автоматизовані і здатні здійснювати спостереження взагалі без постійного нагляду. Це надало можливість проводити масштабні спостереження одразу за мільйонами космічних об’єктів і на хвилях різної довжини. Інформацію, що збирають сучасні телескопи, астрономи аналізуватимуть ще впродовж кількох наступних десятиліть.

Із початком космічної ери настає новий етап вивчення Всесвіту за допомогою штучних супутників Землі (ШСЗ) та АМС. Космічні методи мають суттєву перевагу перед наземними спостереженнями, тому що значна частина електромагнітного випромінювання зір і планет затримується в земній атмосфері. З одного боку, це поглинання рятує живі організми від смертельного випромінювання в ультрафіолетовій та рентгенівській частинах спектра, але з іншого — воно обмежує потік інформації від світил.

Космічний телескоп «Габбл» (рис. 3.4) — американський оптичний телескоп, розташований на навколоземній орбіті з 1990 р.

Кімната центру керування НАСА за місією телескопа «Габбл»

Рис. 3.6. Обсерваторія Джеміні

Він є спільним проектом NASA і Європейського космічного агентства (ЄКА). Телескоп названо на честь Едвіна Габбла. Це унікальна багатоцільова орбітальна обсерваторія, найбільша серед запущених у космос у XX ст. Телескоп є першим апаратом із серії «Великі обсерваторії», за його допомогою здійснено багато важливих спостережень.

Інші видатні космічні телескопи із серії «Великі обсерваторії»: «Комптон», «Чандра», «Спітцер» (рис. 3.5).

У наш час функціонує багато обсерваторій, які реєструють та аналізують випромінювання всіх діапазонів — від радіохвиль до гамма-променів. Найбільші серед них:

• Обсерваторія Джеміні (Близнята) (рис. 3.6), має два восьмиметрові телескопи у різних місцях — на Гаваях та в Чилі. Інфрачервоний телескоп Південний Близнюк (Gemini South) розташований на висоті 2740 м в Андах (Чилі), а його брат Північний Близнюк (Gemini North) — на вершині заснулого вулкану Мауна-Кеа, Гаваї. Потужні обсерваторії належать сімом країнам.
• Єркська обсерваторія — астрономічна обсерваторія у Чиказькому університеті. У цій обсерваторії встановлено телескоп-рефрактор із діаметром головної лінзи 102 см (40 дюймів), виготовлений Елвіном Кларком; це був найбільший телескоп у світі до створення Маунт-Вілсонівського рефлектора.
• Маунт-Вілсон — астрономічна обсерваторія на горі Вільсон, на північний захід від Лос-Анджелеса, Каліфорнія.

Великий внесок у вивчення Всесвіту зробили також українські вчені: М. П. Барабашов, Ю. М. Кондратюк, М. К. Янгель та багато інших (рис. 3.7). За їхньої участі були створені перші космічні апарати, які почали досліджувати не тільки навколоземний простір, а й інші планети. Автоматичні міжпланетні станції серії «Луна», «Марс», «Венера» передали на Землю зображення інших планет із такою роздільною здатністю, яка в тисячі разів перевищує можливості наземних телескопів.

Людство вперше побачило навіть панорами чужих світів із дивовижними пейзажами. На цих АМС була встановлена апаратура для проведення безпосередніх фізичних, хімічних та біологічних експериментів.

Для допитливих

Першу в Україні астрономічну обсерваторію засновано 1821 р. адміралом А. Грейсом. Обсерваторію було збудовано у Миколаєві. Вона мала призначення обслуговувати Чорноморський флот. Друга в Україні — обсерваторія Київського університету, будівництво якої завершено 1845 р. Потім було відкрито обсерваторії в Одесі (1871) та Харкові (1888), у 1900 р. створено обсерваторію Львівського університету.

Рис. 3.7. Перший український супутник «Січ-1»

Головна обсерваторія НАН України, Київ

Контрольні запитання

• 1. Які космічні телескопи ви знаєте?
• 2. Яка обсерваторія вважається найстарішою в світі?
• 3. Скористайтеся додатковими джерелами інформації. Знайдіть відомості про гамма-телескоп Фермі. Що є об’єктами спостережень телескопа Фермі?

Дізнайтеся більше про флагман європейської астрономії.

Вихід АМС «Вояджер-1, 2» та «Піонер-10,11» за межі Сонячної системи

1. Випромінювання небесних тіл. Методи астрономічних досліджень

Випромінювання небесних тіл. У цій темі ми розглянемо основні методи, за допомогою яких астрономи збирають інформацію про події в далекому космосі. Виявляється, що основним джерелом такої інформації є електромагнітні хвилі та елементарні частинки, які випромінюють космічні тіла, а також гравітаційні й електромагнітні поля, за допомогою яких ці тіла між собою взаємодіють.

Сонце та зорі випромінюють електромагнітні хвилі різноманітної довжини. Планети та їхні супутники відбивають сонячне світло й самі випромінюють інфрачервоні промені й радіохвилі. Розріджені газові туманності випромінюють електромагнітні хвилі чітко визначеної довжини.

Випромінювання небесних тіл, що не доходить до поверхні Землі, досліджується за допомогою штучних супутників, наукових орбітальних станцій, які обертаються навколо нашої планети, а також за допомогою автоматичних міжпланетних станцій, спрямованих до планет Сонячної системи. Випромінювання, яке проходить крізь земну атмосферу, вчені досліджують безпосередньо з поверхні Землі.

Рис. 1.1. Спектр випромінювання зорі з температурою T = 5800 K. Западини на графіку відповідають темним лініям поглинання, які утворюють окремі хімічні елементи

Як відомо з курсу фізики, атоми можуть випромінювати або поглинати енергію електромагнітних хвиль різної частоти — від цього залежать яскравість і колір того чи іншого тіла. Для обчислення інтенсивності випромінювання вводиться поняття так званого чорного тіла, яке може ідеально поглинати й випромінювати електромагнітні коливання в діапазоні всіх довжин хвиль (безперервний спектр).

Рис. 1.2. Червоний карлик

Зорі випромінюють електромагнітні хвилі різної довжини λ, але в залежності від температури поверхні найбільше енергії припадає на певну частину спектра λ_max (рис. 1.1). Цим пояснюються різноманітні кольори зір — від червоного до синього (рис. 1.2, 1.3). Використовуючи закони випромінювання чорного тіла, які відкрили фізики на Землі, астрономи вимірюють температуру далеких космічних світил (рис. 1.4). За температури T = 300 K чорне тіло випромінює енергію переважно в інфрачервоній частині спектра, яка не сприймається неозброєним оком.

Рис. 1.3. Молоді зорі. Різні кольори зір пояснюються електромагнітним випромінюванням різної довжини

За низьких температур таке тіло у стані термодинамічної рівноваги має справді чорний колір.

Рис. 1.4. Розподіл енергії у спектрі випромінювання зір. Колір зір визначає температуру поверхні T: сині зорі мають температуру 12 000 K, червоні — 3000 K. При збільшенні температури на поверхні зорі зменшується довжина хвилі λ_max, яка відповідає максимуму енергії випромінювання

Для допитливих

У природі абсолютно чорних тіл не існує, навіть чорна сажа поглинає не більш ніж 99 % електромагнітних хвиль. З іншого боку, якби абсолютно чорне тіло тільки поглинало електромагнітні хвилі, то з часом температура такого тіла стала б нескінченно великою. Тому чорне тіло випромінює енергію, причому поглинання і випромінювання можуть відбуватися в різних частотах. Однак при деякій температурі встановлюється рівновага між випромінюваною та поглиненою енергіями. Залежно від рівноважної температури колір абсолютно чорного тіла не обов’язково буде чорним — наприклад, сажа в печі при високій температурі має червоний або навіть білий колір.

Чорне тіло поглинає всю енергію, яка падає на його поверхню, і всю енергію перевипромінює в навколишній простір, але в іншій частині спектра

Астрофізика вивчає будову космічних тіл, фізичні умови на поверхні й всередині тіл, хімічний склад, джерела енергії та ін.

Методи астрономічних досліджень. Між фізикою та астрофізикою є багато спільного — ці науки вивчають закони світу, у якому ми живемо. Але між ними існує одна суттєва різниця — фізики мають можливість перевірити свої теоретичні розрахунки за допомогою відповідних експериментів, у той час як астрономи в більшості випадків такої можливості не мають, адже вивчають природу далеких космічних об’єктів за їхнім випромінюванням.

Астрофізичні експерименти в космосі все ж таки відбуваються — їх здійснює сама природа, а астрономи спостерігають за тими процесами, які відбуваються в далеких світах (рис. 1.5), і аналізують отримані результати. Ми спостерігаємо своєрідні явища в часі та бачимо таке далеке минуле Всесвіту, коли ще не існувала не тільки наша цивілізація, але навіть не було Сонячної системи. Тобто астрофізичні методи вивчення далекого космосу фактично не відрізняються від експериментів, які проводять фізики на поверхні Землі. До того ж за допомогою автоматичних міжпланетних станцій (АМС) астрономи проводять справжні фізичні експерименти як на поверхні інших космічних тіл, так і в міжпланетному просторі. Астрономічні спостереження здійснюються як у астрономічних обсерваторіях за допомогою різноманітних телескопів, так і неозброєним оком.

Рис. 1.5. Народження нової зорі

Спостереження неозброєним оком. Око людини є унікальним органом чуття, за допомогою якого ми отримуємо понад 90 % інформації про навколишній світ. Оптичні характеристики ока визначаються роздільною здатністю та чутливістю.

Роздільна здатність ока, або гострота зору, — це спроможність розрізняти об’єкти певних кутових розмірів. Установлено, що роздільна здатність ока людини не перевищує 1′ (одна мінута дуги, рис. 1.6). Це означає, що ми можемо бачити окремо дві зорі, якщо кут між ними a ≥ 1′, а якщо a < 1', то ці зорі зливаються в одне світило, тому розрізнити їх неможливо.

Рис. 1.6. Ми розрізняємо диск Місяця, оскільки його кутовий діаметр 30′, у той час як кратери неозброєним оком не видно, адже їх кутовий діаметр менший від 1′

Ми розрізняємо диски Місяця і Сонця, адже кут, під яким видно діаметр цих світил (кутовий діаметр), дорівнює близько 30′, у той час як кутові діаметри планет і зір менші за 1′, тому ці світила неозброєним оком видно як яскраві точки.

Чутливість ока визначається порогом сприйняття окремих квантів світла. Найбільшу чутливість око має у жовто-зеленій частині спектра, і ми можемо реагувати на 7-10 квантів, які потрапляють на сітківку за 0,2-0,3 с. В астрономії чутливість ока можна визначити за допомогою так званих видимих зоряних величин, які характеризують яскравість небесних світил.

Для допитливих

Чутливість ока також залежить від діаметра зіниці — у темряві зіниці розширюються, а вдень звужуються. Перед астрономічними спостереженнями треба 5 хв посидіти в темряві, тоді чутливість ока збільшиться.

Контрольні запитання і завдання

• 1. Чим пояснюється різноманітний колір зір?
• 2. За допомогою яких законів астрономи вимірюють температуру далеких космічних світил?
• 3. Чи можливо проведення астрофізичних експериментів?
• 4. Підготуйте стисле повідомлення про методи астрофізичних досліджень.
• 5. Чим визначається чутливість ока?