Тема 2

Загальні відомості про методи та засоби астрономічних досліджень.

Тема 2. Загальні відомості про методи та засоби

астрономічних досліджень.

§10. Визначення відстаней до космічних об’єктів. Одиниці вимірювання космічних відстаней.

§11. Про прямі та непрямі вимірювання, або про те як зважують планети зірки і галактики.  Про галактичне гало та темну матерію.

§12. Спектральний аналіз – базовий метод космічних досліджень.

§13. Сучасні наземні та орбітальні телескопи.

Тема 2.  Загальні відомості про методи та засоби астрономічних досліджень.

§10. Визначення відстаней до космічних об’єктів. Одиниці вимірювання космічних відстаней.

Планети, зірки та галактики, знаходяться на таких недосяжно великих відстанях від Землі, що мимоволі виникає питання: «А яким чином вчені вимірюють ці відстані?» Що ж, давайте поговоримо про те, як вимірюються космічно великі відстані.

Якщо вам потрібно визначити відстань до недосяжного предмету, наприклад до дерева, яке знаходиться на протилежному березі річки (мал.36), то ви маєте зробити наступне. Дивлячись на відповідний предмет з двох суттєво різних точок А і В, відстань між якими (а) є відомою (цю відстань називають базисом), виміряйте величину того кута α, який утворюють відповідні лінії зору. При цьому невідому відстань l, можна визначити за формулою l=а/sinα. Достовірність цієї формули з усією очевидністю випливає із аналізу мал.36а. Дійсно. Оскільки за визначенням sinα=а/l, то l=а/sinα. І потрібно зауважити, якщо вимірювана відстань l набагато більша за базисну відстань а, тобто якщо l>>а (а ми будемо розглядати лише такі ситуації), то формула l=а/sinα, є справедливою не лише для випадку мал.36а, а й для випадків мал.35б,в, та інших їм подібних ситуацій.

Мал.36 Вимірявши відстань (а) між точками А і С, та величину кута α між тими лініями вздовж яких об’єкт В видно з точок А і С, відстань до цього об’єкту  визначають за формулою l=а/sinα.

Таким чином, визначення відстані до недосяжно далекого об’єкту, зводиться до визначення величини того кута під яким цей об’єкт видно з двох базових точок, відстань між якими є відомою. В астрономічній практиці, величину того кута під яким космічний об’єкт видно з двох базових точок, прийнято називати паралактичним зміщенням цього об’єкту, або паралаксом (від грец. parallaxis – відхилення, зміщення).

Зазвичай, відстані до відносно не далеких космічних об’єктів, зокрема планет Сонячної системи, визначають наступним чином (мал.37). Спостерігаючи за цим об’єктом з двох сильно віддалених обсерваторій О і К (наприклад таких, відстань між якими по прямій дорівнює усередненому радіусу Землі а=R=6,37·106м), вимірюють кут паралактичного зміщення (α) цього об’єкту. При цьому відстань до об’єкту, визначається за формулою  l=R/sinα.

Мал.37  Визначаючи відстань до планет Сонячної системи, в якості базисної відстані, зазвичай обирають відстань, яка дорівнює радіусу Землі.

Якщо ж мова йде про визначення відстаней до більш далеких космічних об’єктів, зокрема зірок нашої Галактики, то в цьому випадку, в якості базисної відстані обирають астрономічну одиницю. Астрономічна одиниця – це позасистемна одиниця вимірювання довжини, яка дорівнює усередненій відстані між центрами мас Сонця та Землі: 1а.о.=1,49597870·1011м = 1,5·1011м.

При цьому технологія вимірювання є наступною. Положення зірки Х (мал.38), візуально фіксується в ті моменти часу, коли Земля знаходиться в діаметрально протилежних точках своєї навколосонячної орбіти. Наприклад, спочатку в березні, а потім – рівно через пів року, тобто в вересні. При цьому, візуальне положення зірки, буде характеризуватись певним паралактичним зміщенням, якому відповідатиме певний паралактичний кут α. Вимірявши величину цього кута, та знаючи базисну відстань (а=2а.о.=3,0·1011м), визначають відстань до зірки Х: l=а/sinα.

Мал.38 Визначаючи відстань до зірок нашої Галактики, в якості базису обирають відстань, яка дорівнює двом астрономічним одиницям.

Вимірювання показують, що відстані до зірок такі величезні, що навіть для базису в дві астрономічні одиниці, кут їх річного паралаксу, не перевищує однієї кутової секунди (α<1″; 1″=1°/3600). В астрономічній практиці, подібні відстані вимірюють в парсеках (пк). Парсек (від паралакс та секунда) – це позасистемна одиниця вимірювання довжини, яка дорівнює такій відстані до зірки, при якій, для базисної відстані в одну астрономічну одиницю (а=1,5·1011м), кут паралактичного зміщення зірки дорівнює одній кутовій секунді (α=1″). Оскільки sin1″=1/206265, то 1пк = а/sinα = 1,5·1011·206265 = 3,086·1016м.

Втім, якщо мова йде про загально наукову практику, то в ній космічні відстані зазвичай вимірюють не в астрономічних одиницях і не в парсеках, а в світлових роках. Світловий рік – це позасистемна одиниця вимірювання довжини, яка дорівнює тій відстані на яку розповсюджується світло у вакуумі за один рік: 1св.р = 3·108(м/с)·365·24·60·60(с) = 9,46·1015м. Між довжиною виміряною в парсеках, світлових роках, астрономічних одиницях та метрах, існують співвідношення:

1пк = 3,26св.р = 206265а.о. = 3,086·1016м;

1св.р. = 0,307пк = 63240а.о. = 9,46·1015м.

Потрібно зауважити, що вище описаний метод визначення космічних відстаней (метод річного паралаксу), практично прийнятний лише в тих випадках, коли відстань до відповідного об’єкту не перевищує 100 пк. При визначенні відстаней до більш віддалених космічних об’єктів, застосовують інші методи вимірювань, зокрема фотометричний метод. Цей метод базується на факті того, що видимий блиск (освітленість, яскравість) однакових джерел світла, обернено пропорційна квадрату відстані до них. А це означає, що визначивши відстані до деякого числа зірок та галактик, наприклад шляхом застосування методу річного паралаксу, можна визначити відстані до інших, їм подібних зірок і галактик. Скажімо, відстань до сусідньої з Чумацьким Шляхом галактики, яку прийнято називати Андромедою (туманністю Андромеди), становить 2,52·106св.р. При цьому додаткові вимірювання показують, що видимий блиск іншої, подібної до Андромеди галактики, в 10 разів менший. А це означає, що відстань до цієї галактики в 102=100 разів більша аніж до Андромеди, і становить 2,52·108св.р.

Мал.39 При фотометричному методі, відстані до однакових за світловою потужністю об’єктів, визначають на основі аналізу їх видимого блиску.

Ясно, що фотометричний метод вимірювання відстаней не є безумовно точним. Адже його точність визначальним чином залежить від однаковості тих джерел світла, відстані до яких вимірюються. Всі ж зірки, а тим більше галактики є індивідуальними. Тому вчені орієнтуються на певні усереднені параметри певних класів зірок і галактик. А це неминуче призводить до певних похибок вимірювань.

Втім, одним з базових принципів наукових вимірювань, є принцип перехресності вимірювань. Суть цього принципу полягає в тому, що певну величину вимірюють різними методами. При цьому, якщо результати вимірювань збігаються, то це безумовно вказує на те, що ці результати є достовірними. Якщо ж результати вимірювань суттєво відрізняються, то це вказує на відповідну похибку вимірювань. Скажімо, існує багато методів фотометричних вимірювань космічних відстаней. Ці методи відрізняються тим, що в кожному з них, в якості базового (індикаторного) джерела світла, обрано своє характерне джерело. Зокрема такими джерелами є:

– зорі головної послідовності;

– візуально подвійні зорі;

– затемнено подвійні зорі;

– змінні зорі типу RR Ліри;

– найяскравіші червоні гіганти;

– квазари;

– кулясті скупчення;

– флуктуації поверхневої яскравості;

– міжзоряні мазери;

– цефеїди;

– наднові зірки, тощо.

Зважаючи на ці обставини, відстань до тієї чи іншої галактики вимірюють різними фотометричними методами. А результати вимірювань порівнюють та роблять відповідні висновки.

Ще одним достатньо точним та перспективним методом вимірювання відстаней до далеких та наддалеких космічних об’єктів, є метод який базується на ефекті Доплера та законі Габбла. Ефект Доплера полягає в тому, що спектр того світла яке йде від об’єкту що віддаляється від спостерігача, неминуче зсунутий в напрямку червоної частини спектру. При цьому величина цього зсуву, певним чином залежить від швидкості руху об’єкту. А це означає, що за величиною червоного зсуву спектру (а цей зсув визначають методами спектрального аналізу), можна достатньо точно визначити швидкість руху відповідного об’єкту. З іншого боку, американський астроном Едвін Габбл (1889-1953), в 1929 році з’ясував: швидкість взаємного віддалення галактик (v), пропорційна відстані (d) між ними (закон Габбла), тобто  v = H0d, де H0 = 74,2 ± 3,6 (км/с)/Мпк – постійна величина, яка називається сталою Габбла.  Таким чином, визначивши ту швидкість з якою певна галактика віддаляється від земного спостерігача, можна визначити відстань до цієї галактики: d = v/H0.

Контрольні запитання.

1. Як вимірюють відстані до об’єктів Сонячної системи?

2. Як вимірюють відстані до зірок нашої Галактики та до сусідніх галактик?

3. Дайте визначення наступних одиниць вимірювання: а) астрономічна одиниця; б) світловий рік; в) парсек.

4. Яка суть фотометричних методів вимірювання відстаней?

5. В чому суть ефекту Доплера?

6. В чому суть закону Габбла?

7. Як на основі ефекту Доплера та закону Габбла визначають відстані до наддалеких космічних об’єктів?

§11. Про прямі та непрямі вимірювання, або про те як зважують планети, зірки і галактики.

Коли наука стверджує, що середня відстань між центрами Землі і Сонця 1,49·1011 м, а відстань до зірки Вега 27св.р, що маса Землі 5,98·1024кг, маса Сонці 1,98·1030 кг, а маса зірки Вега – 3,5 сонячних мас, що температура на поверхні Сонця 5800К, а в його ядрі 13,5·106К, що фотосфера Сонця складається з водню(73,46%), гелію(24,85%), кисню (0,77%), вуглецю(0,29%), заліза(0,16%), неону(0,12%), азоту(0,09%), кремнію(0,07%), магнію(0,05%), сірки(0,04%) та незначної кількості (0,1%) інших елементів, – то це означає, що числові значення всіх цих величин  отримані шляхом точних кількісних вимірювань. І якщо ви не можете уявити ті ваги за допомогою яких вимірюють маси планет, зірок та галактик, то це зовсім не означає, що відповідні вимірювання є недостовірними. Просто планети, зірки та галактики зважують не так як картоплю на базарі. Це зважування називають непрямим або опосередкованим вимірюванням.

Ілюструючи суть непрямого вимірювання розглянемо наступний приклад. Припустимо, що вам потрібно виміряти площу круга. У вашому розпорядженні нема приладу який би вимірював площу (площоміра). Натомість у вас є прилад який вимірює довжину (лінійка, рулетка, штангенциркуль, мікрометр, тощо) і ви знаєте, що площа круга залежить від його радіусу R  (діаметру  d=2R). Вчені ж довели, що цю залежність можна записати у вигляді   S = πR2 = πd2/4,  де   π = 3,14. Зважаючи на ці обставини, ви фактично вимірюєте не площу круга, а його радіус або діаметр, а саму площу визначаєте за відповідною формулою. При цьому жоден площомір не дасть вам більш точного та достовірного результату, аніж той який ви отримали шляхом непрямого вимірювання.

Таким чином, при непрямому вимірюванні, вимірюють не ту величину яку потрібно виміряти, а іншу, з нею пов’язану величину. При цьому потрібну величину визначають з тієї формули, яка відображає зв’язок між відповідними величинами. Скажімо, ви знаєте, що прискорення вільного падіння тіл на планеті певним чином залежить від маси цієї планети. Тому вимірявши величину прискорення та знаючи формулу його зв’язку з масою планети, можна визначити відповідну масу. І не вірити достовірності такого вимірювання, це все рівно ніби не вірити факту того, що площа круга S=πd2/4.

Задача 1. Знаючи радіус Землі (R=6,37·106м) та прискорення вільного падіння на ній (g=9,81м/с2), визначити масу Землі.

З’ясовуючи той кількісний зв’язок що існує між масою Землі (М) та прискоренням вільного падіння на ній (g), розглянемо ту силу, з якою тіло масою m притягується до центру Землі (мал.40а). Цю силу, з одного боку можна назвати гравітаційною Fгр=GМm/R2, а з іншого – силою тяжіння FT=mg. Оскільки величини цих сил є практично однаковими (Fгр = FT), то можна стверджувати: G(Мm/R2) = mg. Звідси випливає:  M = gR2/G = … = 6,0·1024кг.

Відповідь: М = 6,0·1024кг.

Потрібно зауважити, що та сила, яку називають силою тяжіння FT=mg і та, яку називають гравітаційною силою Fгр=GМm/R2, не є безумовно тотожними. Адже сила тяжіння, тобто та сила з якою наземні тіла притягуються до Землі, є результуючою двох сил: сили гравітаційної взаємодії даного тіла з Землею Fгр=GМm/R2, та діючої на це ж тіло сили інерції Fi=-ma, поява якої обумовлена фактом обертання Землі навколо своєї осі. Іншими словами: FT = Fгр + Fi Однак, величина діючої на тіло сили інерції є відносно малою (Fгр >> Fі) і тому, прийнято вважати, що Fгр = FT. Та як би там не було, а факт не еквівалентності сили тяжінні та гравітаційної сили, вказує на те, що вище наведений спосіб визначення маси Землі, має певну, ба навіть не значну, похибку. Втім, Землю можна «зважити» і по-іншому.

    

Мал.40 Землю можна «зважити» по різному.

Задача 2. Знаючи період обертання Місяця навколо Землі (Т=27,3доби = 2,36·106с) та відстань між центрами мас Землі і Місяця (l=3,84·108м), визначити масу Землі.

З’ясовуючи той зв’язок що існує між масою Землі (М) та періодом обертання Місяця навколо неї (Т), розглянемо ті сили що діють на Місяць та забезпечують його динамічну рівновагу (мол.40б). А цими силами є, сила гравітаційної взаємодії Місяця з Землею Fгр=GМm/l2 та обумовлена обертальним рухом Місяця, сила інерції Fi = maд=mv2/l, де v=2πl/T. А оскільки, діючі на Місяць гравітаційна сила та сила інерції зрівноважують одна одну (Fгр = Fі), то можна записати  GMm/l2 = m4πl/T2. Звідси випливає: M = 4π2l3/GT2 = … = 6,0·1024кг.

Відповідь:  М = 6,0·1024кг.

Зверніть увагу на факт того, що масу Землі ми визначили двома абсолютно різними способами. При цьому отримані нами результати виявились практично однаковими. Що означає даний факт?

Задача 3. Знаючи швидкість обертання Землі навколо Сонця (v=29,8·103м/с) та відстань між центрами мас Землі і Сонця (l=1,49·1011м), визначити масу Сонця (М).

Оскільки ті сили що діють на Землю в процесі її обертання навколо Сонця (Fгр=GМm/l2 та Fi = maд=mv2/l) зрівноважують одна одну, то можна записати: GМm/l2 = mv2/l. Звідси випливає: M = v2l/G = … = 2,0·1030кг.

Відповідь: Мc = 2,0·1030кг.

Потрібно зауважити, що вище описаний метод визначення мас, можна застосовувати не лише для системи двох окремо взятих тіл, а й для будь яких систем в яких тіло вільно обертається навколо спільного центру мас. Скажімо, наше Сонце є частиною величезної космічної Галактики в якій налічується близько 200·109 найрізноманітніших зірок. Визначаючи масу цієї Галактики зовсім не обов’язково “зважувати” кожну окрему зірку. Достатньо визначити відстань певної зірки від центру Галактики (l) та швидкість її обертання навколо цього центру (v), а потім скористатися формулою   M = v2l/G . При цьому отримана маса буде загальною масою всіх тих об’єктів які зосереджені у внутрішньому об’ємі тієї сфери, радіус якої дорівнює відстані від центру мас Галактики до відповідної зірки.

Наприклад відомо, що Сонце віддалено від центру мас Галактики на 33 тисячі світлових років тобто на 3,1·1020м і обертається навколо цього центру з швидкістю 2,5·105м/с. А це означає, що загальна маса тих космічних об’єктів які знаходяться в об’ємі обмеженому радіусом галактичної орбіти Сонця становить  М = v2l/G = … = 2,9·1041кг =145·109Мc . Звісно, дана маса ще не є масою всієї Галактики. Адже Сонце знаходиться не на периферії Галактики, а на відстані 2/3 від її центру. Однак, якщо виміряти параметри однієї з периферійних зірок, то і загальну масу Галактики можна визначити достатньо точно.

Потрібно зауважити, що стосовно галактик, вище описаний спосіб визначення мас не є безумовно достовірним. Про причини цієї недостовірності ми поговоримо в §  «Загальні відомості про галактики та квазари». Втім, галактики практично завжди представляють собою певні системи галактик, в яких вони обертаються одна навколо одної та навколо спільного центру мас. А це означає, що маси галактик визначаються досить точно та безумовно достовірно.

Контрольні запитання.

1. Чим відрізняються прямі та непрямі методи вимірювань?

2. Чи є непрямі методи вимірювань менш точними чи менш достовірними?

3. Прямі чи не прямі методи вимірювань є базовими при визначенні відстаней до космічних об’єктів та мас цих об’єктів?

4. Відомо, що радіус Марса 3400км, а прискорення вільного падіння на ньому 3,7м/с2. Визначити масу Марса.

5. Відомо, що період обертання супутника Фобос навколо планети Марс становить 7 годин 40 хв. Визначити масу Марса, якщо відстань від супутника до планети 9400 км.

6. Порівняйте результати рішень задач 4 і 5 та зробіть відповідні висновки.

§12. Спектральний аналіз – базовий метод космічних досліджень.

Пропускаючи вузький пучок світла через склянну трьохгранну призму, Ньютон спостерігав фантастично-дивовижну подію: перетворення чистого безбарвного світла на прекрасну райдужну картинку. Факт того, що всі ці райдужні кольори дивовижним чином виникали з звичайного безбарвного світла, став підставою для того, щоб цю райдужно-кольорову картинку назвати спектром, що в змістовному перекладі означає дивовижне мариво (від лат. spektrum – мариво).

Мал. 43 При проходженні через скляну трьохгранну призму, світло розкладається на його складові кольори.

За різними класифікаційними ознаками, спектри поділяються на: 1) спектри випромінювання та спектри поглинання; 2) спектри суцільні, лінійчаті та смугасті. При цьому, якщо даний спектр характеризує параметри того світла яке випромінюється тим чи іншим об’єктом, то цей спектр називають спектром випромінювання. Наприклад, ті спектри які створюють нагріта спіраль лампочки розжарювання (мал.44а) та нагрітий до високої температури газ гелій (мал.44б), є спектрами випромінювання. Якщо ж спектр характеризує параметри того світла яке поглинається тим чи іншим об’єктом, то такий спектр називають спектром поглинання. Наприклад, якщо через шар холодного гелію (мал.43в) пропустити біле світло (світло повного спектрального складу), то в достатньо якісному спектроскопі, можна побачити певний набір тонких темних ліній. Сукупність цих темних ліній і є спектром поглинання гелію.

Мал.44  Спектри паділяються на спектри випромінювання (а,б) та спектри поглинання (в).

За загальним виглядом спектральної картинки, спектри поділяються на суцільні, лінійчаті та смугасті. Суцільним спектром випромінювання називають такий спектр, який представляє собою суцільну спектральну картинку яка складається з усіх спектральних кольорів видимого світла (мал.44а).     Дослідження показують, що всі тверді та рідкі тіла, а також гази високої густини (наприклад такої як поверхня Сонця), будучи нагрітими до достатньо високих температур, випромінюють світло суцільного спектру. При цьому, спектральний склад цього світла не залежить ні від хімічного складу речовини, ні від її агрегатного стану, ні від її сруктурного устрою.

Інша справа, загальний колір того тіла що дає суцільний спектр. Адже цей колір фактично відображає не спектральний склад світла, а відносну концентрацію в ньому світлових хвиль відповідних довжин, і є таким що залежить від температури речовини. Наприклад температура поверхні Сонця близька до 5800К. При цій температурі, пік тієї кривої яка описує розподіл енергії в спектрі світла, припадає на ту зону в якій практично рівномірно представлені всі хвилі спектру видимого світла (мал.45б). А ці хвилі у своїй сукупності і дають те біло-жовте світло яким світить Сонце. При зменшені температури поверхні (мал.45а), пік кривої розподілу енергії зміщується в сторону червоного кольору. А це означає, що в спектрі світла переважатимуть червоно-оранжеві кольори і тому поверхня набуватиме відповідного червоно-оранжевого кольору. Якщо ж температура поверхні збільується (мал.45в), то пік кривої розподілу енергії зміщується в сторону синього кольору, що відповідно змінює і колір поверхні. А це означає, що за кольором поверхні тіла, можна достатньо точно визначити температуру цієї поверхні.

Мал. 45 Загальний колір того світла що дає суцільний спектр, певним чином залежить від температури джерела світла.

Факт того, що розжарені тверді та рідкі тіла, а також гази високої густини, випромінюють повний набір електромагнітних хвиль видимого світла, є цілком закономірним. Адже мова йде про тіла з надзвичайно великою концентрацією частинок речовини. Частинок, які в процесі інтенсивного теплового, а отже хаотичного руху, випромінюють хвилі всіх можливих довжин (частот). Іншими словами, суцільний спектр випромінювання є результатом інтенсивного хаотичного (теплового) руху величезної кількості щільно упакованих заряджених частинок.

Лінійчатим спектром випромінювання називають такий спектр, який представляє собою певний набір тонких спектральних ліній. Лінійчаті спектри дають системи обособлених енергетично збуджених атомів, зокрема розріджені пари та гази атомарного складу. При цьому, кожна різновидність атомів, дає свій неповторний лінійчатий спектр (мал.46). Даний факт пояснюється тим, що лінійчатий спектр є відображенням тих процесів які відбуваються в енергетично збудженому атомі. В певному сенсі, лінійчатий спектр можна назвати фотографією внутрішнього устрою атома. А оскільки внутрішній устрій хімічно різних атомів є різним, то відповідно різними є і їх спектральні зображення.

Мал.46 Кожна різновидність атомів дає свій неповторний лінійчатий спектр.

Потрібно зауважити, що кількість та чіткість тих ліній, які можна побачити в спектроскопі, тобто приладі який дозволяє розкладати світло на його складові кольори, визначальним чином залежить від якості цього спектроскопа. Скажімо, якщо в простенькому демонстраційному спектроскопі лінійчатий спектр парів натрію виглядає як сукупність двох близько розташованих жовтих ліній, то в значно потажнішому та якіснішому лабораторному спектроскопі, можна побачити систему з десяти пар подібних ліній. Крім цього, потрібно мати на увазі, що в звичайному спектраскопі, ми бачимо лише видиму частину лінійчатиго спектру, і що певна частина цього спектру може знаходитись в області невидимого інфрачервоного та ультрафіолетового випромінювання.

Смугастим спектром випромінювання називають такий спектр, який представляє собою певний набір відносно широких спектральних смужок, кожна з яких в свою чегу, складається з великої кількості тонких, близько розташованих спектральних ліній. Іншими словами, смугастий спектр – це складна різновидність лінійчатого спектру. Смугасті спектри дають системи обособлених, енергетично збуджених молекул, зокрема розріджені газа молекулярного складу. При цьому, кожна різновидність молекул дає свій неповторний смугастий (складний лінійчатий) спектр. І не важко збагнути, що той складний лінійчатий спектр, який називають смугастим, є відображенням тих складних процесів що відбуваються в енергетично збуджених молекулах.

Мал.47 Спектри випромінювання поділяються на суцільні, лінійчаті та смугасті (складні лінійчасті).

В 1859 році, німецький фізик Густав Кірхгоф (1824-1887) з’ясував, що лінійчаті спектри випромінювання та поглинання будь якої речовини є взаємно оберненими. Це означає, що коли нагріта речовина випромінює певний набір електромагнітних хвиль, то в холодному стані, вона поглинає точно такий же набір хвиль. Зважаючи на цей факт, не важко пояснити походження тих тонких темних ліній які можна побачити в спектрі сонячного світла (мал.48). Ці лінії були відкриті та описані в 1814 році німецьким фізиком Йозефом Фраунгофером (1787-1826) і тому називаються фраунгоферовими лініями.

Мал.48  В спектрі сонячного світла міститься велика кількість тонких темних спектральних ліній, які прийнято називати фраунгоферовими лініями.

Пояснюючи походження фраунгоферових ліній, можна сказати наступне. Густа та гаряча поверхня Сонця (фотосфера) постійно випромінює надпотужний світловий потік суцільного спектру. Проходячи через відносно прохолодну та відносно розріджену сонячну атмосферу (сонячну корону), а також через атмосферу Землі, сонячне світло частково поглинається атомами та молекулами цих атмосфер. При цьому, в початково суцільному спектрі, з’являється величезна кількість тонких темних ліній. Ліній, які відображають хімічний склад сонячної та земної атмосфер. Потрібно зауважити, що в спектроскопах малої потужності можна побачити незначну кількість, найбільш “яскравих” фраунгоферових ліній. Загалом же, цих ліній понад 20 тисяч.

Факт того, що кожна речовина має свій неповторний спектральний відбиток, лежить в основі так званого спектрального аналізу. Спектральний аналіз, це метод визначення хімічного складу речовини та інших її параметрів, на основі аналізу лінійчатого спектру цієї речовини. (Відразу ж зауважимо: оскільки смугастий спектр є складною різновидністю лінійчатого спектру, то в подальшому ці спектри ми будемо називати лінійчатими). Суть спектрального аналізу полягає в наступному. Від об’єкту досліджень, отримують лінійчатий спектр випромінювання або поглинання. Аналізують склад, яскравість та особливості даного спектру і на основі цього аналізу роблять відповідні висновки. Зокрема, за набором характерних спектральних ліній, визначають якісний склад речовини, тобто загальну сукупність наявних в ній атомів та молекул. За яскравістю цих ліній, визначають кількісний склад речовини. За зсувом спектральних ліній, визначають швидкість та напрям руху відповідного об’єкту, наприклад тієї чи іншої зірки або галактики.

Спектральний аналіз вигідно відрізняється від традиційних методів хімічного аналізу. До числа його безумовних переваг відносяться:

1. Надзвичайно висока чутливість та точність. Чутливість сучасного спектрального аналізу така, що дозволяє виявити речовину навіть в тому випадку коли її концентрація не перевищує 10-11г/см3.

2. Спектральний аналіз дозволяє точно визначати хімічний склад тих об’єктів які знаходяться на недосяжно великих відстанях, наприклад таких як Сонце, зірки, галактики, космічні туманності, тощо.

3. Спектральний аналіз є гранично універсальним методом досліджень, який дозволяє визначати хімічний склад практично будь якої речовини, починаючи від простих неорганічних речовин і закінчуючи надскладними біологічними структурами.

4. Спектральний аналіз дозволяє розрізняти навіть такі атоми, які методами хімічного аналізу розрізнити практично неможливо. Ці різновидності хімічно однакових атомів називають ізотопами.

5. Спектральний аналіз дозволяє визначати не лише хімічний склад того чи іншого об’єкту, а й його температуру, параметри руху, параметри кристалічної структури, внутрішній устрій атомів, тощо.

6. Спектральний аналіз характеризується високою технологічністю, сумісністю з електронними системами обчислень, аналізу та управління, високою швидкістю проведення аналізу, відносно низькою собівартістю, надійністю та іншими чеснотами.

Класичною ілюстрацією можливостей спектрального аналізу є історія відкриття гелію – речовини, атом якої в таблиці хімічних елементів займає позицію №2. Ця історія показова тим, що гелій відкрили не на Землі, а на Сонці. Як відомо, гелій відноситься до числа так званих інертних газів. При цьому серед інертних, він найінертніший. Це означає, що гелій практично не проявляє себе в жодній хімічній реакції. Хімічний же аналіз базується на аналізі результатів тих реакцій які відбуваються з тими чи іншими атомами (молекулами). І якщо такі реакції не відбуваються, то для хіміків відповідні атоми просто не існують.

В 1868 році, аналізуючи отриманий в момент повного сонячного затемнення, лінійчатий спектр сонячної атмосфери (сонячної корони), вчені звернули увагу на те, що в цьому спектрі є декілька яскравих ліній, які не відповідали жодному з відомих на той час атомів. Це означало, що до складу сонячної атмосфери, а отже і до складу Сонця, входить якийсь невідомий хімічний елемент. Цей відкритий на Сонці елемент, назвали гелієм, тобто – сонячним (від грец. Helios – Сонце). Лише в 1895 році, тобто через 27 років після відкриття на Сонці, вченим вдалося відшукати гелій і на Землі. При цьому з’ясувалося, що гелій має багато виняткових властивостей, які сприяли його широкому застосуванню в сучасній науці і техніці.

Загалом же, методами спектрального аналізу було відкрито близько 30 хімічних елементів, зокрема всі інертні гази, цезій, іридій, рубідій, талій та інші.

Методи спектрального аналізу, а особливо ті, що застосовуються для дослідження космосу, нерозривно пов’язані з явищем яке називають ефектом Доплера. В 1842 році австрійський фізик Христіан Доплер з’ясував: частотні параметри будь яких хвиль, в тому числі і світлових (електромагнітних), певним чином залежать як від швидкості та напрямку руху джерела цих хвиль, так і від швидкості та напрямку руху того спостерігача який їх фіксує. По суті це означає, що в умовах представленої на мал.49 ситуації, той спостерігач який рухається назустріч світловому фотону (або фотон назустріч спостерігачу), побачить цей фотон як такий, що має більшу частоту. Натомість, той спостерігач який “тікає” від фотона (або фотон “тікає” від спостерігача), сприйме цей фотон як такий, що має меншу частоту. Умовно кажучи, якщо базовий фотон є “зеленим”, то перший спостерігач побачить його “синім”, а другий – “червоним”.

Мал.49 Довжина а отже і колір світлової хвилі залежать від напрямку та швидкості руху джерела світла (спостерігача)

Одним з найвідоміших  проявів ефекту Доплера є так зване червоне зміщення в спектрі галактик. В 1929 році американський астроном Едвін Габбл (1889-1953) звернув увагу на те, що в спектрі того світла яке випромінюють далекі галактики, спектральні лінії відомих атомів зміщені в сторону червоного кольору (мал.50). Це явище назвали червоним зміщенням в спектрі галактик.

Мал.50  При віддалені джерела світла, лінії його спектру зміщуються в сторону червоного кольору, а при наближені – в сторону фіолетового кольору.

Пояснюючи даний факт, Хабл дійшов висновку: причиною червоного зміщення в спектрі галактик є ефект Доплера. І це зміщення по суті означає, що  відповідна галактика з певною швидкістю віддаляється від нашої галактики. Величину цієї швидкості можна визначити за формулою:

v=c(λ/λ0-1), де λ0 – довжина тієї світлової хвилі, джерелом якої є наша галактика; λ – довжина аналогічної хвилі, джерелом якої є інша галактика.

Подальші дослідження показали, що всі навколишні галактики віддаляються від нашої та одна від одної. А це означає, що наш Всесвіт розширюється. При цьому, розрахунки та вимірювання показують, що на сьогоднішній день, швидкість розширення Всесвіту близька до 75км/с.

Завершуючи розмову про ефект Доплера та червоне зміщення спектру, доречно згадати одну повчально-анекдотичну історію. Одного разу відомий американський фізик Роберт Вуд, поспішаючи на роботу, проїхав на червоне світло світлофора і його зупинив поліцейський. Намагаючись виправдатись, Вуд пояснив, що світло це потік хвиль і що згідно з ефектом Доплера, довжина цих хвиль, а отже і їх колір, залежать від швидкості руху спостерігача. А тому, рухаючись назустріч світлофору він, у повній відповідності з законами Природи, сприйняв червоне світло як зелене. Поліцейський непогано вчився в школі і тому знав, що для світлових хвиль ефект Доплера суттєво проявляється лише при надвисоких швидкостях. Зважаючи на ці обставини, він не став сперечатись з вченим, а просто виписав йому потрійний штраф за перевищення швидкості.

Контрольні запитання.

1. Як залежить видимий колір зірки від температури її поверхні?

2. Відображенням чого є суцільний спектр випромінювання?

3. Відображенням чого є лінійчастий спектр випромінювання?

4. Які причини появи Фраунгоферових ліній в спектрі сонячного світла?

5. Що називають спектральним аналізом?

6. Які переваги спектрального аналізу над аналізом хімічним?

7. В чому суть ефекту Доплера?

8. На що вказує червоне зміщення в спектрі далеких галактик?

§13. Сучасні наземні та орбітальні телескопи.

З часів Галілея, одним з символів астрономії є телескоп. Телескоп (від грец. tele – далеко, skopeo – дивитись), це прилад призначений для спостереження за далекими космічними об’єктами: планетами, кометами, зірками, галактиками, тощо.

Пояснюючи загальний устрій та принцип дії телескопа будь-якої конструкції, можна сказати наступне. Оскільки космічні об’єкти знаходяться на неймовірно великих відстанях від Землі, то кількість тієї світлової (інформаційної) енергії яка від цих об’єктів потрапляє на Землю, є мізерно малою. Ця мізерність стає тим більш очевидною, якщо зважити на факт того, що людина фактично бачить та аналізує лише ту світлову інформацію яка потрапляє в той маленький отвір, що називається зіницею ока. Тому завдання будь якого телескопу, полягає в тому, щоб зібрати максимально велику кількість світлової інформації про певний космічний об’єкт, сконцентрувати цю інформацію у відповідне зображення та направити це інформаційне зображення в око спостерігача або інший світлочутливий прилад (спектроскоп, спектрограф, аналітична система комп’ютера, фотопластина, фотометр, тощо).

Іншими словами, принцип дії телескопа полягає в наступному. Лінзовий, дзеркальний чи антенний вхідний об’єктив телескопа, збирає максимально можливу кількість світлової (електромагнітної) інформації та фокусує її у заздалегіть визначеному місці. Це сфокусоване зображення через окуляр телескопа потрапляє в око спостерігача, або інший світлочутливий прилад.

Тривалий час телескопи дозволяли спостерігати лише за тими  об’єктами, які випромінюють звичне для нашого візуального сприйняття видиме світло. Однак видиме світло, це лише маленький фрагмент того неперервного спектру електромагнітних хвиль які випромінюються космічними об’єктами і складовими якого є радіохвилі, інфрачервоне, видиме, ультрафіолетове, рентгенівське та гама випромінювання. Тому в сучасній астрономії застосовують широке різноманіття телескопів, які дозволяють проводити дослідження практично у всьому діапазоні електромагнітних хвиль. Різноманіття цих телескопів прийнято розділяти на чотири групи:

1) радіотелескопи – працюють в діапазоні радіохвиль, тобто тих електромагнітних хвиль, довжини яких більші за 1·10-3м;

2) оптичні телескопи – працюють в діапазоні інфрачервоного, видимого та ультрафіолетового випромінювання, тобто тих електромагнітних хвиль, довжини яких знаходяться в межах від 1·10-3м до 1·10-8м;

3) рентгенівські телескопи – працюють в діапазоні рентгенівського випромінювання, тобто тих електромагнітних хвиль, довжини яких знаходяться в межах від 1·10-8м до 1·10-11м;

4) гама-телескопи – працюють в діапазоні гама-випромінювання, тобто тих електромагнітних хвиль, довжини яких є меншими за 1·10-11м.

Потрібно зауважити, що поділ суцільного спектру електромагнітних хвиль на певні діапазони є досить умовним, тому відповідно умовними та приблизними є і вище вказані межі спектральної чутливості того чи іншого виду телескопів.

Перші оптичні телескопи (зорові труби) з’явились на початку 17-го століття. При цьому, майже одночасно було створено дві різновидності подібних приладів: телескоп Галілея (1609) та телескоп Кеплера (1611).

Принцип дії  телескопа Кеплера полягає наступному (мал.51). Об’єктив телескопа збирає максимально велику кількість світлової інформації та створює відповідне дійсне зображення. А оскільки це зображення розташоване між фокусом та збиральною лінзою окуляра, то через окуляр спостерігач бачить його уявним, збільшеним та перевернутим.

 

Мал.51  Схема принципового устрою: а) телескопа Кеплера; б) телескопа Галілея.

На відміну від телескопа Кеплера, в телескопі Галілея окуляром є не збиральна лінза, а лінза розсіювальна (мал.50). Ця лінза розташована таким чином, що створюване об’єктивом дійсне зображення знаходиться за цією лінзою. За такого розташування, окуляр телескопа розсіює світлові промені таким чином, що спостерігач бачить пряме уявне та збільшене зображення відповідного об’єкту.

Існують й інші різновидності оптичних телескопів, зокрема телескопи дзеркальні (мал.51∗). В цих телескопах об’єктивом є не збиральна лінза, а вгнуте дзеркало, яке збирає падаючі на нього промені та формує відповідне дійсне зображення. Це зображення за допомогою невеликого плоского (мал.51а) чи вгнутого (мал.51б) дзеркала спрямовується в окуляр телескопа, який і створює те зображення яке бачить спостерігач.

Мал.51∗  Схема принципового устрою дзеркального телескопа.

Потрібно зауважити, що ті оптичні телескопи, об’єктивом яких є збиральна лінза, називаються лінзовими або рефракторними (від. лат. refractus – заломлювати; лінза заломлює світлові промені та збирає їх в одній точці – фокусі лінзи).  Ті ж телескопи, об’єктивом яких є збиральне (вгнуте) дзеркало, називаються дзеркальними або рефлекторними (від. лат. reflecto – відбивати; дзеркало відбиває світлові промені та збирає їх в одній точці – фокусі дзеркала).

Лінзові об’єктиви, у порівнянні з об’єктивами дзеркальними,  мають ряд суттєвих недоліків, зокрема:

1). Ці об’єктиви мають відносно велику питому масу. Адже лінза – це об’ємне тіло з двома робочими (оптично рівними, дзеркальними) поверхнями. Натомість дзеркало – це викривлена площина з однією робочою поверхнею. Крім цього, реальний лінзовий об’єктив складається з системи декількох лінз, що автоматично помножує його загальну масу.

2). Для лінз притаманна хроматична аберація, тобто таке спотворення зображення, яке обумовлено фактом того, що хвилі різних довжин (різних кольорів) заломлюються суттєво по різному. А це означає, що створюване такою лінзою зображення буде спотворене характерним спектральним обрамленням. Дзеркальні ж об’єктиви таких проблем не мають.

3). Для лінз притаманна геометрична аберація, тобто таке спотворення зображення, яке обумовлено фактом того, що лінза збирає широкий світловий потік не в певну світлову точку, а в певну світлову пляму. А це означає, що створюване такою лінзою зображення буде розмитим. Параболоїдні ж дзеркальні об’єктиви дозволяють отримувати гранично чіткі зображення об’єктів спостереження.

4). Лінзові об’єктиви  мають певні обмеження щодо прозорості того матеріалу з якого вони виготовлені. Скажімо звичайне скло, практично непрозоре для ультрафіолетового світла і тому відповідні лінзові об’єктиви не можуть застосовуватись для досліджень в діапазоні ультрафіолетового випромінювання. Дзеркальні ж об’єктиви подібних обмежень не мають.

5). Лінзові об’єктиви мають відносно високу вартість. І не тільки тому, що вартість лінзи суттєво більша за вартість аналогічного за розмірами та функціями дзеркала. А ще й тому, що для боротьби з хроматичною та геометричною абераціями, реальні лінзові об’єктиви представляють собою певні системи об’ємних, масивних лінз, кожна з яких має дві робочі поверхні.

Зважаючи на ці обставини, переважна більшість сучасних оптичних телескопів є дзеркальними.

Застосовуючи сучасні телескопи, можна розгледіти деталі багатьох космічних об’єктів, зокрема Сонця, Місяця, комет та планет Сонячної системи. Однак телескопи не дозволяють побачити деталі тих зірок та планет які знаходяться за межами Сонячної системи. Не дозволяють тому, що відстані до таких об’єктів є фантастично великими. Великими настільки, що навіть в найпотужніших телескопах далекі зірки виглядають як певні світлові точки. Втім, це зовсім не означає, що телескопи не дозволяють отримувати нову інформацію про зірки та інші наддалекі космічні об’єкти. Адже телескоп в сотні, тисячі і мільйони разів підсилює видиму яскравість зірок. Підсилює тому, що через телескоп в наше око потрапляє у стільки разів більше світлової енергії, у скільки разів площа його об’єктиву більша за площу зіниці ока. А це означає, що в телескопі ми можемо побачити не лише ті зірки які видно неозброєним оком, а й ті, які зазвичай є невидимими. Крім цього, телескоп в десятки і сотні разів збільшує видимі відстані між окремими космічними об’єктами. При цьому з’ясовується, що велика кількість тих об’єктів які виглядають як певні світлові точки, насправді представляють собою скупчення величезної кількості окремих зірок.

Сучасні оптичні телескопи дозволяють «бачити» не лише видиме світло, а й світло інфрачервоне та ультрафіолетове. Якщо ж мова йде про ті електромагнітні хвилі довжини яких вимірюються міліметрами, сантиметрами, дециметрами, метрами і десятками метрів, то їх фіксують та досліджують за допомогою сучасних радіотелескопів. Базовими елементами типового радіотелескопа є антена і приймач радіосигналу. Зазвичай, антеною радіотелескопа є параболічна відбивна поверхня, подібна до дзеркал оптичних рефлекторів. При цьому принцип дії радіотелескопа полягає в наступному. Радіохвилі, відбиваючись від поверхні антени, фокусуються в околицях певної точки, де і встановлюється приймач радіосигналу. Зафіксований радіоприймачем сигнал, після підсилення та виділення інформаційної складової, передається в електрону систему аналізу отриманої інформації.

Потрібно зауважити, що відбивним поверхням параболічних антен радіотелескопів не обов’язково бути такими ж дзеркально рівними як в оптичних рефлекторах. Адже для того щоб відбивна поверхня не спотворювала зображення, її нерівності мають не перевищувати 1/8 від тієї довжини хвилі, яку приймає відповідна антена. Тому якщо наприклад, радіотелескоп сприймає хвилі з довжиною 8 см, то нерівності його робочої поверхні мають не перевищувати 1 см, а це майже в мільйон разів більше за ті мікро нерівності які допустимі для оптичних телескопів. Більше того, робочі поверхні антен радіотелескопів можуть бути не суцільними, а такими що представляють собою певну металеву сітку натягнуту на параболічний каркас.

 

Мал. 52 Загальний вигляд: а) радіотелескопа; б) найбільшого в світі радіотелескопа.

Радіотелескопи можуть мати надзвичайно великі розміри. Скажімо, якщо діаметр об’єктиву найбільшого лінзового телескопу становить 1,02 метра, найбільшого дзеркального телескопу – 10,4 метра, то діаметр параболічної антени найбільшого радіотелескопу – 500 метрів. Крім цього, існують цілі системи взаємоповязаних радіотелескопів, які працюють як єдине ціле та дозволяють досліджувати космічні об’єкти з надзвичайно великою роздільною здатністю.

Атмосфера Землі в тій чи іншій мірі послаблює та спотворює те інформаційне електромагнітне випромінювання яке надсилається космічними об’єктами. Більше того, дослідження показують, що земна атмосфера є практично непрозорою для тих електромагнітних хвиль які прийнято називати інфрачервоним, ультрафіолетовим, рентгенівським та гама випромінюванням. Ясно, що в такій ситуації важливу роль в дослідженні космосу відіграють ті телескопічні системи, які виводяться за межі атмосфери Землі. Прикладом такої системи є космічний телескоп «Габбл» (мал.53).

Мал.53 Загальний вигляд орбітального телескопу «Габбл».

Телескоп «Габбл» – це унікальна, багатофункціональна орбітальна обсерваторія, яка була виведена на орбіту Землі в квітні 1990 року і буде перебувати на цій орбіті щонайменше до 2030 року. Базовим приладом цієї обсерваторії є дзеркальний телескоп з діаметром дзеркала 2,4 метра. Цей телескоп здатний фіксувати та аналізувати електромагнітні хвилі в діапазоні від 120нм до 1мм. За час роботи на навколоземній орбіті, за допомогою телескопу «Габбл» досліджено понад 22 тисячі небесних об’єктів: зірок, туманностей, галактик, планет, тощо. Потік тієї наукової інформації яку щоденно генерує ця космічна обсерваторія, становить близько 15 гігабайт. Щорічно у списку 200 найбільш цитованих наукових статей, не менше 10% базуються на тих даних які отримані від телескопу «Габбл».

На завершення додамо, що телескоп «Габбл», це не просто телескоп, а ціла система наукових приладів, до складу якої, окрім самого телескопа входять спектрограф високої роздільної здатності, камера зйомки тьмяних об’єктів, спектрограф тьмяних об’єктів, високошвидкісний фотометр, датчики точного наведення, планетарна та ширококутна камери з системою світофільтрів і звичайно, потужна комп’ютерна система. А ще, невід’ємною та надважливою складовою цієї системи, є ті науковці які управляють всією сукупністю цих приладів, аналізують отриману інформацію та роблять відповідні узагальнюючі  висновки. Втім, подібне можна сказати не лише про телескоп «Габбл», а й про будь який інший сучасний науковий телескоп, який по суті представляє собою цілу наукову установу, яку прийнято називати обсерваторією (від лат. jbservo – спостерігаю, уважно стежу).

Контрольні запитання.

1. На які групи прийнято розділяти різноманіття сучасних телескопів?

2. Який принцип дії будь якого телескопа?

3. Чим дзеркальні телескопи відрізняються від лінзових?

4. Які переваги дзеркальних об’єктивів у порівнянні з об’єктивами лінзовими?

5. У скільки разів більше світлової інформації потрапляє в око спостерігача через телескоп порівняно з тим, що отримує неозброєне око?

6. Які діаметри об’єктивів найбільших: а) лінзових телескопів; б) дзеркальних телескопів; в) радіотелескопів?

7. Навіть в найпотужніші телескопи зірки виглядають як світлові точки. Чи означає цей факт, що телескопи не дають нової інформації про зірки?

Подобається