Реферат: «Физические методы исследования в астрономии». Методы изучения вселенной реферат

Доклад - «Физические методы исследования в астрономии»

Муниципальное образовательное учреждение

средняя общеобразовательная школа №11

РЕФЕРАТ

по астрофизике

на тему:

«Физические методы исследования

в астрономии»

Выполнил:

ученик 10Б класса

Лобышев Д. С.

учитель:

Михайлова Л.В.

Тверь, 2010г.

Глава 1. Гамма — и рентгеновская астрономия.

1.1. Новые методы исследования Вселенной.

Астрономия в наши дни бурно развивается. Однако сам по себе этот факт отнюдь не служит отличительной особенностью именно середины XX в. По сути дела, быстрый прогресс астрономии начался с той знаме­нательной ночи 7 января 1610 г., когда Галилей впервые направил свой телескоп в небо.

Галилей изготовлял телескопы (подзорные трубы) своими руками и наблюдения были им начаты с трубой, дававшей лишь 30-кратное увеличение. Чтобы отдать должное величию астрономических исследований Галилея, достаточно напомнить, что он открыл четыре наиболее ярких спутника Юпитера, фазы Венеры, горы на Луне и пятна на Солнце. Дальнейшее развитие астрономии можно охарактеризовать целым рядом достижений, но мы ограничимся указанием на возможность «измерить» успехи астрономии почти за 350 лет (от времени Галилея до середины нашего века) просто диаметром телескопов. Лучшие трубы Галилея имели диаметр лишь немного превосходивший 5 см, их длина равнялась примерно 1 м. Самый большой современный телескоп, вступивший в строй в 1948 г., имеет зеркало диаметром 5 м. Таким образом, угловое разрешение и светосила телескопов возросли соответственно примерно в 100 и 10 000 раз.

Но одно оставалось в астрономии неизменным с давних времен, ког­да наблюдения проводились только невооруженным глазом, до послед­него времени — все наблюдения велись только через «оптическое окно прозрачности» в атмосфере. Как известно, атмосфера пропускает электро­магнитные волны с длиной, большей ~3000 Å=0,3 мк и меньшей несколь­ких десятков микрон. Человеческий глаз чувствителен лишь к еще более узкому участку спектра — от 0,4 до 0,75÷0,8 мк. Из-за этого большая часть наблюдений проводилась в видимом свете, а исследования в близкой ультрафиолетовой и инфракрасной областях, еще возможные с земной поверхности, играли второстепенную роль.

В то же время во Вселенной возникают и несут информацию электро­магнитные волны всех диапазонов, с длиной от сотен метров до ничтожных долей ангстрема. Поэтому и без специальных доказательств яс­но, что наблюдение Вселенной только через оптическое окно прозрач­ности чрезвычайно обедняет картину.

В атмосфере помимо оптического окна прозрачности существует «радиоокно». Ему отвечают волны длиной от нескольких миллиметров до десятков метров (для более длинных волн земная атмосфера уже непроз­рачна или, во всяком случае, не всегда прозрачна). Меньше чем за 20 лет радиоастрономия колоссально развилась и сама уже делится на ряд направлений: метагалактическую и галактическую радиоастрономию, солнечную радиоастрономию, лунно-планетную и радиолокационную радио­астрономию. Об успехах, достигнутых в каждой из этих областей, напи­сано уже немало статей.

С запуском спутников и космических ракет появилась возможность исследования, так сказать, прямыми методами (примером может служить измерение концентрации электронов в межпланетной среде, осуществлен­ное на ракетах), а также возможность развивать астрономию на спутни­ках и ракетах. Аппаратура, установленная на спутниках и ракетах, может регистрировать радиоволны, лежащие вне радиоокна прозрачности (т. е. волны короче нескольких миллиметров и длиннее десятков и сотен мет­ров), далекое инфракрасное излучение (длина волны от десятка микрон до радиодиапазона) и все электромагнитные волны короче 0,3 мк, т. е. ультрафиолетовые, рентгеновские и γ-лучи. Наконец, на спутниках и ракетах ведется регистрация первичных космических лучей, в основном протонов и ядер различных элементов с энергией, превосходящей сотни миллионов электронвольт. В первичных космических лучах присутствуют также электроны и позитроны. Космические лучи несут ценную астрономическую информацию.

Итак, действительно, можно утверждать, что оптическая астрономия утратила свое почти монопольное положение, открыты новые окна во Вселенную.

В этой статье мы остановимся несколько подробнее только на двух родственных между собой новых астрономических направлениях — на гамма- и рентгеновской астрономии.

1.2. Гамма-астрономия.

Между гамма (γ)- и рентгеновскими лучами, как известно, не существует никакой резкой границы. Будем поэтому условно называть γ -лучами электромагнитное излучение, которому отвечают кванты (фотоны) с энер­гией большей 0,1 Мэв=100 000 эв или с длиной волны γ, меньшей 0,1 Å. Существенная разница между гамма- и рентгеновскими лучами со­стоит в том, что они обычно имеют разное происхождение. Так, рентге­новские лучи испускаются достаточно тяжелыми атомами при переходах электронов между энергетическими уровнями, отвечающими глубоким электронным оболочкам. Кроме того, рентгеновское излучение возникает при торможении достаточно быстрых, но еще не релятивистских электронов. В отличие от этого, γ -лучи испускаются в результате других процессов, которые мы сейчас перечислим.

1. При некоторых переходах между уровнями в атомных ядрах возникают γ -лучи с энергией примерно до 10 Мэв .

2. γ -лучи образуются при аннигиляции пары электрон — позитрон. При этом, если электрон и позитрон имеют малую скорость и аннигилируют в вакууме, обычно возникает только два γ -фотона, причем энергия каждого из них mc2 =0,51 Мэв, где m=9,1∙10-28 г— масса эле­ктрона.

3. Они возникают также при торможении электронов, скорость которых приближается к скорости света, например, в результате их соударения с протонами или покоящимися электронами. При этом возникает электромагнитное излучение, которому отвечают фотоны с энергией Еλ ≤ Е. Таким образом, на основании принятой нами границы между γ- и рентгеновскими лучами, тормозные γ -лучи образуются электро­нами с энергией Е, большей 0,1 Мэв.

4. Электроны с достаточно большой энергией генерируют γ -лучи и в результате рассеяния на оптических (световых) фотонах (так называемый комптон-эффект).

В этом последнем процессе быстро движущиеся электроны при столкновении со световыми фотонами передают им часть своей энергии.

В результате энергия рассеянных фотонов оказывается в среднем в (Е/mc2 )2 раз больше их энергии до рассеяния. Так, световые фотоны с энергией около 1 эв при рассеянии на релятивистских электронах, имеющих энергию Е >300 mс2 =150 Мэв, образуют γ -лучи с энергиями Еγ >0,1 Мэв.

5. При столкновениях космических лучей с ядрами межзвездного газа образуются нейтральные и заряженные π-мезоны. Нейтральные мезоны очень быстро распадаются, порождая два γ -фотона. Энергия этих фотонов зависит от скорости, с которой движется до распа­да π°-мезон, и от направления вылета, но практически всегда превы­шает 50 Мэв.

Таким образом, если не говорить о ядерных и аннигиляционных γ-лучах со сравнительно малой энергией, основную роль в генерации γ-излучения играют быстрые частицы и в первую очередь космические лучи, включая их электронную компоненту.

Интенсивность γ -лучей, возникающих в некоторой области Вселенной, очевидно, пропорциональна как интенсивности генерирующих их космических лучей, так и концентрации газа (или световых фотонов в случае процесса 4) в этой области. О характере распределения межзвездного газа некоторые сведения уже получены методами оптической и радио­астрономии.

Что касается распределения космических лучей во Вселенной, то здесь также имеются определенные данные, особенно, когда речь идет о нашей звездной системе — Галактике.

В отличие от космических лучей, γ -лучи распространяются во Вселенной прямолинейно и практически без поглощения. Поэтому их наблюдение в принципе позволяет непосредственно изучать пространственное распределение космических частиц, порождающих эти лучи, а возможно, также и уточнить имеющиеся сведения о плотности межзвездного и меж­галактического газа.

Особенно интересны при этом возможности, которые открывает гам­ма-астрономия для изучения Метагалактики. О космических лучах в Метагалактике, т. е. за пределами Галактики, еще очень мало известно. Но уже первые результаты гамма-астрономии позволили здесь сделать некоторые важные выводы.

Выполненные на американском спутнике «Эксплорер XI» измерения интенсивности γ -лучей с энергией больше 50 Мэв установили верхний предел для их потока из космоса, равный примерно десяти фотонам на 1 м2 в секунду.

Анализ этих данных показывает, что интенсивность электронной компоненты космических лучей в Метагалактике существенно меньше (по крайней мере в 30 раз), чем в Галактике. В противном случае в результате рассеяния электронов на световых фотонах, излучаемых звездами и галактиками, поток γ -лучей был бы выше установленного на опыте верхнего предела.

Малая интенсивность электронной компоненты делает весьма вероятным, что и полная интенсивность космических лучей (включая протоны и более тяжелые ядра) в Метагалактике также мала. Окончательно этот вывод может быть проверен при дальнейшем повышении точности экспе­риментов по наблюдению космических γ -лучей и, в частности, после оцен­ки интенсивности от упомянутого выше процесса рождения и распада π°-мезонов.

Метагалактическое γ -излучение приходит к нам равномерно со всех сторон. Наоборот, γ-излучение галактического происхождения уже неизотропно. Например, галактические γ -лучи, образующиеся при распаде π°-мезонов, будут в основном приходить от центра Галактики, ибо именно в этом направлении сосредоточено больше всего межзвездного газа .

Помимо общего метагалактического и галактического γ-излучения, которое генерируется в межгалактическом и межзвездном пространстве, большой интерес представляет излучение γ -лучей от отдельных, так называемых дискретных, источников. Во Вселенной существует целый ряд образований (сверхновые звезды, радиогалактики, нестационарные ядра галактик и так называемые сверхзвезды или квазары), для которых характерны мощные взрывные процессы с большим выделением энергии. Такие объекты могут быть источниками интенсивного γ -излучения. Прием γ- лучей от дискретных источников позволит, разумеется, пролить свет на природу этих источников, или по крайней мере получить о них важные сведения.

Итак, допустим, что оптическое излучение квазаров магнитотормозное и, естественно, подумаем, как же проверить эту гипотезу. Сделать это по ряду причин нелегко и один из перспективных путей здесь состоит в использовании гамма-астрономии. Дело в том, что квазары очень яркие и в то же время сравнительно небольшие объекты (их размер, по-видимому, меньше светового года, в то время как диаметр нашей Галактики дости­гает 100 000 световых лет). По обеим причинам, как это сразу ясно, вблизи излучающей поверхности квазара должно быть очень много оптических фотонов. Поэтому там с большой вероятностью будет происходить рассея­ние релятивистских электронов на фотонах. Значит, если оптическое из­лучение квазаров имеет магнитотормозную приро­ду, т.е. вызывается релятивистскими электронами, то эти же самые электроны будут в результате рассеяния на оптических фотонах давать много γ-лучей. Другими словами, квазары могут ока­заться не только замечательными оптическими источниками, но и наиболее сильными источни­ками γ -лучей. К сожалению, такое излучение квазаров еще не пытались принимать, к тому же эта задача может оказаться особенно трудной, если размер квазаров несколько больше, а кон­центрация фотонов у поверхности соответственно меньше, чем мы ожидаем. Но одно несомненно уже сейчас: прием γ-излучения от дискретных источ­ников — дело далеко не безнадежное; наоборот, такой прием может открыть новые горизонты в астрономии.

Для того чтобы эта возможность не показа­лась слишком проблематичной, укажем, что γ-излучение от одного «дискретного источника» не только может приниматься, но и фактически уже обнаружено. Речь идет о Солнце. Едва ли нужно подчеркивать то исключительное значение, ко­торое имеют происходящие на Солнце процессы для жизни и практи­ческой деятельности людей. Особый интерес вызывают при этом вспышки на Солнце, приводящие к образованию потоков горячей плазмы, косми­ческих лучей, рентгеновских лучей и мощного радиоизлучения. Недавно было установлено, что во время вспышек генерируются также γ -лучи (за­регистрировано было γ-излучение с энергией около 0,5 Мэв). Несомненно, гамма-телескоп прочно займет место среди приборов, служащих для изу­чения Солнца.

Развитие гамма-астрономии связано с подъемом соответ­ствующей аппаратуры (ее можно назвать «гамма-телескопом») на спутни­ках и ракетах. И действительно, основной метод в гамма-астрономии — это установка на спутниках и ракетах различного типа счетчиков, исполь­зуемых в ядерной физике для регистрации γ-лучей. Такой путь, однако, не является единственным. Космическое γ-излучение с достаточно высокой энергией можно фиксировать также в земной атмосфере по создаваемым им вторичным продуктам («ливням» из электронов, позитронов и более мягких " γ-лучей). Если учесть успехи в области запуска спутников и ракет, а также разнообразие методов регистрации γ –лучей и создаваемых ими вторичных частиц, станет ясной возможность конструирования все более совершенных гамма-телескопов.

1.3. Рентгеновская астрономия.

Во время солнечных вспышек образуются, в числе других проявлений солнечной активности, также и рентгеновские лучи (о чем мы уже упоминали). Солнечные рентгеновские лучи уже многократно наблюдались (на­чиная с 1948 г.) и принесли ценные сведения о процессах, разыгрывающихся в солнечной атмосфере. Здесь речь идет, однако, об одной из сторон единого явления, изучаемого разными методами — оптическим, ра­диоастрономическим, по вариациям космических лучей и т. д. Поэтому о солнечном рентгеновском излучении правильнее всего рассказывать в статье, посвященной физике Солнца. Мы же этой темы подробнее касаться не будем, тем более, что уже открыто и большое внимание привлекает к себе космическое рентгеновское излучение несолнечного происхождения.

Опыты, проведенные на ракетах в 1962 и 1963 гг., позволили обнаружить изотропное («фоновое») рентгеновское излучение, приходящее со всех сторон почти равномерно. При этом в интервале длин волн между 2 и 8 Å (это соответствует энергии фотонов между 1,5 и 6 кэв) «рентгеновс­кий телескоп», состоящий из счетчиков фотонов, регистрирует примерно 20 фотонов, падающих в 1 сек, на 1 см2 поверхности счетчика. Кроме того, были обнаружены дискретные источники рентгеновского излучения в соз­вездиях Скорпиона и Тельца, а также еще около двух десятков менее яр­ких рентгеновских источников. Поток рентгеновских фотонов от упомя­нутых двух источников составляет соответственно 20 и 2,5 фотона на 1 см2 в 1 сек (в интервале длин волн между 2 и 8 Å).

Какова же природа космического рентгеновского излучения, и в особенности «дискретных источников», которые условно можно было бы назвать «рентгеновскими звездами»? На этот вопрос еще не получено впол­не определенного ответа. Рентгеновские лучи, как и γ-излучение, могут генерироваться электронами в результате их торможения при соударении с ионами или путем рассеяния электронов на оптических фотонах. Разни­ца здесь только та, что рентгеновские лучи образуются электронами со сравнительно небольшой энергией (скажем, меньше 1 Мэв), о количестве которых в разных областях Вселенной мы практически ничего не знаем. Впрочем, последнее обстоятельство лишний раз свидетельствует о цен­ности методов рентгеновской астрономии, позволяющей получить данные об электронах с соответствующей энергией. Конкретно наблюдаемое изотропное рентгеновское излучение вполне могло бы образовываться в межгалактическом пространстве именно за счет рассеяния этих электронов на оптических фотонах. Вполне возможно также, что «рентгеновский фон» на самом деле представляет собой излучение большого числа слабых (и поэтому неразрешаемых аппаратурой) метагалактических источников. Хотя этот вопрос весьма интересен и здесь имеются пути для продвижения вперед (в первую очередь речь идет о спектральных наблюдениях и подт­верждении факта изотропности излучения), значительно большую остроту приобрела проблема дискретных рентгеновских источников. Объясняется это рядом причин и, в частности, тем, что такими источниками могут быть нейтронные звезды, привлекающие к себе внимание (но пока только в теории!) уже около 30 лет.

При сгорании ядерного топлива, поддерживающего свечение звезд, они постепенно сжимаются и превращаются в звезды-карлики, состоящие из плотного ионизованного газа. Однако при дальнейшем остывании звез­ды, как показывают расчеты, может оказаться энергетически выгодным переход ее в нейтронное состояние. Это значит, что протоны соединяются с электронами и, испуская нейтрино, превращаются в нейтроны ( процесс р+е- →n+v). В нейтронном состоянии звезда обладает примерно такой же плотностью, как атомные ядра — речь идет о средней плотности, рав­ной примерно 1014 г/см3, т. е. около ста миллионов тонн в 1 см3. Поэтому звезда с массой Солнца при переходе в нейтронное состояние будет иметь радиус всего порядка 10 км, в то время как радиус видимой глазом сол­нечной фотосферы составляет 700 000 км (средняя плотность Солнца рав­на примерно плотности воды, т. е. 1 г/см3 ). Количество света, испускаемо­го звездой, очевидно, пропорционально площади ее поверхности, т. е. квадрату ее радиуса. В этой связи, если бы Солнце превратилось в нейт­ронную звезду (это в нашу эпоху заведомо невозможно), то при той же температуре поверхности (фотосферы) оно стало бы излучать в миллиарды раз меньше света. Именно по подобной причине долгое время казалось, что наблюдать нейтронные звезды невозможно, если только они каким-то чудом не окажутся расположенными совсем близко от нас.

За последние три-четыре года стало ясно, однако, что этот вывод неверен; действительно, при своем образовании нейтронная звезда нагревается и в течение некоторого времени вполне может быть зна­чительно горячее, чем солнечная фотосфера, температура которой около 6000 градусов. Но чем тело горячее, тем оно больше излучает — в тепло­вом равновесии энергия электромагнитного излучения пропорциональна Т4, где Т — температура поверхности. Далее, чем тело горячее, тем более коротковолновое излучение оно в основном испускает, так что для максимума в спектре произведение длины волны λ на температуру Т остается постоянным (закон смещения Вина). Легко сообразить отсюда, что звезда с температурой в 10 млн. градусов будет в основном излучать уже рентгеновские лучи. Мощность этого излучения так велика, что существующими «рентгеновскими телескопами» можно было бы заметить нейтронную звезду, находящуюся на расстоянии в тысячи световых лет. Так не явля­ются ли источники рентгеновских лучей в Скорпионе и Тельце горячими нейтронными звездами?

Этот вопрос привлек к себе пристальное внимание астрономов и физиков во многих странах. На первый взгляд кажется, что гипотезу о нейтронной природе «рентгеновских звезд» легко проверить. Так, нейтронные звезды настолько малы, что связанный с ними рентгеновский источник должен казаться точечным при самом высоком угловом разрешении. Кро­ме того, частотный спектр теплового излучения хорошо известен и поэтому можно в принципе выяснить, тепловой источник или нет (излучение нейт­ронных звезд должно быть тепловым). Не следует, однако, забывать о слабостях только что родившихся рентгеновской и гамма-астрономии. Существующие приборы не способны еще осуществить сколько-нибудь детальный спектральный анализ, а низкое угловое разрешение — бук­вально «ахиллесова пята» этих новых ветвей астрономии.

По всей вероятности, рентгеновское излучение Крабовидной туманности, подобно радио- и большей части оптического излучения этой туман­ности, имеет магнитотормозную природу. Окончательно доказать это предположение можно будет только в результате более подробного исследования, в частности, определения спектра излучения или выявления его поляризации. Но каков бы тут ни был ответ, обнаружение рентгеновского излучения от разлетающейся оболочки сверхновой звезды имеет выдаю­щееся значение.

Гамма- и рентгеновская астрономия только что зародились; в этой области, если не говорить о приеме рентгеновского излучения Солнца, проведено всего несколько экспериментов. Но уже эти первые шаги свидетельствуют о том, что появился новый, весьма перспективный метод изучения Вселенной. Более того, возможно, что в ближайшие годы гамма- и рентгеновская астрономия окажут неоценимые услуги для развития астрономии в целом.

Это открытие, а также ряд других результатов, выдвинули рентгеновскую астрономию на «передний край» астрономии сегодняшнего дня. Можно полагать, что уже в ближайшие годы рентгеновская астрономия будет бурно развиваться, а затем станет равноправным «партнером» с оптической и радиоастрономией.

Глава 2. Инфракрасная астрономия на воздушных шарах.

Телескопы, поднятые на большую высоту, регистрируют излучение, которое никогда не достигает поверхности Земли. Выполненные с их помощью наблюдения инфракрасного излучения указывают на то, что облака, окружающие Венеру, состоят из кристаллов льда.

Земная атмосфера экранирует поверхность Земли от глубин космического пространства. Это имеет как положительную, так и отрицатель­ную стороны. С одной стороны,— это спасение для организмов, развиваю­щихся на Земле. Азот, кислород и озон атмосферы поглощают ультра­фиолетовое излучение и рентгеновские лучи, экранируя таким образом Землю от жестких компонент коротковолновой части электромагнитного спектра Солнца. Помимо этого, водяные пары и углекислый газ поглощают длинноволновую часть инфракрасного излучения, испускаемого Землей, и тем самым поддерживают умеренную температуру ее поверхности. С другой стороны, атмосфера не пропускает большую часть излучения, которое приносит человеку сведения о космосе. Возможности расположен­ных на Земле телескопов весьма ограничены. Они могут регистрировать лишь излучение, которое проходит через так называемые «окна» прозрач­ности в атмосфере: одно окно в видимой области спектра, другое в радио­области, и несколько в инфракрасной области .

В последнее время астрономы предприняли ряд попыток преодолеть атмосферную «изоляцию». На самолетах и воздушных шарах они подняли астрономические приборы в верхние слои атмосферы; с помощью ракет и других космических кораблей они послали свои инструменты за ее пре­делы. Уже сейчас наблюдения, которые удалось сделать благодаря при­менению этой новой техники, значительно расширили наши астрономиче­ские познания. Ракеты оказались особенно полезными для исследования ультрафиолетового и рентгеновского излучения. Оборудование, необхо­димое для регистрации этих лучей, малогабаритное и малоинерционное. Для исследований же инфракрасной области спектра наиболее пригодными оказались воздушные шары. Медленность их полета позволяет в течение длительного времени проводить наблюдения почти в неподвижном со­стоянии, что необходимо для регистрации излучения больших длин волн (и следовательно малых энергий). Кроме того, на воздушных шарах можно поднимать сравнительно большие телескопы и спектрометры на такую высоту, что под ними остается 99,9% всех водяных паров, уменьшающих прозрачность земной атмосферы.

Поэтому не откроют ли нам наблюдения в инфракрасных лучах тайну скрытого облаками ядра Галактики? По моему мнению, отвечая на эти и многие другие вопросы, исследования космического инфракрасного излучения могут значительно расширить наши астрофизические познания.

Группа, работавшая в Университете Джона Гопкинса, впервые занялась исследованиями инфракрасного излучения на воздушных шарах в 1956 г., когда Ширли Сильвермен, Фрэнк Б. Изаксон и Малькольм Росс из Научно-исследовательского отдела Военно-морских сил США обрати­лись к нам с вопросом, нет ли у нас какого-нибудь астрономического про­екта, для осуществления которого можно было бы использовать двухмест­ный высотный воздушный шар Военно-морских сил США. Нашей первой мыслью было исследовать инфракрасное излучение Солнца, отраженное Марсом и Венерой. Сферическая герметизированная гондола воздушного шара Военно-морских сил США — это, конечно, не самое подходящее место для установки телескопа, оборудованного спектрометром. Однако перспективы наблюдений были столь заманчивы, что вскоре мы придумали способ, как осуществить эти наблюдения.

Мы решили приспособить для наших целей телескоп шмидтовского типа: рефлектор с прозрачной корректирующей пластиной. Главное зер­кало телескопа имело диаметр 40,6 см , хотя фактически использовалось только 30,5 см. Чтобы придать зеркалу и корректирующей пластине (имев­шей 30,5 см в диаметре) устойчивость к растяжениям и сжатиям, возника­ющим при изменении температуры, они были изготовлены из плавленого кварца.

Благодаря такой системе достаточно было вручную грубо нацелить тяжелый телескоп на нужную планету, после чего он мог сдвигаться относительно «мишени» на целых 3°. Изображение планеты перемещалось при этом случайным образом по фокальной поверхности главного зеркала. Однако к этому моменту цель уже «поймана» сервоуправляемым оптическим реле. Это реле неизменно следит за перемещающимся первичным изображением и создает вторичное изображение, которое уже не сдвигается относительно неподвижной точки карданова подвеса более чем на 3". Это вторичное изображение отражается затем управляемым зеркалом и фокусируется на входной щели спектрометра.

На первом месте исследований на пилотируемых воздушных шарах стояли исследования инфракрасного излучения Марса. В 1958 г. было противостояние Марса, и он находился близко к Земле, но провести полет в это благоприятное для наблюдений время не удалось, в основном из-за неисправности полиэтиленовой оболочки воздушного шара. Лишь в конце ноября 1959 г. воздушный шар, пилотируемый Россом, с К. В. Муром на борту в качестве наблюдателя, успешно поднял нашу аппаратуру на высоту 24 384 м. К этому времени противостояние Марса уже давно кончилось, и объектом наших исследований стала Ве­нера. По нашим оценкам, в пространстве между воздухоплавателями и их мишенью содержалось не более 0,1% всех водяных паров, присутствующих в атмосфере Земли. Когда телескоп был направлен на Венеру, наблюдатели зарегистрировали линии поглощения в спектре инфракрасного излучения Солнца, отраженного Венерой. Расположение линий поглощения в полу­ченном спектре указывало на поглощение водяным паром. Однако наблюдавшееся поглощение не превышало 5% от фона, создава­емого отраженным солнечным излучением, а пределы экспериментальных ошибок составляли ±4%. Эта неопределенность возникла из-за колебаний гондолы, которые были вызваны как деятельностью ее обитателей, так и, главным образом, ненормальными движениями воздушного шара — столь сильными, что они едва не погубили весь эксперимент. Замечательно, что Россу и Муру удалось получить хоть какие-нибудь результаты, и мы были очень довольны, что наша аппаратура работала так хорошо. Нужно ска­зать, однако, что колебания зарегистрированного излучения были столь велики, что ставили наше открытие под сомнение.

К счастью для прогресса астрономии, Мартин Шварцшильд, пионер в области подъема телескопов на воздушных шарах, добился значительных успехов. В 1963 г. инфракрасная аппаратура, установленная на его автоматическом стратостате «Стратоскоп II», обнаружила водяной пар в атмосфере Марса. Поэтому, когда в феврале 1964 г. вся аппаратура была вновь подго­товлена для полета, и снова избрали в качестве мишени Венеру.

«Солнцечувствительная» следящая система, сконструированная нами для дневных полетов, мог­ла лишь приблизительно направить телескоп на Венеру. Для того чтобы при­вести аппарат в положе­ние, необходимое для наблюдений, требовалась вторая, более точная следящая система. Такой прибор, получивший название «Бета-ро система», был создан Мурком Боттема. Прибор можно было запрограммировать заранее на все время полета, причем он мог сам исправить любую ошибку в программировании. Основную часть датчика составлял светочувствительный элемент, наводившийся на Солнце и укрепленный под углом к длинной оси телескопа, равным углу между Солнцем и Венерой на большом круге небесной сферы. Изменения этого угла, возникающие в результате перемещения места наблюдения по Земле, пренебрежимо малы. Кроме того, в выбранный нами для полета день Венера должна была находиться в идеальном положении для наблюдений, и этот угол мало менялся в зависимости от времени дня.

Таким образом, фактически один элемент в нашей системе датчиков был постоянным .

Солнечный датчик был все время направлен на Солнце, но перед ним помещалась призма, которая могла поворачиваться вокруг оси, параллель­ной длинной оси телескопа. В отличие от угла большого круга, угол поворота призмы менялся в зависимости от географического положения воз­душного шара и времени дня: он должен был быть задан для данного времени и места нахождения воздушного ша­ра, которые можно предска­зать, зная направление и скорость ветра в верхних слоях атмосферы. Если в прогнозе будет сделана ошиб­ка, то вращение призмы во­круг оси создаст корректиру­ющую развертку. В небесной геометрии Венера должна лежать на дуге круга, радиус которого определяется углом на большом круге между Солнцем и Венерой, независимо от географиче­ского положения прибора. Это обстоятельство было ис­пользовано при конструиро­вании системы точного наве­дения. Если к тому моменту, когда воздушный шар до­стигнет высоты, на которой должны производиться на­блюдения, его географические координаты не будут совпа­дать с расчетными, то вра­щающаяся призма будет при­ведена в движение. Это в свою очередь заставит сервомеха­низмы, управляющие телескопом, вращать его в режи­ме кругового поиска до тех пор, пока Венера не ока­жется прямо перед следя­щим телескопом, который контролирует оптическое реле телескопа.

Воздушный шар двигался не по тому курсу, который был вычислен на основании прогноза ветровой обстановки. К тому моменту, когда аппара­тура начала осуществлять точное наведение на Венеру, воздушный шар находился на расстоянии 160 км от ожидаемого положения. Поэтому приз­ма солнечного датчика была приведена в движение в режиме кругового поиска. Вначале поиск осуществлялся в неправильном направлении, но всего через 9 мин призма направила следящий телескоп на Венеру. После того как планета была «поймана», в течение следующих 2 час за ней осуществлялось надежное слежение.

Этот полет был предпринят с единственной целью: измерить величину отраженного Венерой инфракрасного излучения Солнца в тех участках спектра, где находятся линии поглощения водяного пара. Обычно для таких измерений в спектроскопии применяется один из следующих двух методов. Как известно, спектрометр разлагает падающее излучение в спектр с помощью дифракционной решетки. Для того чтобы направлять на детектирующее устройство инфракрасное излучение различных длин волн, можно либо двигать взад и вперед дифракционную решетку, оставляя неподвижной щель, либо, наоборот, оставляя решетку неподвижной — передвигать щель.

Мы выбрали, однако, третью альтернативу. Благодаря остроумному предложению В. С. Бенедикта, в нашем спектрометре была не одна, а 23 щели, причем их расположение в точности соответствовало располо­жению линий поглощения водяного пара в инфракрасной части спектра в области длин волн около 1,13 мк. Это позволило значительно увеличить количество энергии, проходящей через спектрометр: одна щель, пропускающая столько же энергии, сколько 23 щели, была бы такой широкой, что не смогла бы различить разные линии поглощения. Для того, чтобы сравнить поглощение на длинах волн, соответствующих этим 23 линиям, с поглощением в соседних областях, щели передвигались взад и вперед вдоль спектра один раз каждые 10 сек. Полученные таким образом показа­ния спектрометра, не были похожи на обычный спектр поглощения, в кото­ром линии поглощения распределены в определенном порядке. Результаты измерений просто указывали, превышает ли поглощение на всех длинах волн, соответствующих линиям водяного пара, поглощение в соседних областях. Фактически мы пожертвовали спектром, чтобы по­лучить количественные химические результаты.

Если нужны еще доказательства того, что данные, полученные при наблюдении Венеры, подлинные, а не являются результатом поглощения земными водяными парами, и что весь водяной пар (за исключением 1 /20 части), обнаруженный во время февральского поле­та, действительно присутствует в атмосфере Ве­неры, то можно сослаться и на другие наблюдения. Именно, проводилось срав­нение предсказанного и наблюдаемого доплеров-ского сдвига линий по­глощения, возникающего в результате движения Венеры относительно Зем­ли. Вильям Пламмер заме­тил, что за один цикл три из щелей нашего спектро­метра будут пересекать линию, которая совпадает с одной из линий испу­скания элемента ртути 11 287 Å или 1,1287 мк). Это позволило ему исполь­зовать для сравнения ртутную лампу. Он закрыл две из этих трех щелей (рис. 20). В конце каж­дого цикла через третью щель на записывающее устройство попадал свет с длиной волны, соот­ветствующей ртутной линии. Таким образом, получался фиксирован­ный стандарт, относительно которого можно было измерять сдвиг линий водяного пара. По теоретическим расчетам доплеровский сдвиг должен был равняться 0,495 Å; измерения, выполненные во время февральского полета, дали 0,49 А±10%. Как видно, результаты этих независимых изме­рений очень хорошо согласуются с теорией. Поэтому едва ли есть основа­ния сомневаться в точности других спектрометрических наблюдений.

После того как февральский полет был успешно завершен, мы решили, что теперь следует попытаться применить нашу инфракрасную аппаратуру для определения природы облаков в атмосфере Венеры. Из какого именно вещества состоит этот непрозрачный слой? Из воды? Или, может быть, изо льда, пыли или даже сложных полимеризованных органических молекул? К этому времени наш телескоп был существенно усовершенствован, и это придавало нам уверенность в том, что мы сможем решить поставленную задачу.

Для того чтобы проанализировать окружающие Венеру облака, нужно было расширить диапазон наших инфракрасных исследований вплоть до длин волн около 3,5 мк. Однако кварцевая корректирующая пластина нашего телескопа была непрозрачна для волн, длина которых меньше З мк. В связи с этим шмидтовская пластина была заменена новой корректирую­щей системой. В ней использовались только зеркала, и поэтому она эффек­тивно действовала при любых длинах волн инфракрасного излучения. Эта система была сконструирована и построена Е. В. Сильвертуфом из Компании Кастой Инструменте.

Запуск нашей усовершенствованной аппаратуры был осуществлен 28 октября 1964 г.. Мы не только модифицировали телескоп, но и переделали спектрометр так, чтобы специально приспособить его для получения инфракрасных спектров облачного слоя Венеры. Частая дифракционная решетка, использовавшаяся во время февральского полета, была заменена более грубой. Это позволило нам получить более широкий спектр. Три детектора, установленные один подле другого, действовали как три независимые щели. Дифракционная решетка перемещалась взад и вперед, а детекторы пересекали различные спектральные линии. Таким образом, мы могли регистрировать инфракрасные волны длиной от 1,7 до 3,4 мк одновременно всеми тремя детектирующими трубками.

На высоте 26 212 м система автоматического наведения телескопа навела его на Венеру, после чего следящая система удерживала планету в поле зрения телескопа более трех часов. Спектрометр снимал не только инфракрасные спектры Венеры, но для сравнения и спектр солнечного излучения. Впоследствии это дало нам возможность определить спектральные характеристики планеты.

В настоящее время конструируется инфракрасный телескоп с апертурой 1,2 м. Его размеры в четыре раза превышают размеры нашего тепе­решнего телескопа. Его намереваются использовать этот более крупный телескоп для исследований на воздушных шарах. Однако инфракрасная астрономия не должна ограничиваться только наблюдениями из верхних слоев атмосферы. Значительный вклад в исследование инфракрасного излучения внесли высокогорные обсерватории. Например, Вильяму М. Синтону удалось в 1952 г. сделать с помощью 5-м телескопа, установленного в Паломарской обсерватории, очень точные изме­рения инфракрасного излучения Луны, Марса и Венеры. Существующие высокогорные обсерватории обладают одним принципиальным недостат­ком — они расположены недостаточно высоко, и там, где недостаточно холодно. Очень трудно изучать холодные объекты — такие, как темная часть Луны, или планеты Венера, Марс, Юпитер и Сатурн, когда наблю­датель вынужден смотреть через более горячую атмосферу Земли. Нам кажется, что для специальных краткосрочных наблюдений можно времен­но установить относительно небольшой инструмент, типа нашего 1,2-м телескопа, очень высоко в горах, где трудности, связанные с температурой воздуха, будут сведены к минимуму.

Безусловно, таким образом были бы обнаружены многие небесные объекты, которые мы пока не можем увидеть.

Список использованной литературы

1) Астрофизика. Выпуск 6: Над чем думают физики. – М.: «НАУКА»,

1967

2) Дубкова С.М. История астрономии. – М.: «Белый город», 2002

3) Зигель Ю.Ф. Астрономия в ее развитии. – М.: «Просвещение», 1988

4) Левитан Е.П. Астрофизика – школьникам. – М.: «Просвещение»,

1977

www.ronl.ru

Методы и приборы для изучения вселенной

В научном  мире, среди учёных существует точка  зрения, что Вселенная никогда  не возникала, а существовала вечно  и будет существовать вечно, изменяясь  лишь в своих формах и проявлениях.

Многие  полагают, что уже на самых ранних стадиях эволюции Вселенной существовали незначительные отклонения от однородности и изотропии, которые привели  в конце концов к образованию  наблюдаемой сейчас пространственной структуры в виде галактик и их скоплений:

со второй половины 20 столетия начинается эра  космических исследований .Подтвердились  теории о распределении вещества во Вселенной (в Метагалактике), 95 % которого приходится на "таинственные" темные энергию и темную материю. Создаются новые теории(струнная, петлевая и М-теория) и основанные на них модели Вселенной – бесконечной в пространстве и времени.

Построена Стандартная Модель элементарных частиц, описывающая электромагнитное, слабые и сильное взаимодействия.

Эти и  ряд других открытий создали базу для новых ,в том числе интуитивных, идей о строении и свойствах Вселенной  – такой какая она есть, была и будет вечно,основе всего сущего, в том числе звездно- планетарных  миров, эволюционирующих и преходящих.

2. МЕТОДЫ  ИЗУЧЕНИЯ

Наука, изучающая мегамир, называется астрономией. Астрономия – составная часть естествознания. Она является самой древней из естественных наук. Из потребностей астрономии возникла математика. Астрономия стимулировала появление физики. Так, астроном Г.Галилей является основоположником механики. С другой стороны в XIX веке физические методы исследования проникли в астрономию, и возникла симбиотическая наука – астрофизика, которая изучает физические свойства космических тел. В настоящее время Вселенную изучают представители разных наук.

Самым общим понятием, охватывающим весь материальный мир, является понятие "Вселенная". Наблюдаемая область Вселенной  называется Метагалактикой

В настоящее  время радиус Метагалактики равен 10 миллиардов световых лет, то есть расстоянию, которое электромагнитные волны  проходят за 10 миллиардов лет (скорость света 300000 км/с).

Основные  сведения о мегамире могут быть получены двумя путями: экспериментальным  и теоретическим.

Последний подход не является полностью независимым, так как любая теоретическая  модель опирается на экспериментальные  факты, а вот для ее исследования используют более подробный математический аппарат. Экспериментальное изучение космических объектов и  всего мирового пространства базируется также на двух основах: непосредственное исследование свойств объектов при помощи лабораторного оборудования и наблюдение объекта, то есть исследование его электромагнитного излучения. Контактное (лабораторное) исследование вещества космических тел не является чем-то исключительным. В лабораториях Земли исследовались горные породы с Луны, доставленные пилотируемыми аппаратами "Аполлон" и автоматическими станциями "Луна-16" и "Луна-20", многочисленные метеориты, по современным воззрениям являющиеся обломками астероидов. Контактное изучение при помощи соответствующей аппаратуры проводились на поверхностях Луны, Венеры, Марса. Многочисленные искусственные научные спутники и автоматические межпланетные станции непосредственно изучали при помощи приборов физические свойства околоземного и межпланетного пространства. Этот метод исследования будет расширяться, ему будут доступны для изучения другие планеты Солнечной системы и многочисленные спутники этих планет.

основной  метод исследования объектов мегамира – изучение их электромагнитного излучения. Это обусловлено тем, что контактное исследование неприменимо для раскаленных объектов (звезд). К тому же объекты, более удаленные от Земли, чем тела Солнечной системы, очевидно, останутся и в настоящем и в будущем недоступными  для контактного исследования.

Изучение  Вселенной началось и продолжается в  течение нескольких тысячелетий; вплоть до середины XX века, это происходило  почти исключительно  оптическими методами.

Первые  астрономические научные наблюдения являлись астрометрическими; изучалось  только расположение светил и их видимое  движение на небесной сфере.

Такие наблюдения с использованием угломерных инструментов позволили сформулировать первые научные модели мира – Птолемея и Коперника. Сейчас астрономы научились  определять расстояния, как до тел  Солнечной системы, так и более  удаленных объектов: звезд и галактик. Тем самым удалось представить  геометрическую структуру мира.

Оптические  наблюдения и в настоящее время  не потеряли своего значения.

Так, радиоволны принесли информацию об активных галактиках, о строении ядер галактик, в том  числе и нашей Галактики, тогда  как оптическое излучение от центра Галактики полностью задерживается  космической пылью.

Наблюдения  в других спектральных диапазонах позволили  сделать важные открытия. Наблюдения в рентгеновском и g-диапазонах позволяли  исследовать космические объекты  на поздних стадиях их жизни (пульсары, черные дыры и т.д.).

Приборы для собирания и исследования космического электромагнитного излучения  называются телескопами. Главной частью телескопа является объектив, который  воспринимает поток излучения. Данная физическая величина прямо пропорциональна  квадрату диаметра объектива телескопа  и, следовательно, во много раз больше потока регистрируемого человеческим глазом. В зависимости от диапазона  регистрируемого космического излучения  телескопы могут быть оптическими, радиотелескопами, рентгеновскими, g-телескопами  и т.д.

3. ПРИБОРЫ ДЛЯ  ИЗУЧЕНИЯ ВСЕЛЕННОЙ

§1. Наземные

Первым  астрономическим инструментом можно  считать вертикальный шест, закрепленный на горизонтальной площадке, – гномон, позволявший определять высоту Солнца, многих столетий. Зная длину гномона и тени, можно определить не только высоту Солнца над горизонтом, но и направление меридиана, устанавливать дни наступления весеннего и осеннего равноденствий и зимнего и летнего солнцестояний.

К старинным  угломерным инструментам принадлежат  и квадранты. В простейшем варианте квадрант – плоская доска в форме четверти круга, разделенного на градусы. Около центра этого круга вращается подвижная линейка с двумя диоптрами.

Широкое распространение в древней астрономии получили армиллярные сферы – модели небесной сферы с ее важнейшими точками и кругами: полюсами и осью мира, меридианом, горизонтом, небесным экватором и эклиптикой. В конце XVI в. лучшие по точности и изяществу астрономические инструменты изготовлял датский астроном Т.

Браге. Его армиллярные сферы были приспособлены  для измерения как горизонтальных, так и экваториальных координат  светил.

Коренной  переворот в методах астрономических  наблюдений произошел в 1609 г., когда  итальянский ученый Г. Галилей применил для обозрения неба зрительную трубу  и сделал первые телескопические  наблюдения

Первые  телескопы были еще крайне несовершенны, давали нечеткое изображение, окрашенное радужным ореолом. Избавиться от недостатков  пытались, увеличивая длину телескопов. Так появились огромные инструменты, вроде того, который в 1664 г. был  построен во Франции А. Озу. Этот телескоп имел длину 98 м и в этом отношении  остался чемпионом и доныне. Однако наиболее эффективными и удобными оказались ахроматические телескопы-рефракторы, которые начали изготовляться в середине 18 века Д. Доллондом в Англии. В 1668 г.И. Ньютон построил телескоп-рефлектор, который был свободен от многих оптических недостатков, свойственных рефракторам.

Позже совершенствованием этой системы телескопов занимались М.В. Ломоносов и В. Гершель.

В XX в. получили распространение зеркально-линзовые телескопы, конструкции которых  были разработаны немецким оптиком  Б. Шмидтом (1931) и советским оптиком  Д.Д. Максутовым (1941).

В 1974 г. закончилось строительство самого большого в мире советского зеркального  телескопа с диаметром зеркала 6 м.

Этот  телескоп установлен на Кавказе в  Специальной астрофизической обсерватории. Возможности этого инструмента  огромны. Уже опыт первых наблюдений показал, что этому телескопу  доступны объекты 25-й звездной величины, т.е. в миллионы раз более слабые, чем те, которые наблюдал Галилей  в свой телескоп.

К числу  астрономических инструментов относятся  универсальный инструмент – теодолит; меридианный круг, используемый для составления точных каталогов положений звезд;

Созданы инструменты, позволяющие вести  наблюдения небесных тел в различных  диапазонах электромагнитного излучения, в том числе и в невидимом  диапазоне. Это радиотелескопы и  Вингерферометры, а также инструменты, применяемые в рентгеновской  астрономии, гаммастрономии, инфракрасной астрономии.

Для наблюдений некоторых астрономических объектов разработаны специальные конструкции  инструментов. Таковы солнечный телескоп, коронограф (для наблюдений солнечной  короны), кометоискатель, метеорный  патруль, спутниковая фотографическая камера (для фотографических наблюдений спутников) и многие другие.

Для фотографических  наблюдений используются астрографы. Для астрофизических исследований нужны телескопы со специальными приспособлениями, предназначенными для  спектральных (объективная призма, астроспектрограф), фотометрических (астрофотометр), поляриметрических и других наблюдений.

Повысить  проницающую силу телескопа удается  путем применения в наблюдениях  телевизионной техники – телевизионного телескопа, а также фотоэлектронных умножителей.

Важный  прибор, необходимый для наблюдений – астрономические часы.

В настоящее  время применяются три основных типа оптических телескопов: линзовые телескопы, или рефракторы, зеркальные телескопы, или рефлекторы, и смешанные, зеркально-линзовые системы. Мощность телескопа непосредственно зависит  от геометрических размеров его объектива  или зеркала, собирающего свет. Поэтому  в последнее время все большее  применение получают телескопы-рефлекторы, так как по техническим условиям возможно изготовление зеркал значительно  больших диаметров, чем оптических линз.

Современная техника позволила создать целый  ряд приспособлений и устройств, намного расширивших возможности  астрономических наблюдений: телевизионные  телескопы дают возможность получать на экране четкие изображения планет, электронно-оптические преобразователи  позволяют вести наблюдения в  невидимых инфракрасных лучах, в  телескопах с автоматической корректировкой компенсируется влияние атмосферных  помех. В последние годы все более  широкое распространение получают новые приемники космического излучения – радиотелескопы, позволяющие заглянуть в недра Вселенной намного дальше, чем самые мощные оптические системы.

Существенно обогатила наши представления о  Вселенной радиоастрономия, зародившаяся в начале 30-х гг. нашего столетия.

Существует  также целый ряд астрономических  инструментов, имеющих специфическое  назначение и применяемых для  определенных исследований. К числу  подобных инструментов относится, например, солнечный башенный телескоп, построенный  советскими учеными и установленный  в Крымской астрофизической обсерватории.

Астрономические инструменты для наблюдений устанавливают  на астрономических обсерваториях. Для строительства обсерваторий выбирают места с хорошим астрономическим  климатом, где достаточно велико количество ночей с ясным небом, где атмосферные  условия благоприятствуют получению  хороших изображений небесных светил в телескопах. Как правило, такие  места находят в горах. Атмосфера  Земли создает существенные помехи при астрономических наблюдениях. Постоянное движение воздушных масс размывает, портит изображение небесных тел, поэтому в наземных условиях приходится применять телескопы  с ограниченным увеличением (не более  чем в несколько сотен раз). Из-за поглощения земной атмосферой ультрафиолетовых и большей части длинных волн инфракрасного излучения теряется огромное количество информации об объектах, являющихся источниками этих излучений. На вершинах гор воздух чище, спокойнее, и поэтому условия для изучения Вселенной там более благоприятные.

stud24.ru

Шпаргалка - Современные модели развития Вселенной

Контрольная работа

Современные модели развития Вселенной

Санкт-Петербург, 2009

Введение

С давних времён человека мучил вопрос, как устроен мир, в котором мы живём и откуда он взялся. Придумывались самые невероятные гипотезы. В последнее время человечество очень продвинулось в изучении этого вопроса. Теперь довольно хорошо известно, как устроена Вселенная в очень большой её области. Тем не менее, чем больше мы узнаём о мире, тем больше появляется вопросов. На каждом этапе познания учёные сталкиваются с пределами познавательных возможностей, накладываемых несовершенством инструментов и методов исследования. Эти вопросы, как правило, решаются, но в настоящее время наука в познании мира проникла так далеко, что ограничения в познании с помощью эксперимента и наблюдения накладываются уже самими законами природы.

Поэтому всё больше науке приходится прибегать к помощи философии. Современная космология не возможна без философских подходов, поскольку, на сегодняшний день невозможно заглянуть ни в далёкое прошлое Вселенной, ни в те области, которые удаляются от нас со скоростями, близкими к скорости света.

Вселенная в целом

1.1 Космология – наука о Вселенной

Космология – астрофизическая теория структуры и динамики изменения Метагалактики, включающая в себя и определенное понимание свойств всей Вселенной.

Сам термин «космология» образован от двух греческих слов: cosmos – Вселенная и logos – закон, учение. По своей сути космология представляет собой раздел естествознания, использующий достижения и методы астрономии, физики, математики, философии. Естественнонаучной базой космологии являются астрономические наблюдения Галактики и других звездных систем, общая теория относительности, физика микропроцессов и высоких плотностей энергии, релятивистская термодинамика и ряд других новейших физических теорий.

Многие положения современной космологии кажутся фантастическими. Понятия Вселенной, бесконечности, Большого взрыва не поддаются наглядному физическому восприятию; такие объекты и процессы нельзя зафиксировать непосредственно. Из-за этого обстоятельства складывается впечатление, что речь идет о чем-то сверхъестественном. Но такое впечатление обманчиво, поскольку функционирование космологии носит весьма конструктивный характер, хотя многие ее положения и оказываются гипотетичными.

Современная космология – это раздел астрономии, в котором объединены данные физики и математики, а также универсальные философские принципы, поэтому она представляет собой синтез научных и философских знаний. Такой синтез в космологии необходим, поскольку размышления о происхождении и устройстве Вселенной эмпирически трудно проверяемы и чаще всего существуют в виде теоретических гипотез или математических моделей. Космологические исследования обычно развиваются от теории к практике, от модели к эксперименту, и здесь исходные философские и общенаучные установки приобретают большое значение. По этой причине космологические модели существенно различаются между собой – в их основе зачастую лежат противоположные исходные философские принципы. В свою очередь, любые космологические выводы также влияют на общефилософские представления об устройстве Вселенной, т.е. изменяют фундаментальные представления человека о мире и самом себе.

Важнейший постулат современной космологии заключается в том, что законы природы, установленные на основе изучения весьма ограниченной части Вселенной, могут быть экстраполированы на гораздо более широкие области, а, в конечном счете, и на всю Вселенную. Космологические теории различаются в зависимости от того, какие физические принципы и законы положены в их основу. Построенные на их базе модели должны допускать проверку для наблюдаемой области Вселенной, а выводы теории – подтверждаться наблюдениями или, во всяком случае, не противоречить им.

1.2 Что такое Вселенная?

Вселенная – весь существующий материальный мир, безграничный во времени и пространстве и бесконечно разнообразный по формам, которые принимает материя в процессе своего развития. Вселенная, изучаемая астрономией, – часть материального мира, которая доступна исследованию астрономическими средствами, соответствующими достигнутому уровню развития (эту часть Вселенной называют Метагалактикой).

Ранее ученые полагали, что пространство, в котором находятся звезды, есть абсолютная пустота. Лишь отдельные астрономы время от времени поднимали вопрос о возможном поглощении света в межзвездной среде. И только в самом начале XX столетия немецкий астроном Гартман убедительно доказал, что пространство между звездами представляет собой отнюдь не мифическую пустоту. Оно заполнено газом, правда, с очень малой, но вполне определенной плотностью. Это выдающиеся открытие, так же как и многие другие, было сделано с помощью спектрального анализа.

Почти половину столетия межзвездный газ исследовался главным образом путем анализа образующихся в нем линий поглощения. Выяснилось, например, что довольно часто эти линии имеют сложную структуру, то есть состоят из нескольких близко расположенных друг к другу компонент. Каждая такая компонента возникает при поглощении света звезды в каком-нибудь определенном облаке межзвездной среды, причем облака движутся друг относительно друга со скоростью, близкой к 10 км/сек.

Химический состав межзвездного газа в первом приближении оказался довольно близким к химическому составу звезд. Преобладающими элементами являются водород и гелий, между тем как остальные элементы можно рассматривать как «примеси».

Межзвездный газ в галактиках обычно составляет несколько процентов от полной массы звезд. Больше всего газа встречается в неправильных галактиках (иногда до 50%) и меньше всего в эллиптических галактиках.

Межзвездная пыль, находящаяся в плоскости диска, поглощает свет звезд, и галактика из-за этого кажется пересеченной темной полосой. Межзвездная пыль – это твердые микроскопические частицы вещества размером меньше микрона. Эти пылинки имеют сложный химический состав. Установлено, что пылинки имеют довольно вытянутую форму и в какой-то степени «ориентируются», то есть направления их вытянутости имеют тенденцию «выстраиваться» в данном облаке более или менее параллельно. По этой причине проходящий через тонкую среду звездный свет становится частично поляризованным.

Если по своему составу галактики сходны, то структура наблюдаемых галактик различна. Галактики, в основном, бывают трёх видов: эллиптические (E), спиральные (S) и неправильной формы (Ir).

Проще всего выглядят эллиптические галактики: они ровные, однородные по цвету и симметричные. Их почти совершенное строение наводит на мысль об их существенной простоте, и действительно, параметры эллиптических галактик оказалось легче измерить и подыскать под них теоретические модели, чем сделать это для более сложных родственников этих объектов.

Рассмотрим, например, строение типичной эллиптической галактики. В ее центре находится яркое ядро, окруженное размытым сиянием, яркость которого падает по мере удаления от центра. Как и у всех эллиптических галактик, падение яркости описывается простой математической формулой. Форма контура галактики тоже остается почти одинаковой на всех уровнях яркости. Все изофоты представляют собой почти идеальные эллипсы, центрированные в точности на ядро галактики. Направления больших осей и отношения большой оси к малой почти одинаковы у всех эллипсов.

Фундаментальная простота эллиптических галактик согласуется с предположением о том, что они управляются небольшим числом сил. Орбиты звезд гладкие и хорошо перемешаны и ничто, кроме гравитации, не влияет на их расположение, и никакое непрерывное звездообразование не разрушило их правильности.

В отличие от эллиптических галактик для спиральных характерно наличие диска и балджа (утолщения). Спиральные рукава уступают диску и балджу по количеству содержащихся в них звезд, хотя и являются важными и выдающимися частями галактики. Диск спиральной галактики довольно плоский. Видимые с ребра галактики говорят о том, что толщина типичного диска составляет около 1/10 его диаметра.

С помощью методов моделирования на ЭВМ было доказано, что спиральные галактики представляют собой быстро вращающиеся звездные системы. Причиной образования балдж, которые обладают большинством структурных свойств эллиптических галактик, является то, что звезды начинают образовываться сначала в центральных областях галактик, где плотность самая высокая.

Спиральная структура спиральных галактик возникает из-за того, что внутренняя часть галактики вращается со скоростью, отличной от скорости внешней части и рукава постепенно закручиваются в спиральный узор. Для галактик с возрастом, характерным для окружающих нас галактик, число оборотов узора должно быть очень большим – примерно равным возрасту, деленному на средний период вращения – около 100. Однако у реальных спиральных галактик – по крайней мере у тех, что имеют четкие непрерывные спиральные ветви, наблюдаемая закрутка спирального узора составляет лишь на один-два оборота. Встает вопрос: как это объяснить? Проблема до настоящего времени не разрешена. Ученые отдают предпочтение магнитной, волновой и взрывной гипотезам, учитывающим астрофизическую сторону проблемы.

У многих спиральных галактик есть еще одна замечательная структурная особенность – концентрация звезд в форме бруска (бара), пересекающая ядро и простирающаяся симметричным образом в обе стороны. Данные измерений скоростей в них показывают, что бары вращаются вокруг ядра как твердые тела, хотя, разумеется, они на самом деле состоят из отдельных звезд и газа. Все еще идут споры о движениях газа в этих барах. Некоторые данные свидетельствуют о том, что газ течет наружу вдоль бара, а по другим данным, он течет внутрь. В любом случае, существование баров не удивляет астрономов, изучающих динамику галактик. Численные модели показывают, что неустойчивости в диске вращающейся галактики могут проявляться в форме бара, напоминающего наблюдаемые.

Одна из задач современной астрономии – понять, как образовались галактики и как они эволюционируют.

1.3 Модели Вселенной

Во Вселенной нет ничего единственного и неповторимого в том смысле, что в ней нет такого тела, такого явления, основные и общие свойства которого не были бы повторены в другом теле, другими явлениями.

Теоретическое моделирование имеет важное значение для выяснения прошлого и будущего наблюдаемой Вселенной. В 1922 г. А.А. Фридман занялся разработкой оригинальной теоретической модели Вселенной. Он предположил, что средняя плотность не является постоянной, а меняется с течением времени. Фридман пришел к выводу, что любая достаточно большая часть Вселенной, равномерно заполняемая материей не может находиться в состоянии равновесия: она должна либо расширяться, либо сжиматься. Еще в 1917 г. В.М. Слайдер обнаружил «красное смещение» спектральных линий в спектрах далёких галактик. Подобное смещение наблюдается тогда, когда источник света удаляется от наблюдателя. В 1929 г. Э. Хаббл объяснил это явление взаимным разбеганием этих звездных систем. Явление «красного смещения» наблюдается в спектрах почти всех галактик, кроме ближайших (нескольких). И чем дальше от нас галактика, тем больше сдвиг линий в её спектре, т.е. все звездные системы удаляются от нас с огромными скоростями в сотни, тысячи десятки тысяч километров в секунду, более далекие галактики обладают и большими скоростями. А после того, как эффект «красного смещения» был обнаружен и в радиодиапазоне, то не осталось, никаких сомнений в том, что наблюдаемая Вселенная расширяется. В настоящее время известны галактики, удаляющиеся от нас со скоростью 0,46 скорости света. А сверхзвезды и квадры – 0,85 скорости света. На галактики постоянно действует какая-то сила. В отдаленном прошлом материя в нашей области Вселенной находилась в сверхплотном состоянии. Затем произошел «взрыв», в результате которого и началось расширение. Чтобы выяснить дальнейшую судьбу метагалактики, необходимо оценить среднюю плотность межзвездного газа. Если она выше 10 протонов на 1м3, то общее гравитационное поле метагалактики достаточно велико, чтобы постепенно остановить расширение. И оно смещается сжатием.

Возникли два мнения по поводу состояния Метагалактики до начала расширения. Согласно одному из них первоначальное вещество метагалактики состояло из «холодной» смеси протонов, т.е. ядер атомов водорода, электронов и нейтронов. Согласно второй, температура была очень велика, а плотность излучения даже превосходила плотность вещества. Но после открытия в 1965 г. реликтового излучения А. Тицнасом и Р. Вилсоном предпочтение было отдано второй теории. После была представлена попытка представить ход событий на первых стадиях расширения Метагалактики: через 1с после начала расширения сверхплотной исходной плазмы плотность вещества снизилась до 500 кг/ см3, а t=1013 °С. В течение следующих 100 плотность снизилась до 50 г/см2 температура упала. Объединились протоны и нейтроны => ядра гелия. При t=4000о, это продолжалось несколько сотен тысяч лет. Затем, после того, как образовались атомы водорода, началось постепенное формирование горячих водородных облаков, из которых образовались галактики и звезды. Однако в процессе расширения могли сохраниться сгустки сверхплотного до звездного вещества, а в процессе их распада образовались звезды и галактики. Не исключено, что действовали оба механизма. Понятие Метагалактика не является вполне ясным. Оно сформировалось на основании аналогии со звездами. Наблюдения показывают, что галактики, подобно звездам, группирующиеся в рассеянные и шаровые скопления, также объединяются в группы и скопления различной численности. Вся охваченная современными методами астрономических наблюдений часть Вселенной называется Метагалактикой (или нашей Вселенной). В Метагалактике пространство между галактиками заполнено чрезвычайно разряженным межгалактическим газом, пронизывается космическими лучами, в нем существуют магнитные и гравитационные поля, и возможно невидимые массы веществ.

В 1929 г. Хаббл открыл замечательную закономерность, которая была названная «законом Хаббла» или «закон красного смещения».

Объяснив красные смещения эффектом Доплера (воспринимаемая частота волны зависит от относительной скорости ее источника), ученые пришли к выводу о том, что расстояние между нашей и другими галактиками непрерывно увеличивается. Хотя, безусловно, галактики не разлетаются во все стороны от нашей галактики, которая не занимает никакого особого положения в метагалактике, а происходит взаимное удаление всех галактик. Следовательно, Метагалактика не стационарна.

Промежуток расширения равен 20–13 млрд. лет. Расширение метагалактики является самым грандиозным из известных в настоящие время явлением природы. Это открытие произвело коренное изменение во взглядах философов и ученых. Ведь некоторые философы ставили знак равенства между метагалактикой и вселенной, и пытались доказать, что расширение метагалактики подтверждает религиозное представление о божественности происхождения вселенной. Но Вселенной известны естественные процессы, по всей вероятности это взрывы. Есть предположение, что расширение метагалактики также началось с явления напоминающего. Колоссальный взрыв вещества, обладающего огромной температурой и плотностью.

Эта теория называется теорией «горячей Вселенной». Чтобы сверхплотное вещество превратилось в вещество с близкой плотностью к плотности воды. Через несколько часов плотность почти сравнялась с плотностью нашего воздуха, а сейчас, по истечении миллиардов лет оценка средней плотности вещества в метагалактике приводит к значению порядка 10-28 кг/м3.

Но все эти данные удалось получить только с помощью уникального сложного оборудования позволяющего расширить границы Вселенной. До сих пор человечество совершенствует его, изобретали все более гениальные приборы, но еще на заре цивилизации, когда пытливый человеческий ум обратился к заоблачным высотам, великие философы мыслили свое представление о Вселенной, как о чем-то бесконечном.

Древнегреческий философ Анаксимандр (VI в. до н.э.) ввел представление о некой единой беспредельности, не обладавшей ни какими привычными наблюдениями, качествами, первооснове всего – апейроне (нечто беспредельное, безграничное, бесконечное).

Древнегреческим философам принадлежит ряд гениальных догадок об устройстве Вселенной. Анаксимандр высказал идею изолированности Земли, в пространстве. Эйлалай первым описал пифагорейскую систему мира, где Земля, как и Солнце, обращались вокруг некоего «гигантского огня». Шарообразность Земли утверждал другой пифагореец Парменид (VI–V в. в. до н.э.). Гераклит Понтийский (V–IV в до н.э.) утверждал так же ее вращение вокруг своей оси и донес до греков еще более древнюю идею египтян о том, что само солнце может служить центром вращение некоторых планет (Венера, Меркурий).

Французский философ и ученый, физик, математик, физиолог Рене Декарт (1596–1650) создал теорию об эволюционной вихревой модели Вселенной на основе гелиоцентрализма. В своей модели он рассматривал небесные тела и их системы в их развитии. Для XVII в. в. его идея была необыкновенно смелой. По Декарту, все небесные тела образовывались в результате вихревых движений, происходивших в однородной в начале, мировой материи. Совершенно одинаковые материальные частицы, находясь в непрерывном движении и взаимодействии, меняли свою форму и размеры, что привело к наблюдаемому нами богатому разнообразию природы.

Солнечная система согласно Декарту, представляет собой один из таких вихрей мировой материи. Планеты не имеют собственного движения – они движутся, увлекаемые мировым вихрем. Декарт внес и новую идею для объяснения тяжести: он считал, что в вихрях, возникающих вокруг планет частицы давят друг на друга и тем вызывают явление тяжести (например на Земле). Таким образом, Декарт, первым стал рассматривать тяжесть не как врожденное, а как производное качество тел.

Великий немецкий ученый, философ Иммануил Кант (1724–1804) создал первую универсальную концепцию эволюционирующей Вселенной, обогатив картину ее ровной структуры, и представил Вселенную бесконечной в особом смысле. Он обосновал возможности и значительную вероятность возникновения такой Вселенной исключительно под действием механических сил притяжения и отталкивания и попытался выяснить дальнейшую судьбу этой Вселенной на всех ее масштабных уровнях – начиная с планетной системных и кончая миром туманности.

Эйнштейн совершил радикальную научную революцию, введя свою теорию относительности. Это было сравнительно просто, как и всё гениальное. Ему не пришлось предварительно открыть новые явления, установить количественные закономерности. Он лишь дал принципиально новое объяснение.

Эйнштейн раскрыл более глубокий смысл установленных зависимостей, эффектов уже связанных в некую физико-математическую систему (в виде постулатов Пуанкаре). Заменив в данном случае теорию абсолютности пространства и времени идеей их относительности, которую теперь уже не связывали с идеей абсолютного в пространстве, абсолютной системы отсчета. Такой переворот снимал основное противоречие, создававшее кризисную ситуацию, в теоретическом осмыслении действия. Более того, открылся путь для дальнейшего проникновения в свойства и законы окружающего мира, настолько глубоко, что сам Эйнштейн не сразу осознал степень революционности своей идеи.

В статье от 30.06.1905 г., заложившей основы специальной теории относительности Эйнштейн, обобщая принципы относительности Галилея, провозгласил равноправие всех инерциальных систем отсчета не только в механических, но также электромагнитных явлений.

Специальная или частная теория относительности Эйнштейна явилась результатом обобщения механики Галилея и электродинамики Максвелла Лоренца. Она описывает законы всех физических процессов при скоростях движения близких к скорости света.

Впервые принципиально новые космологические следствия общей теории относительности раскрыл выдающийся советский математик и физик – теоретик Александр Фридман (1888–1925 гг.). Выступив в 1922–24 гг. он раскритиковал выводы Эйнштейна о том, что Вселенная конечна и имеет форму четырехмерного цилиндра. Эйнштейн сделал свой вывод исходя из предположения о стационарности Вселенной, но Фридман показал необоснованность его исходного постулата.

Фридман привел две модели Вселенной. Вскоре эти модели нашли удивительно точное подтверждение в непосредственных наблюдениях движений далёких галактик в эффекте «красного смещения» в их спектрах.

Этим Фридман доказал, что вещество во Вселенной не может находиться в покое. Своими выводами Фридман теоретически способствовал открытию необходимости глобальной эволюции Вселенной.

    продолжение

Современные модели развития Вселенной

2.1 Теории эволюции Вселенной

Существует несколько теорий эволюции:

Теория стационарного взрыва

Главная идея этой теории заключается в следующем: по мере того как галактики удаляются друг от друга при хаббловском расширении, в увеличивающемся пространстве между ними образуется новая материя. Вновь образованная материя со временем самоорганизуется в галактики, которые, в свою очередь, будут удаляться друг от друга, высвобождая пространство для образования новой материи. Таким образом, наблюдаемое расширение было согласовано с понятием «стационарной» Вселенной, сохраняющей свою общую плотность и не имеющей единственной точки образования (наличие которой предполагает теория Большого взрыва).

Теория пульсирующей Вселенной

Теория пульсирующей вселенной, вариант теории большого взрыва, по которому Вселенная проходит последовательные периоды расширения и сжатия. В конце стадии сжатия, когда Вселенная концентрируется в маленьком объеме большой плотности, вероятно, происходит «разлет» Вселенной, называемый взрывом. Таким образом, по этой теории Вселенная бесконечно пульсирует между «Большим взрывом» и «Большим сжатием».

2.2 Большой взрыв

Концепция Большого взрыва появилась с открытием закона Хаббла. Этот закон описывает простой формулой результаты наблюдений, согласно которым видимая Вселенная расширяется, и галактики удаляются друг от друга. Нетрудно, следовательно, мысленно «прокрутить пленку назад» и представить, что в исходный момент, миллиарды лет назад, Вселенная пребывала в сверхплотном состоянии. Такая картина динамики развития Вселенной подтверждается двумя важными фактами.

Космический микроволновой фон

В 1964 году американские физики Арно Пензиас и Роберт Уилсон обнаружили, что Вселенная наполнена электромагнитным излучением в микроволновом диапазоне частот. Последовавшие измерения показали, что это характерное классическое излучение черного тела, свойственное объектам с температурой около –270°С (3 К), т.е. всего на три градуса выше абсолютного нуля.

По сути, Пензиас и Уилсон определили температуру составляющих Вселенной после того, как она остывала на протяжении 15 миллиардов лет: ее фоновое излучение оказалось в диапазоне микроволновых радиочастот.

Исторически это открытие и предопределило выбор в пользу космологической теории Большого взрыва. Другие модели Вселенной (например, теория стационарной Вселенной) позволяют объяснить факт расширения Вселенной, но не наличие космического микроволнового фона.

Изобилие легких элементов

Ранняя Вселенная была очень горячей. Даже если протоны и нейтроны при столкновении объединялись и формировали более тяжелые ядра, время их существования было ничтожным, потому что уже при следующем столкновении с еще одной тяжелой и быстрой частицей ядро снова распадалось на элементарные компоненты. Выходит, что с момента Большого взрыва должно было пройти около трех минут, прежде чем Вселенная остыла настолько, чтобы энергия соударений несколько смягчилась, и элементарные частицы начали образовывать устойчивые ядра. В истории ранней Вселенной это ознаменовало открытие окна возможностей для образования ядер легких элементов. Все ядра, образовывавшиеся в первые три минуты, неизбежно распадались; в дальнейшем начали появляться устойчивые ядра.

Однако это первичное образование ядер на ранней стадии расширения Вселенной продолжался очень недолго. Вскоре после первых трех минут частицы разлетелись так далеко друг от друга, что столкновения между ними стали крайне редкими, и это ознаменовало закрытие окна синтеза ядер. В этот краткий период первичного нуклеосинтеза в результате соударений протонов и нейтронов образовались дейтерий (тяжелый изотоп водорода с одним протоном и одним нейтроном в ядре), гелий-3 (два протона и нейтрон), гелий-4 (два протона и два нейтрона) и, в незначительном количестве, литий-7 (три протона и четыре нейтрона). Все более тяжелые элементы образуются позже – при формировании звезд.

Теория Большого взрыва позволяет определить температуру ранней Вселенной и частоту соударений частиц в ней. Как следствие, мы можем рассчитать соотношение числа различных ядер легких элементов на первичной стадии развития Вселенной. Сравнив эти прогнозы с реально наблюдаемым соотношением легких элементов (с поправкой на их образование в звездах), мы обнаруживаем впечатляющее соответствие между теорией и наблюдениями.

Конечно, далеко не всё изучено: учёные не могут объяснить саму первопричину возникновения Вселенной; не ясно и то, действовали ли в момент ее зарождения нынешние физические законы. Но убедительных аргументов в пользу теории Большого взрыва на сегодняшний день накоплено больше чем в пользу других теорий.

3. Исследование Вселенной в наши дни

Огромное практическое значение науки в XX в. сделало ее той областью знания, к которой массовое сознание испытывает глубокое уважение. Слово науки весомо, и оттого рисуемая ею картина Вселенной часто принимается за точную фотографию реальной действительности, как она есть на самом деле, независимо от нас. Ведь наука и претендует на эту роль – бесстрастного и точного зеркала, отражающего мир в строгих понятиях и стройных математических вычислениях. Однако за привычным, коренящимся еще в эпохе Просвещения доверием к выводам науки, часто забывается, что она – развивающаяся и подвижная система знаний, что способы видения, присущие ей, изменчивы. А это означает, что сегодняшняя картина Вселенной не равна вчерашней.

Впечатляющий прогресс науки о Вселенной, начатый великой коперниканской революцией, уже неоднократно приводил к весьма глубоким, подчас радикальным изменениям в исследовательской деятельности астрономов и, как следствие, в системе знания о структуре и эволюции космических объектов. В наше время астрономия развивается особенно стремительными темпами, нарастающими с каждым десятилетием. Поток выдающихся открытий и достижений неудержимо наполняет ее новым содержанием.

В начале XXI века перед учёными стоят новые вопросы о устройстве Вселенной, ответы на которые они надеются получить с помощью ускорителя – Большого Адронного Коллайдера (БАК).

Большой Адронный Коллайдер. «Большим» он назван из-за своего размера (его периметр составляет примерно 27 км), «адронным» – потому что он ускоряет протоны и тяжелые ядра, которые являются адронами (то есть частицами, состоящими из кварков), «коллайдером» – потому что ускоряются эти частицы в двух пучках, циркулирующих в нём в противоположных направлениях, и в специальных местах сталкиваются друг с другом.

БАК находится на территории Швейцарии и Франции, вблизи Женевы, в туннеле на глубине около 100 метров.

В начале XX века в физике появились две основополагающие теории – общая теория относительности (ОТО) Альберта Эйнштейна, которая описывает Вселенную на макроуровне, и квантовая теория поля, которая описывает Вселенную на микроуровне. Проблема в том, что эти теории несовместимы друг с другом. Эйнштейн многие годы пытался разработать единую теорию поля, но безуспешно, поскольку игнорировал квантовую механику.

В конце 1960-х физикам удалось разработать Стандартную модель (СМ), которая объединяет три из четырёх фундаментальных взаимодействий – сильное, слабое и электромагнитное. Гравитационное взаимодействие по-прежнему описывают в терминах ОТО. Таким образом, в настоящее время фундаментальные взаимодействия описываются двумя общепринятыми теориями: ОТО и СМ. Их объединения пока достичь не удалось из-за трудностей создания теории квантовой гравитации.

БАК дает возможность провести эксперименты, которые ранее было невозможно провести и, вероятно, подтвердит или опровергнет часть этих теорий.

И кто знает, развитие каких новых областей человеческих знаний повлекут за собой предстоящие исследования.

Заключение

Процесс эволюции Вселенной происходит очень медленно. Ведь Вселенная во много раз старше астрономии и вообще человеческой культуры. Зарождение и эволюция жизни на земле является лишь ничтожным звеном в эволюции Вселенной. И всё же исследования, проведенные в нашем веке, приоткрыли занавес, закрывающий от нас далекое прошлое.

Современная научная картина мира динамична, противоречива. В ней больше вопросов, чем ответов. Она изумляет, пугает, ставит в тупик, шокирует. Поискам познающего разума нет границ, и в ближайшие годы мы, возможно, будем потрясены новыми открытиями и новыми идеями.

Список литературы

Лавриненко В.Н. Концепции современного естествознания: учебник/ В.Н. Лавриненко, В.П. Ратникова. – М.: 2006. – 317 с.

Найдыш В.М. Концепции современного естествознания: учебник/ В.М. Найдыш. – М.: 2004. – 622 с.

Садохин А.П. Концепции современного естествознания: учебник/ А.П. Садохин. – М.: 2006. – 449 с.

Новости астрономии, космонавтики, Вселенной. – URL: http://universe-news.ru (Дата обращения 08.10.09)

www.ronl.ru

Курсовая работа - «Физические методы исследования в астрономии»

Муниципальное образовательное учреждение

средняя общеобразовательная школа №11

РЕФЕРАТ

по астрофизике

на тему:

«Физические методы исследования

в астрономии»

Выполнил:

ученик 10Б класса

Лобышев Д. С.

учитель:

Михайлова Л.В.

Тверь, 2010г.

Глава 1. Гамма — и рентгеновская астрономия.

1.1. Новые методы исследования Вселенной.

Астрономия в наши дни бурно развивается. Однако сам по себе этот факт отнюдь не служит отличительной особенностью именно середины XX в. По сути дела, быстрый прогресс астрономии начался с той знаме­нательной ночи 7 января 1610 г., когда Галилей впервые направил свой телескоп в небо.

Галилей изготовлял телескопы (подзорные трубы) своими руками и наблюдения были им начаты с трубой, дававшей лишь 30-кратное увеличение. Чтобы отдать должное величию астрономических исследований Галилея, достаточно напомнить, что он открыл четыре наиболее ярких спутника Юпитера, фазы Венеры, горы на Луне и пятна на Солнце. Дальнейшее развитие астрономии можно охарактеризовать целым рядом достижений, но мы ограничимся указанием на возможность «измерить» успехи астрономии почти за 350 лет (от времени Галилея до середины нашего века) просто диаметром телескопов. Лучшие трубы Галилея имели диаметр лишь немного превосходивший 5 см, их длина равнялась примерно 1 м. Самый большой современный телескоп, вступивший в строй в 1948 г., имеет зеркало диаметром 5 м. Таким образом, угловое разрешение и светосила телескопов возросли соответственно примерно в 100 и 10 000 раз.

Но одно оставалось в астрономии неизменным с давних времен, ког­да наблюдения проводились только невооруженным глазом, до послед­него времени — все наблюдения велись только через «оптическое окно прозрачности» в атмосфере. Как известно, атмосфера пропускает электро­магнитные волны с длиной, большей ~3000 Å=0,3 мк и меньшей несколь­ких десятков микрон. Человеческий глаз чувствителен лишь к еще более узкому участку спектра — от 0,4 до 0,75÷0,8 мк. Из-за этого большая часть наблюдений проводилась в видимом свете, а исследования в близкой ультрафиолетовой и инфракрасной областях, еще возможные с земной поверхности, играли второстепенную роль.

В то же время во Вселенной возникают и несут информацию электро­магнитные волны всех диапазонов, с длиной от сотен метров до ничтожных долей ангстрема. Поэтому и без специальных доказательств яс­но, что наблюдение Вселенной только через оптическое окно прозрач­ности чрезвычайно обедняет картину.

В атмосфере помимо оптического окна прозрачности существует «радиоокно». Ему отвечают волны длиной от нескольких миллиметров до десятков метров (для более длинных волн земная атмосфера уже непроз­рачна или, во всяком случае, не всегда прозрачна). Меньше чем за 20 лет радиоастрономия колоссально развилась и сама уже делится на ряд направлений: метагалактическую и галактическую радиоастрономию, солнечную радиоастрономию, лунно-планетную и радиолокационную радио­астрономию. Об успехах, достигнутых в каждой из этих областей, напи­сано уже немало статей.

С запуском спутников и космических ракет появилась возможность исследования, так сказать, прямыми методами (примером может служить измерение концентрации электронов в межпланетной среде, осуществлен­ное на ракетах), а также возможность развивать астрономию на спутни­ках и ракетах. Аппаратура, установленная на спутниках и ракетах, может регистрировать радиоволны, лежащие вне радиоокна прозрачности (т. е. волны короче нескольких миллиметров и длиннее десятков и сотен мет­ров), далекое инфракрасное излучение (длина волны от десятка микрон до радиодиапазона) и все электромагнитные волны короче 0,3 мк, т. е. ультрафиолетовые, рентгеновские и γ-лучи. Наконец, на спутниках и ракетах ведется регистрация первичных космических лучей, в основном протонов и ядер различных элементов с энергией, превосходящей сотни миллионов электронвольт. В первичных космических лучах присутствуют также электроны и позитроны. Космические лучи несут ценную астрономическую информацию.

Итак, действительно, можно утверждать, что оптическая астрономия утратила свое почти монопольное положение, открыты новые окна во Вселенную.

В этой статье мы остановимся несколько подробнее только на двух родственных между собой новых астрономических направлениях — на гамма- и рентгеновской астрономии.

1.2. Гамма-астрономия.

Между гамма (γ)- и рентгеновскими лучами, как известно, не существует никакой резкой границы. Будем поэтому условно называть γ -лучами электромагнитное излучение, которому отвечают кванты (фотоны) с энер­гией большей 0,1 Мэв=100 000 эв или с длиной волны γ, меньшей 0,1 Å. Существенная разница между гамма- и рентгеновскими лучами со­стоит в том, что они обычно имеют разное происхождение. Так, рентге­новские лучи испускаются достаточно тяжелыми атомами при переходах электронов между энергетическими уровнями, отвечающими глубоким электронным оболочкам. Кроме того, рентгеновское излучение возникает при торможении достаточно быстрых, но еще не релятивистских электронов. В отличие от этого, γ -лучи испускаются в результате других процессов, которые мы сейчас перечислим.

1. При некоторых переходах между уровнями в атомных ядрах возникают γ -лучи с энергией примерно до 10 Мэв .

2. γ -лучи образуются при аннигиляции пары электрон — позитрон. При этом, если электрон и позитрон имеют малую скорость и аннигилируют в вакууме, обычно возникает только два γ -фотона, причем энергия каждого из них mc2 =0,51 Мэв, где m=9,1∙10-28 г— масса эле­ктрона.

3. Они возникают также при торможении электронов, скорость которых приближается к скорости света, например, в результате их соударения с протонами или покоящимися электронами. При этом возникает электромагнитное излучение, которому отвечают фотоны с энергией Еλ ≤ Е. Таким образом, на основании принятой нами границы между γ- и рентгеновскими лучами, тормозные γ -лучи образуются электро­нами с энергией Е, большей 0,1 Мэв.

4. Электроны с достаточно большой энергией генерируют γ -лучи и в результате рассеяния на оптических (световых) фотонах (так называемый комптон-эффект).

В этом последнем процессе быстро движущиеся электроны при столкновении со световыми фотонами передают им часть своей энергии.

В результате энергия рассеянных фотонов оказывается в среднем в (Е/mc2 )2 раз больше их энергии до рассеяния. Так, световые фотоны с энергией около 1 эв при рассеянии на релятивистских электронах, имеющих энергию Е >300 mс2 =150 Мэв, образуют γ -лучи с энергиями Еγ >0,1 Мэв.

5. При столкновениях космических лучей с ядрами межзвездного газа образуются нейтральные и заряженные π-мезоны. Нейтральные мезоны очень быстро распадаются, порождая два γ -фотона. Энергия этих фотонов зависит от скорости, с которой движется до распа­да π°-мезон, и от направления вылета, но практически всегда превы­шает 50 Мэв.

Таким образом, если не говорить о ядерных и аннигиляционных γ-лучах со сравнительно малой энергией, основную роль в генерации γ-излучения играют быстрые частицы и в первую очередь космические лучи, включая их электронную компоненту.

Интенсивность γ -лучей, возникающих в некоторой области Вселенной, очевидно, пропорциональна как интенсивности генерирующих их космических лучей, так и концентрации газа (или световых фотонов в случае процесса 4) в этой области. О характере распределения межзвездного газа некоторые сведения уже получены методами оптической и радио­астрономии.

Что касается распределения космических лучей во Вселенной, то здесь также имеются определенные данные, особенно, когда речь идет о нашей звездной системе — Галактике.

В отличие от космических лучей, γ -лучи распространяются во Вселенной прямолинейно и практически без поглощения. Поэтому их наблюдение в принципе позволяет непосредственно изучать пространственное распределение космических частиц, порождающих эти лучи, а возможно, также и уточнить имеющиеся сведения о плотности межзвездного и меж­галактического газа.

Особенно интересны при этом возможности, которые открывает гам­ма-астрономия для изучения Метагалактики. О космических лучах в Метагалактике, т. е. за пределами Галактики, еще очень мало известно. Но уже первые результаты гамма-астрономии позволили здесь сделать некоторые важные выводы.

Выполненные на американском спутнике «Эксплорер XI» измерения интенсивности γ -лучей с энергией больше 50 Мэв установили верхний предел для их потока из космоса, равный примерно десяти фотонам на 1 м2 в секунду.

Анализ этих данных показывает, что интенсивность электронной компоненты космических лучей в Метагалактике существенно меньше (по крайней мере в 30 раз), чем в Галактике. В противном случае в результате рассеяния электронов на световых фотонах, излучаемых звездами и галактиками, поток γ -лучей был бы выше установленного на опыте верхнего предела.

Малая интенсивность электронной компоненты делает весьма вероятным, что и полная интенсивность космических лучей (включая протоны и более тяжелые ядра) в Метагалактике также мала. Окончательно этот вывод может быть проверен при дальнейшем повышении точности экспе­риментов по наблюдению космических γ -лучей и, в частности, после оцен­ки интенсивности от упомянутого выше процесса рождения и распада π°-мезонов.

Метагалактическое γ -излучение приходит к нам равномерно со всех сторон. Наоборот, γ-излучение галактического происхождения уже неизотропно. Например, галактические γ -лучи, образующиеся при распаде π°-мезонов, будут в основном приходить от центра Галактики, ибо именно в этом направлении сосредоточено больше всего межзвездного газа .

Помимо общего метагалактического и галактического γ-излучения, которое генерируется в межгалактическом и межзвездном пространстве, большой интерес представляет излучение γ -лучей от отдельных, так называемых дискретных, источников. Во Вселенной существует целый ряд образований (сверхновые звезды, радиогалактики, нестационарные ядра галактик и так называемые сверхзвезды или квазары), для которых характерны мощные взрывные процессы с большим выделением энергии. Такие объекты могут быть источниками интенсивного γ -излучения. Прием γ- лучей от дискретных источников позволит, разумеется, пролить свет на природу этих источников, или по крайней мере получить о них важные сведения.

Итак, допустим, что оптическое излучение квазаров магнитотормозное и, естественно, подумаем, как же проверить эту гипотезу. Сделать это по ряду причин нелегко и один из перспективных путей здесь состоит в использовании гамма-астрономии. Дело в том, что квазары очень яркие и в то же время сравнительно небольшие объекты (их размер, по-видимому, меньше светового года, в то время как диаметр нашей Галактики дости­гает 100 000 световых лет). По обеим причинам, как это сразу ясно, вблизи излучающей поверхности квазара должно быть очень много оптических фотонов. Поэтому там с большой вероятностью будет происходить рассея­ние релятивистских электронов на фотонах. Значит, если оптическое из­лучение квазаров имеет магнитотормозную приро­ду, т.е. вызывается релятивистскими электронами, то эти же самые электроны будут в результате рассеяния на оптических фотонах давать много γ-лучей. Другими словами, квазары могут ока­заться не только замечательными оптическими источниками, но и наиболее сильными источни­ками γ -лучей. К сожалению, такое излучение квазаров еще не пытались принимать, к тому же эта задача может оказаться особенно трудной, если размер квазаров несколько больше, а кон­центрация фотонов у поверхности соответственно меньше, чем мы ожидаем. Но одно несомненно уже сейчас: прием γ-излучения от дискретных источ­ников — дело далеко не безнадежное; наоборот, такой прием может открыть новые горизонты в астрономии.

Для того чтобы эта возможность не показа­лась слишком проблематичной, укажем, что γ-излучение от одного «дискретного источника» не только может приниматься, но и фактически уже обнаружено. Речь идет о Солнце. Едва ли нужно подчеркивать то исключительное значение, ко­торое имеют происходящие на Солнце процессы для жизни и практи­ческой деятельности людей. Особый интерес вызывают при этом вспышки на Солнце, приводящие к образованию потоков горячей плазмы, косми­ческих лучей, рентгеновских лучей и мощного радиоизлучения. Недавно было установлено, что во время вспышек генерируются также γ -лучи (за­регистрировано было γ-излучение с энергией около 0,5 Мэв). Несомненно, гамма-телескоп прочно займет место среди приборов, служащих для изу­чения Солнца.

Развитие гамма-астрономии связано с подъемом соответ­ствующей аппаратуры (ее можно назвать «гамма-телескопом») на спутни­ках и ракетах. И действительно, основной метод в гамма-астрономии — это установка на спутниках и ракетах различного типа счетчиков, исполь­зуемых в ядерной физике для регистрации γ-лучей. Такой путь, однако, не является единственным. Космическое γ-излучение с достаточно высокой энергией можно фиксировать также в земной атмосфере по создаваемым им вторичным продуктам («ливням» из электронов, позитронов и более мягких " γ-лучей). Если учесть успехи в области запуска спутников и ракет, а также разнообразие методов регистрации γ –лучей и создаваемых ими вторичных частиц, станет ясной возможность конструирования все более совершенных гамма-телескопов.

1.3. Рентгеновская астрономия.

Во время солнечных вспышек образуются, в числе других проявлений солнечной активности, также и рентгеновские лучи (о чем мы уже упоминали). Солнечные рентгеновские лучи уже многократно наблюдались (на­чиная с 1948 г.) и принесли ценные сведения о процессах, разыгрывающихся в солнечной атмосфере. Здесь речь идет, однако, об одной из сторон единого явления, изучаемого разными методами — оптическим, ра­диоастрономическим, по вариациям космических лучей и т. д. Поэтому о солнечном рентгеновском излучении правильнее всего рассказывать в статье, посвященной физике Солнца. Мы же этой темы подробнее касаться не будем, тем более, что уже открыто и большое внимание привлекает к себе космическое рентгеновское излучение несолнечного происхождения.

Опыты, проведенные на ракетах в 1962 и 1963 гг., позволили обнаружить изотропное («фоновое») рентгеновское излучение, приходящее со всех сторон почти равномерно. При этом в интервале длин волн между 2 и 8 Å (это соответствует энергии фотонов между 1,5 и 6 кэв) «рентгеновс­кий телескоп», состоящий из счетчиков фотонов, регистрирует примерно 20 фотонов, падающих в 1 сек, на 1 см2 поверхности счетчика. Кроме того, были обнаружены дискретные источники рентгеновского излучения в соз­вездиях Скорпиона и Тельца, а также еще около двух десятков менее яр­ких рентгеновских источников. Поток рентгеновских фотонов от упомя­нутых двух источников составляет соответственно 20 и 2,5 фотона на 1 см2 в 1 сек (в интервале длин волн между 2 и 8 Å).

Какова же природа космического рентгеновского излучения, и в особенности «дискретных источников», которые условно можно было бы назвать «рентгеновскими звездами»? На этот вопрос еще не получено впол­не определенного ответа. Рентгеновские лучи, как и γ-излучение, могут генерироваться электронами в результате их торможения при соударении с ионами или путем рассеяния электронов на оптических фотонах. Разни­ца здесь только та, что рентгеновские лучи образуются электронами со сравнительно небольшой энергией (скажем, меньше 1 Мэв), о количестве которых в разных областях Вселенной мы практически ничего не знаем. Впрочем, последнее обстоятельство лишний раз свидетельствует о цен­ности методов рентгеновской астрономии, позволяющей получить данные об электронах с соответствующей энергией. Конкретно наблюдаемое изотропное рентгеновское излучение вполне могло бы образовываться в межгалактическом пространстве именно за счет рассеяния этих электронов на оптических фотонах. Вполне возможно также, что «рентгеновский фон» на самом деле представляет собой излучение большого числа слабых (и поэтому неразрешаемых аппаратурой) метагалактических источников. Хотя этот вопрос весьма интересен и здесь имеются пути для продвижения вперед (в первую очередь речь идет о спектральных наблюдениях и подт­верждении факта изотропности излучения), значительно большую остроту приобрела проблема дискретных рентгеновских источников. Объясняется это рядом причин и, в частности, тем, что такими источниками могут быть нейтронные звезды, привлекающие к себе внимание (но пока только в теории!) уже около 30 лет.

При сгорании ядерного топлива, поддерживающего свечение звезд, они постепенно сжимаются и превращаются в звезды-карлики, состоящие из плотного ионизованного газа. Однако при дальнейшем остывании звез­ды, как показывают расчеты, может оказаться энергетически выгодным переход ее в нейтронное состояние. Это значит, что протоны соединяются с электронами и, испуская нейтрино, превращаются в нейтроны ( процесс р+е- →n+v). В нейтронном состоянии звезда обладает примерно такой же плотностью, как атомные ядра — речь идет о средней плотности, рав­ной примерно 1014 г/см3, т. е. около ста миллионов тонн в 1 см3. Поэтому звезда с массой Солнца при переходе в нейтронное состояние будет иметь радиус всего порядка 10 км, в то время как радиус видимой глазом сол­нечной фотосферы составляет 700 000 км (средняя плотность Солнца рав­на примерно плотности воды, т. е. 1 г/см3 ). Количество света, испускаемо­го звездой, очевидно, пропорционально площади ее поверхности, т. е. квадрату ее радиуса. В этой связи, если бы Солнце превратилось в нейт­ронную звезду (это в нашу эпоху заведомо невозможно), то при той же температуре поверхности (фотосферы) оно стало бы излучать в миллиарды раз меньше света. Именно по подобной причине долгое время казалось, что наблюдать нейтронные звезды невозможно, если только они каким-то чудом не окажутся расположенными совсем близко от нас.

За последние три-четыре года стало ясно, однако, что этот вывод неверен; действительно, при своем образовании нейтронная звезда нагревается и в течение некоторого времени вполне может быть зна­чительно горячее, чем солнечная фотосфера, температура которой около 6000 градусов. Но чем тело горячее, тем оно больше излучает — в тепло­вом равновесии энергия электромагнитного излучения пропорциональна Т4, где Т — температура поверхности. Далее, чем тело горячее, тем более коротковолновое излучение оно в основном испускает, так что для максимума в спектре произведение длины волны λ на температуру Т остается постоянным (закон смещения Вина). Легко сообразить отсюда, что звезда с температурой в 10 млн. градусов будет в основном излучать уже рентгеновские лучи. Мощность этого излучения так велика, что существующими «рентгеновскими телескопами» можно было бы заметить нейтронную звезду, находящуюся на расстоянии в тысячи световых лет. Так не явля­ются ли источники рентгеновских лучей в Скорпионе и Тельце горячими нейтронными звездами?

Этот вопрос привлек к себе пристальное внимание астрономов и физиков во многих странах. На первый взгляд кажется, что гипотезу о нейтронной природе «рентгеновских звезд» легко проверить. Так, нейтронные звезды настолько малы, что связанный с ними рентгеновский источник должен казаться точечным при самом высоком угловом разрешении. Кро­ме того, частотный спектр теплового излучения хорошо известен и поэтому можно в принципе выяснить, тепловой источник или нет (излучение нейт­ронных звезд должно быть тепловым). Не следует, однако, забывать о слабостях только что родившихся рентгеновской и гамма-астрономии. Существующие приборы не способны еще осуществить сколько-нибудь детальный спектральный анализ, а низкое угловое разрешение — бук­вально «ахиллесова пята» этих новых ветвей астрономии.

По всей вероятности, рентгеновское излучение Крабовидной туманности, подобно радио- и большей части оптического излучения этой туман­ности, имеет магнитотормозную природу. Окончательно доказать это предположение можно будет только в результате более подробного исследования, в частности, определения спектра излучения или выявления его поляризации. Но каков бы тут ни был ответ, обнаружение рентгеновского излучения от разлетающейся оболочки сверхновой звезды имеет выдаю­щееся значение.

Гамма- и рентгеновская астрономия только что зародились; в этой области, если не говорить о приеме рентгеновского излучения Солнца, проведено всего несколько экспериментов. Но уже эти первые шаги свидетельствуют о том, что появился новый, весьма перспективный метод изучения Вселенной. Более того, возможно, что в ближайшие годы гамма- и рентгеновская астрономия окажут неоценимые услуги для развития астрономии в целом.

Это открытие, а также ряд других результатов, выдвинули рентгеновскую астрономию на «передний край» астрономии сегодняшнего дня. Можно полагать, что уже в ближайшие годы рентгеновская астрономия будет бурно развиваться, а затем станет равноправным «партнером» с оптической и радиоастрономией.

Глава 2. Инфракрасная астрономия на воздушных шарах.

Телескопы, поднятые на большую высоту, регистрируют излучение, которое никогда не достигает поверхности Земли. Выполненные с их помощью наблюдения инфракрасного излучения указывают на то, что облака, окружающие Венеру, состоят из кристаллов льда.

Земная атмосфера экранирует поверхность Земли от глубин космического пространства. Это имеет как положительную, так и отрицатель­ную стороны. С одной стороны,— это спасение для организмов, развиваю­щихся на Земле. Азот, кислород и озон атмосферы поглощают ультра­фиолетовое излучение и рентгеновские лучи, экранируя таким образом Землю от жестких компонент коротковолновой части электромагнитного спектра Солнца. Помимо этого, водяные пары и углекислый газ поглощают длинноволновую часть инфракрасного излучения, испускаемого Землей, и тем самым поддерживают умеренную температуру ее поверхности. С другой стороны, атмосфера не пропускает большую часть излучения, которое приносит человеку сведения о космосе. Возможности расположен­ных на Земле телескопов весьма ограничены. Они могут регистрировать лишь излучение, которое проходит через так называемые «окна» прозрач­ности в атмосфере: одно окно в видимой области спектра, другое в радио­области, и несколько в инфракрасной области .

В последнее время астрономы предприняли ряд попыток преодолеть атмосферную «изоляцию». На самолетах и воздушных шарах они подняли астрономические приборы в верхние слои атмосферы; с помощью ракет и других космических кораблей они послали свои инструменты за ее пре­делы. Уже сейчас наблюдения, которые удалось сделать благодаря при­менению этой новой техники, значительно расширили наши астрономиче­ские познания. Ракеты оказались особенно полезными для исследования ультрафиолетового и рентгеновского излучения. Оборудование, необхо­димое для регистрации этих лучей, малогабаритное и малоинерционное. Для исследований же инфракрасной области спектра наиболее пригодными оказались воздушные шары. Медленность их полета позволяет в течение длительного времени проводить наблюдения почти в неподвижном со­стоянии, что необходимо для регистрации излучения больших длин волн (и следовательно малых энергий). Кроме того, на воздушных шарах можно поднимать сравнительно большие телескопы и спектрометры на такую высоту, что под ними остается 99,9% всех водяных паров, уменьшающих прозрачность земной атмосферы.

Поэтому не откроют ли нам наблюдения в инфракрасных лучах тайну скрытого облаками ядра Галактики? По моему мнению, отвечая на эти и многие другие вопросы, исследования космического инфракрасного излучения могут значительно расширить наши астрофизические познания.

Группа, работавшая в Университете Джона Гопкинса, впервые занялась исследованиями инфракрасного излучения на воздушных шарах в 1956 г., когда Ширли Сильвермен, Фрэнк Б. Изаксон и Малькольм Росс из Научно-исследовательского отдела Военно-морских сил США обрати­лись к нам с вопросом, нет ли у нас какого-нибудь астрономического про­екта, для осуществления которого можно было бы использовать двухмест­ный высотный воздушный шар Военно-морских сил США. Нашей первой мыслью было исследовать инфракрасное излучение Солнца, отраженное Марсом и Венерой. Сферическая герметизированная гондола воздушного шара Военно-морских сил США — это, конечно, не самое подходящее место для установки телескопа, оборудованного спектрометром. Однако перспективы наблюдений были столь заманчивы, что вскоре мы придумали способ, как осуществить эти наблюдения.

Мы решили приспособить для наших целей телескоп шмидтовского типа: рефлектор с прозрачной корректирующей пластиной. Главное зер­кало телескопа имело диаметр 40,6 см , хотя фактически использовалось только 30,5 см. Чтобы придать зеркалу и корректирующей пластине (имев­шей 30,5 см в диаметре) устойчивость к растяжениям и сжатиям, возника­ющим при изменении температуры, они были изготовлены из плавленого кварца.

Благодаря такой системе достаточно было вручную грубо нацелить тяжелый телескоп на нужную планету, после чего он мог сдвигаться относительно «мишени» на целых 3°. Изображение планеты перемещалось при этом случайным образом по фокальной поверхности главного зеркала. Однако к этому моменту цель уже «поймана» сервоуправляемым оптическим реле. Это реле неизменно следит за перемещающимся первичным изображением и создает вторичное изображение, которое уже не сдвигается относительно неподвижной точки карданова подвеса более чем на 3". Это вторичное изображение отражается затем управляемым зеркалом и фокусируется на входной щели спектрометра.

На первом месте исследований на пилотируемых воздушных шарах стояли исследования инфракрасного излучения Марса. В 1958 г. было противостояние Марса, и он находился близко к Земле, но провести полет в это благоприятное для наблюдений время не удалось, в основном из-за неисправности полиэтиленовой оболочки воздушного шара. Лишь в конце ноября 1959 г. воздушный шар, пилотируемый Россом, с К. В. Муром на борту в качестве наблюдателя, успешно поднял нашу аппаратуру на высоту 24 384 м. К этому времени противостояние Марса уже давно кончилось, и объектом наших исследований стала Ве­нера. По нашим оценкам, в пространстве между воздухоплавателями и их мишенью содержалось не более 0,1% всех водяных паров, присутствующих в атмосфере Земли. Когда телескоп был направлен на Венеру, наблюдатели зарегистрировали линии поглощения в спектре инфракрасного излучения Солнца, отраженного Венерой. Расположение линий поглощения в полу­ченном спектре указывало на поглощение водяным паром. Однако наблюдавшееся поглощение не превышало 5% от фона, создава­емого отраженным солнечным излучением, а пределы экспериментальных ошибок составляли ±4%. Эта неопределенность возникла из-за колебаний гондолы, которые были вызваны как деятельностью ее обитателей, так и, главным образом, ненормальными движениями воздушного шара — столь сильными, что они едва не погубили весь эксперимент. Замечательно, что Россу и Муру удалось получить хоть какие-нибудь результаты, и мы были очень довольны, что наша аппаратура работала так хорошо. Нужно ска­зать, однако, что колебания зарегистрированного излучения были столь велики, что ставили наше открытие под сомнение.

К счастью для прогресса астрономии, Мартин Шварцшильд, пионер в области подъема телескопов на воздушных шарах, добился значительных успехов. В 1963 г. инфракрасная аппаратура, установленная на его автоматическом стратостате «Стратоскоп II», обнаружила водяной пар в атмосфере Марса. Поэтому, когда в феврале 1964 г. вся аппаратура была вновь подго­товлена для полета, и снова избрали в качестве мишени Венеру.

«Солнцечувствительная» следящая система, сконструированная нами для дневных полетов, мог­ла лишь приблизительно направить телескоп на Венеру. Для того чтобы при­вести аппарат в положе­ние, необходимое для наблюдений, требовалась вторая, более точная следящая система. Такой прибор, получивший название «Бета-ро система», был создан Мурком Боттема. Прибор можно было запрограммировать заранее на все время полета, причем он мог сам исправить любую ошибку в программировании. Основную часть датчика составлял светочувствительный элемент, наводившийся на Солнце и укрепленный под углом к длинной оси телескопа, равным углу между Солнцем и Венерой на большом круге небесной сферы. Изменения этого угла, возникающие в результате перемещения места наблюдения по Земле, пренебрежимо малы. Кроме того, в выбранный нами для полета день Венера должна была находиться в идеальном положении для наблюдений, и этот угол мало менялся в зависимости от времени дня.

Таким образом, фактически один элемент в нашей системе датчиков был постоянным .

Солнечный датчик был все время направлен на Солнце, но перед ним помещалась призма, которая могла поворачиваться вокруг оси, параллель­ной длинной оси телескопа. В отличие от угла большого круга, угол поворота призмы менялся в зависимости от географического положения воз­душного шара и времени дня: он должен был быть задан для данного времени и места нахождения воздушного ша­ра, которые можно предска­зать, зная направление и скорость ветра в верхних слоях атмосферы. Если в прогнозе будет сделана ошиб­ка, то вращение призмы во­круг оси создаст корректиру­ющую развертку. В небесной геометрии Венера должна лежать на дуге круга, радиус которого определяется углом на большом круге между Солнцем и Венерой, независимо от географиче­ского положения прибора. Это обстоятельство было ис­пользовано при конструиро­вании системы точного наве­дения. Если к тому моменту, когда воздушный шар до­стигнет высоты, на которой должны производиться на­блюдения, его географические координаты не будут совпа­дать с расчетными, то вра­щающаяся призма будет при­ведена в движение. Это в свою очередь заставит сервомеха­низмы, управляющие телескопом, вращать его в режи­ме кругового поиска до тех пор, пока Венера не ока­жется прямо перед следя­щим телескопом, который контролирует оптическое реле телескопа.

Воздушный шар двигался не по тому курсу, который был вычислен на основании прогноза ветровой обстановки. К тому моменту, когда аппара­тура начала осуществлять точное наведение на Венеру, воздушный шар находился на расстоянии 160 км от ожидаемого положения. Поэтому приз­ма солнечного датчика была приведена в движение в режиме кругового поиска. Вначале поиск осуществлялся в неправильном направлении, но всего через 9 мин призма направила следящий телескоп на Венеру. После того как планета была «поймана», в течение следующих 2 час за ней осуществлялось надежное слежение.

Этот полет был предпринят с единственной целью: измерить величину отраженного Венерой инфракрасного излучения Солнца в тех участках спектра, где находятся линии поглощения водяного пара. Обычно для таких измерений в спектроскопии применяется один из следующих двух методов. Как известно, спектрометр разлагает падающее излучение в спектр с помощью дифракционной решетки. Для того чтобы направлять на детектирующее устройство инфракрасное излучение различных длин волн, можно либо двигать взад и вперед дифракционную решетку, оставляя неподвижной щель, либо, наоборот, оставляя решетку неподвижной — передвигать щель.

Мы выбрали, однако, третью альтернативу. Благодаря остроумному предложению В. С. Бенедикта, в нашем спектрометре была не одна, а 23 щели, причем их расположение в точности соответствовало располо­жению линий поглощения водяного пара в инфракрасной части спектра в области длин волн около 1,13 мк. Это позволило значительно увеличить количество энергии, проходящей через спектрометр: одна щель, пропускающая столько же энергии, сколько 23 щели, была бы такой широкой, что не смогла бы различить разные линии поглощения. Для того, чтобы сравнить поглощение на длинах волн, соответствующих этим 23 линиям, с поглощением в соседних областях, щели передвигались взад и вперед вдоль спектра один раз каждые 10 сек. Полученные таким образом показа­ния спектрометра, не были похожи на обычный спектр поглощения, в кото­ром линии поглощения распределены в определенном порядке. Результаты измерений просто указывали, превышает ли поглощение на всех длинах волн, соответствующих линиям водяного пара, поглощение в соседних областях. Фактически мы пожертвовали спектром, чтобы по­лучить количественные химические результаты.

Если нужны еще доказательства того, что данные, полученные при наблюдении Венеры, подлинные, а не являются результатом поглощения земными водяными парами, и что весь водяной пар (за исключением 1 /20 части), обнаруженный во время февральского поле­та, действительно присутствует в атмосфере Ве­неры, то можно сослаться и на другие наблюдения. Именно, проводилось срав­нение предсказанного и наблюдаемого доплеров-ского сдвига линий по­глощения, возникающего в результате движения Венеры относительно Зем­ли. Вильям Пламмер заме­тил, что за один цикл три из щелей нашего спектро­метра будут пересекать линию, которая совпадает с одной из линий испу­скания элемента ртути 11 287 Å или 1,1287 мк). Это позволило ему исполь­зовать для сравнения ртутную лампу. Он закрыл две из этих трех щелей (рис. 20). В конце каж­дого цикла через третью щель на записывающее устройство попадал свет с длиной волны, соот­ветствующей ртутной линии. Таким образом, получался фиксирован­ный стандарт, относительно которого можно было измерять сдвиг линий водяного пара. По теоретическим расчетам доплеровский сдвиг должен был равняться 0,495 Å; измерения, выполненные во время февральского полета, дали 0,49 А±10%. Как видно, результаты этих независимых изме­рений очень хорошо согласуются с теорией. Поэтому едва ли есть основа­ния сомневаться в точности других спектрометрических наблюдений.

После того как февральский полет был успешно завершен, мы решили, что теперь следует попытаться применить нашу инфракрасную аппаратуру для определения природы облаков в атмосфере Венеры. Из какого именно вещества состоит этот непрозрачный слой? Из воды? Или, может быть, изо льда, пыли или даже сложных полимеризованных органических молекул? К этому времени наш телескоп был существенно усовершенствован, и это придавало нам уверенность в том, что мы сможем решить поставленную задачу.

Для того чтобы проанализировать окружающие Венеру облака, нужно было расширить диапазон наших инфракрасных исследований вплоть до длин волн около 3,5 мк. Однако кварцевая корректирующая пластина нашего телескопа была непрозрачна для волн, длина которых меньше З мк. В связи с этим шмидтовская пластина была заменена новой корректирую­щей системой. В ней использовались только зеркала, и поэтому она эффек­тивно действовала при любых длинах волн инфракрасного излучения. Эта система была сконструирована и построена Е. В. Сильвертуфом из Компании Кастой Инструменте.

Запуск нашей усовершенствованной аппаратуры был осуществлен 28 октября 1964 г.. Мы не только модифицировали телескоп, но и переделали спектрометр так, чтобы специально приспособить его для получения инфракрасных спектров облачного слоя Венеры. Частая дифракционная решетка, использовавшаяся во время февральского полета, была заменена более грубой. Это позволило нам получить более широкий спектр. Три детектора, установленные один подле другого, действовали как три независимые щели. Дифракционная решетка перемещалась взад и вперед, а детекторы пересекали различные спектральные линии. Таким образом, мы могли регистрировать инфракрасные волны длиной от 1,7 до 3,4 мк одновременно всеми тремя детектирующими трубками.

На высоте 26 212 м система автоматического наведения телескопа навела его на Венеру, после чего следящая система удерживала планету в поле зрения телескопа более трех часов. Спектрометр снимал не только инфракрасные спектры Венеры, но для сравнения и спектр солнечного излучения. Впоследствии это дало нам возможность определить спектральные характеристики планеты.

В настоящее время конструируется инфракрасный телескоп с апертурой 1,2 м. Его размеры в четыре раза превышают размеры нашего тепе­решнего телескопа. Его намереваются использовать этот более крупный телескоп для исследований на воздушных шарах. Однако инфракрасная астрономия не должна ограничиваться только наблюдениями из верхних слоев атмосферы. Значительный вклад в исследование инфракрасного излучения внесли высокогорные обсерватории. Например, Вильяму М. Синтону удалось в 1952 г. сделать с помощью 5-м телескопа, установленного в Паломарской обсерватории, очень точные изме­рения инфракрасного излучения Луны, Марса и Венеры. Существующие высокогорные обсерватории обладают одним принципиальным недостат­ком — они расположены недостаточно высоко, и там, где недостаточно холодно. Очень трудно изучать холодные объекты — такие, как темная часть Луны, или планеты Венера, Марс, Юпитер и Сатурн, когда наблю­датель вынужден смотреть через более горячую атмосферу Земли. Нам кажется, что для специальных краткосрочных наблюдений можно времен­но установить относительно небольшой инструмент, типа нашего 1,2-м телескопа, очень высоко в горах, где трудности, связанные с температурой воздуха, будут сведены к минимуму.

Безусловно, таким образом были бы обнаружены многие небесные объекты, которые мы пока не можем увидеть.

Список использованной литературы

1) Астрофизика. Выпуск 6: Над чем думают физики. – М.: «НАУКА»,

1967

2) Дубкова С.М. История астрономии. – М.: «Белый город», 2002

3) Зигель Ю.Ф. Астрономия в ее развитии. – М.: «Просвещение», 1988

4) Левитан Е.П. Астрофизика – школьникам. – М.: «Просвещение»,

1977

www.ronl.ru

Реферат - «Физические методы исследования в астрономии»

Муниципальное образовательное учреждение

средняя общеобразовательная школа №11

РЕФЕРАТ

по астрофизике

на тему:

«Физические методы исследования

в астрономии»

Выполнил:

ученик 10Б класса

Лобышев Д. С.

учитель:

Михайлова Л.В.

Тверь, 2010г.

Глава 1. Гамма — и рентгеновская астрономия.

1.1. Новые методы исследования Вселенной.

Астрономия в наши дни бурно развивается. Однако сам по себе этот факт отнюдь не служит отличительной особенностью именно середины XX в. По сути дела, быстрый прогресс астрономии начался с той знаме­нательной ночи 7 января 1610 г., когда Галилей впервые направил свой телескоп в небо.

Галилей изготовлял телескопы (подзорные трубы) своими руками и наблюдения были им начаты с трубой, дававшей лишь 30-кратное увеличение. Чтобы отдать должное величию астрономических исследований Галилея, достаточно напомнить, что он открыл четыре наиболее ярких спутника Юпитера, фазы Венеры, горы на Луне и пятна на Солнце. Дальнейшее развитие астрономии можно охарактеризовать целым рядом достижений, но мы ограничимся указанием на возможность «измерить» успехи астрономии почти за 350 лет (от времени Галилея до середины нашего века) просто диаметром телескопов. Лучшие трубы Галилея имели диаметр лишь немного превосходивший 5 см, их длина равнялась примерно 1 м. Самый большой современный телескоп, вступивший в строй в 1948 г., имеет зеркало диаметром 5 м. Таким образом, угловое разрешение и светосила телескопов возросли соответственно примерно в 100 и 10 000 раз.

Но одно оставалось в астрономии неизменным с давних времен, ког­да наблюдения проводились только невооруженным глазом, до послед­него времени — все наблюдения велись только через «оптическое окно прозрачности» в атмосфере. Как известно, атмосфера пропускает электро­магнитные волны с длиной, большей ~3000 Å=0,3 мк и меньшей несколь­ких десятков микрон. Человеческий глаз чувствителен лишь к еще более узкому участку спектра — от 0,4 до 0,75÷0,8 мк. Из-за этого большая часть наблюдений проводилась в видимом свете, а исследования в близкой ультрафиолетовой и инфракрасной областях, еще возможные с земной поверхности, играли второстепенную роль.

В то же время во Вселенной возникают и несут информацию электро­магнитные волны всех диапазонов, с длиной от сотен метров до ничтожных долей ангстрема. Поэтому и без специальных доказательств яс­но, что наблюдение Вселенной только через оптическое окно прозрач­ности чрезвычайно обедняет картину.

В атмосфере помимо оптического окна прозрачности существует «радиоокно». Ему отвечают волны длиной от нескольких миллиметров до десятков метров (для более длинных волн земная атмосфера уже непроз­рачна или, во всяком случае, не всегда прозрачна). Меньше чем за 20 лет радиоастрономия колоссально развилась и сама уже делится на ряд направлений: метагалактическую и галактическую радиоастрономию, солнечную радиоастрономию, лунно-планетную и радиолокационную радио­астрономию. Об успехах, достигнутых в каждой из этих областей, напи­сано уже немало статей.

С запуском спутников и космических ракет появилась возможность исследования, так сказать, прямыми методами (примером может служить измерение концентрации электронов в межпланетной среде, осуществлен­ное на ракетах), а также возможность развивать астрономию на спутни­ках и ракетах. Аппаратура, установленная на спутниках и ракетах, может регистрировать радиоволны, лежащие вне радиоокна прозрачности (т. е. волны короче нескольких миллиметров и длиннее десятков и сотен мет­ров), далекое инфракрасное излучение (длина волны от десятка микрон до радиодиапазона) и все электромагнитные волны короче 0,3 мк, т. е. ультрафиолетовые, рентгеновские и γ-лучи. Наконец, на спутниках и ракетах ведется регистрация первичных космических лучей, в основном протонов и ядер различных элементов с энергией, превосходящей сотни миллионов электронвольт. В первичных космических лучах присутствуют также электроны и позитроны. Космические лучи несут ценную астрономическую информацию.

Итак, действительно, можно утверждать, что оптическая астрономия утратила свое почти монопольное положение, открыты новые окна во Вселенную.

В этой статье мы остановимся несколько подробнее только на двух родственных между собой новых астрономических направлениях — на гамма- и рентгеновской астрономии.

1.2. Гамма-астрономия.

Между гамма (γ)- и рентгеновскими лучами, как известно, не существует никакой резкой границы. Будем поэтому условно называть γ -лучами электромагнитное излучение, которому отвечают кванты (фотоны) с энер­гией большей 0,1 Мэв=100 000 эв или с длиной волны γ, меньшей 0,1 Å. Существенная разница между гамма- и рентгеновскими лучами со­стоит в том, что они обычно имеют разное происхождение. Так, рентге­новские лучи испускаются достаточно тяжелыми атомами при переходах электронов между энергетическими уровнями, отвечающими глубоким электронным оболочкам. Кроме того, рентгеновское излучение возникает при торможении достаточно быстрых, но еще не релятивистских электронов. В отличие от этого, γ -лучи испускаются в результате других процессов, которые мы сейчас перечислим.

1. При некоторых переходах между уровнями в атомных ядрах возникают γ -лучи с энергией примерно до 10 Мэв .

2. γ -лучи образуются при аннигиляции пары электрон — позитрон. При этом, если электрон и позитрон имеют малую скорость и аннигилируют в вакууме, обычно возникает только два γ -фотона, причем энергия каждого из них mc2 =0,51 Мэв, где m=9,1∙10-28 г— масса эле­ктрона.

3. Они возникают также при торможении электронов, скорость которых приближается к скорости света, например, в результате их соударения с протонами или покоящимися электронами. При этом возникает электромагнитное излучение, которому отвечают фотоны с энергией Еλ ≤ Е. Таким образом, на основании принятой нами границы между γ- и рентгеновскими лучами, тормозные γ -лучи образуются электро­нами с энергией Е, большей 0,1 Мэв.

4. Электроны с достаточно большой энергией генерируют γ -лучи и в результате рассеяния на оптических (световых) фотонах (так называемый комптон-эффект).

В этом последнем процессе быстро движущиеся электроны при столкновении со световыми фотонами передают им часть своей энергии.

В результате энергия рассеянных фотонов оказывается в среднем в (Е/mc2 )2 раз больше их энергии до рассеяния. Так, световые фотоны с энергией около 1 эв при рассеянии на релятивистских электронах, имеющих энергию Е >300 mс2 =150 Мэв, образуют γ -лучи с энергиями Еγ >0,1 Мэв.

5. При столкновениях космических лучей с ядрами межзвездного газа образуются нейтральные и заряженные π-мезоны. Нейтральные мезоны очень быстро распадаются, порождая два γ -фотона. Энергия этих фотонов зависит от скорости, с которой движется до распа­да π°-мезон, и от направления вылета, но практически всегда превы­шает 50 Мэв.

Таким образом, если не говорить о ядерных и аннигиляционных γ-лучах со сравнительно малой энергией, основную роль в генерации γ-излучения играют быстрые частицы и в первую очередь космические лучи, включая их электронную компоненту.

Интенсивность γ -лучей, возникающих в некоторой области Вселенной, очевидно, пропорциональна как интенсивности генерирующих их космических лучей, так и концентрации газа (или световых фотонов в случае процесса 4) в этой области. О характере распределения межзвездного газа некоторые сведения уже получены методами оптической и радио­астрономии.

Что касается распределения космических лучей во Вселенной, то здесь также имеются определенные данные, особенно, когда речь идет о нашей звездной системе — Галактике.

В отличие от космических лучей, γ -лучи распространяются во Вселенной прямолинейно и практически без поглощения. Поэтому их наблюдение в принципе позволяет непосредственно изучать пространственное распределение космических частиц, порождающих эти лучи, а возможно, также и уточнить имеющиеся сведения о плотности межзвездного и меж­галактического газа.

Особенно интересны при этом возможности, которые открывает гам­ма-астрономия для изучения Метагалактики. О космических лучах в Метагалактике, т. е. за пределами Галактики, еще очень мало известно. Но уже первые результаты гамма-астрономии позволили здесь сделать некоторые важные выводы.

Выполненные на американском спутнике «Эксплорер XI» измерения интенсивности γ -лучей с энергией больше 50 Мэв установили верхний предел для их потока из космоса, равный примерно десяти фотонам на 1 м2 в секунду.

Анализ этих данных показывает, что интенсивность электронной компоненты космических лучей в Метагалактике существенно меньше (по крайней мере в 30 раз), чем в Галактике. В противном случае в результате рассеяния электронов на световых фотонах, излучаемых звездами и галактиками, поток γ -лучей был бы выше установленного на опыте верхнего предела.

Малая интенсивность электронной компоненты делает весьма вероятным, что и полная интенсивность космических лучей (включая протоны и более тяжелые ядра) в Метагалактике также мала. Окончательно этот вывод может быть проверен при дальнейшем повышении точности экспе­риментов по наблюдению космических γ -лучей и, в частности, после оцен­ки интенсивности от упомянутого выше процесса рождения и распада π°-мезонов.

Метагалактическое γ -излучение приходит к нам равномерно со всех сторон. Наоборот, γ-излучение галактического происхождения уже неизотропно. Например, галактические γ -лучи, образующиеся при распаде π°-мезонов, будут в основном приходить от центра Галактики, ибо именно в этом направлении сосредоточено больше всего межзвездного газа .

Помимо общего метагалактического и галактического γ-излучения, которое генерируется в межгалактическом и межзвездном пространстве, большой интерес представляет излучение γ -лучей от отдельных, так называемых дискретных, источников. Во Вселенной существует целый ряд образований (сверхновые звезды, радиогалактики, нестационарные ядра галактик и так называемые сверхзвезды или квазары), для которых характерны мощные взрывные процессы с большим выделением энергии. Такие объекты могут быть источниками интенсивного γ -излучения. Прием γ- лучей от дискретных источников позволит, разумеется, пролить свет на природу этих источников, или по крайней мере получить о них важные сведения.

Итак, допустим, что оптическое излучение квазаров магнитотормозное и, естественно, подумаем, как же проверить эту гипотезу. Сделать это по ряду причин нелегко и один из перспективных путей здесь состоит в использовании гамма-астрономии. Дело в том, что квазары очень яркие и в то же время сравнительно небольшие объекты (их размер, по-видимому, меньше светового года, в то время как диаметр нашей Галактики дости­гает 100 000 световых лет). По обеим причинам, как это сразу ясно, вблизи излучающей поверхности квазара должно быть очень много оптических фотонов. Поэтому там с большой вероятностью будет происходить рассея­ние релятивистских электронов на фотонах. Значит, если оптическое из­лучение квазаров имеет магнитотормозную приро­ду, т.е. вызывается релятивистскими электронами, то эти же самые электроны будут в результате рассеяния на оптических фотонах давать много γ-лучей. Другими словами, квазары могут ока­заться не только замечательными оптическими источниками, но и наиболее сильными источни­ками γ -лучей. К сожалению, такое излучение квазаров еще не пытались принимать, к тому же эта задача может оказаться особенно трудной, если размер квазаров несколько больше, а кон­центрация фотонов у поверхности соответственно меньше, чем мы ожидаем. Но одно несомненно уже сейчас: прием γ-излучения от дискретных источ­ников — дело далеко не безнадежное; наоборот, такой прием может открыть новые горизонты в астрономии.

Для того чтобы эта возможность не показа­лась слишком проблематичной, укажем, что γ-излучение от одного «дискретного источника» не только может приниматься, но и фактически уже обнаружено. Речь идет о Солнце. Едва ли нужно подчеркивать то исключительное значение, ко­торое имеют происходящие на Солнце процессы для жизни и практи­ческой деятельности людей. Особый интерес вызывают при этом вспышки на Солнце, приводящие к образованию потоков горячей плазмы, косми­ческих лучей, рентгеновских лучей и мощного радиоизлучения. Недавно было установлено, что во время вспышек генерируются также γ -лучи (за­регистрировано было γ-излучение с энергией около 0,5 Мэв). Несомненно, гамма-телескоп прочно займет место среди приборов, служащих для изу­чения Солнца.

Развитие гамма-астрономии связано с подъемом соответ­ствующей аппаратуры (ее можно назвать «гамма-телескопом») на спутни­ках и ракетах. И действительно, основной метод в гамма-астрономии — это установка на спутниках и ракетах различного типа счетчиков, исполь­зуемых в ядерной физике для регистрации γ-лучей. Такой путь, однако, не является единственным. Космическое γ-излучение с достаточно высокой энергией можно фиксировать также в земной атмосфере по создаваемым им вторичным продуктам («ливням» из электронов, позитронов и более мягких " γ-лучей). Если учесть успехи в области запуска спутников и ракет, а также разнообразие методов регистрации γ –лучей и создаваемых ими вторичных частиц, станет ясной возможность конструирования все более совершенных гамма-телескопов.

1.3. Рентгеновская астрономия.

Во время солнечных вспышек образуются, в числе других проявлений солнечной активности, также и рентгеновские лучи (о чем мы уже упоминали). Солнечные рентгеновские лучи уже многократно наблюдались (на­чиная с 1948 г.) и принесли ценные сведения о процессах, разыгрывающихся в солнечной атмосфере. Здесь речь идет, однако, об одной из сторон единого явления, изучаемого разными методами — оптическим, ра­диоастрономическим, по вариациям космических лучей и т. д. Поэтому о солнечном рентгеновском излучении правильнее всего рассказывать в статье, посвященной физике Солнца. Мы же этой темы подробнее касаться не будем, тем более, что уже открыто и большое внимание привлекает к себе космическое рентгеновское излучение несолнечного происхождения.

Опыты, проведенные на ракетах в 1962 и 1963 гг., позволили обнаружить изотропное («фоновое») рентгеновское излучение, приходящее со всех сторон почти равномерно. При этом в интервале длин волн между 2 и 8 Å (это соответствует энергии фотонов между 1,5 и 6 кэв) «рентгеновс­кий телескоп», состоящий из счетчиков фотонов, регистрирует примерно 20 фотонов, падающих в 1 сек, на 1 см2 поверхности счетчика. Кроме того, были обнаружены дискретные источники рентгеновского излучения в соз­вездиях Скорпиона и Тельца, а также еще около двух десятков менее яр­ких рентгеновских источников. Поток рентгеновских фотонов от упомя­нутых двух источников составляет соответственно 20 и 2,5 фотона на 1 см2 в 1 сек (в интервале длин волн между 2 и 8 Å).

Какова же природа космического рентгеновского излучения, и в особенности «дискретных источников», которые условно можно было бы назвать «рентгеновскими звездами»? На этот вопрос еще не получено впол­не определенного ответа. Рентгеновские лучи, как и γ-излучение, могут генерироваться электронами в результате их торможения при соударении с ионами или путем рассеяния электронов на оптических фотонах. Разни­ца здесь только та, что рентгеновские лучи образуются электронами со сравнительно небольшой энергией (скажем, меньше 1 Мэв), о количестве которых в разных областях Вселенной мы практически ничего не знаем. Впрочем, последнее обстоятельство лишний раз свидетельствует о цен­ности методов рентгеновской астрономии, позволяющей получить данные об электронах с соответствующей энергией. Конкретно наблюдаемое изотропное рентгеновское излучение вполне могло бы образовываться в межгалактическом пространстве именно за счет рассеяния этих электронов на оптических фотонах. Вполне возможно также, что «рентгеновский фон» на самом деле представляет собой излучение большого числа слабых (и поэтому неразрешаемых аппаратурой) метагалактических источников. Хотя этот вопрос весьма интересен и здесь имеются пути для продвижения вперед (в первую очередь речь идет о спектральных наблюдениях и подт­верждении факта изотропности излучения), значительно большую остроту приобрела проблема дискретных рентгеновских источников. Объясняется это рядом причин и, в частности, тем, что такими источниками могут быть нейтронные звезды, привлекающие к себе внимание (но пока только в теории!) уже около 30 лет.

При сгорании ядерного топлива, поддерживающего свечение звезд, они постепенно сжимаются и превращаются в звезды-карлики, состоящие из плотного ионизованного газа. Однако при дальнейшем остывании звез­ды, как показывают расчеты, может оказаться энергетически выгодным переход ее в нейтронное состояние. Это значит, что протоны соединяются с электронами и, испуская нейтрино, превращаются в нейтроны ( процесс р+е- →n+v). В нейтронном состоянии звезда обладает примерно такой же плотностью, как атомные ядра — речь идет о средней плотности, рав­ной примерно 1014 г/см3, т. е. около ста миллионов тонн в 1 см3. Поэтому звезда с массой Солнца при переходе в нейтронное состояние будет иметь радиус всего порядка 10 км, в то время как радиус видимой глазом сол­нечной фотосферы составляет 700 000 км (средняя плотность Солнца рав­на примерно плотности воды, т. е. 1 г/см3 ). Количество света, испускаемо­го звездой, очевидно, пропорционально площади ее поверхности, т. е. квадрату ее радиуса. В этой связи, если бы Солнце превратилось в нейт­ронную звезду (это в нашу эпоху заведомо невозможно), то при той же температуре поверхности (фотосферы) оно стало бы излучать в миллиарды раз меньше света. Именно по подобной причине долгое время казалось, что наблюдать нейтронные звезды невозможно, если только они каким-то чудом не окажутся расположенными совсем близко от нас.

За последние три-четыре года стало ясно, однако, что этот вывод неверен; действительно, при своем образовании нейтронная звезда нагревается и в течение некоторого времени вполне может быть зна­чительно горячее, чем солнечная фотосфера, температура которой около 6000 градусов. Но чем тело горячее, тем оно больше излучает — в тепло­вом равновесии энергия электромагнитного излучения пропорциональна Т4, где Т — температура поверхности. Далее, чем тело горячее, тем более коротковолновое излучение оно в основном испускает, так что для максимума в спектре произведение длины волны λ на температуру Т остается постоянным (закон смещения Вина). Легко сообразить отсюда, что звезда с температурой в 10 млн. градусов будет в основном излучать уже рентгеновские лучи. Мощность этого излучения так велика, что существующими «рентгеновскими телескопами» можно было бы заметить нейтронную звезду, находящуюся на расстоянии в тысячи световых лет. Так не явля­ются ли источники рентгеновских лучей в Скорпионе и Тельце горячими нейтронными звездами?

Этот вопрос привлек к себе пристальное внимание астрономов и физиков во многих странах. На первый взгляд кажется, что гипотезу о нейтронной природе «рентгеновских звезд» легко проверить. Так, нейтронные звезды настолько малы, что связанный с ними рентгеновский источник должен казаться точечным при самом высоком угловом разрешении. Кро­ме того, частотный спектр теплового излучения хорошо известен и поэтому можно в принципе выяснить, тепловой источник или нет (излучение нейт­ронных звезд должно быть тепловым). Не следует, однако, забывать о слабостях только что родившихся рентгеновской и гамма-астрономии. Существующие приборы не способны еще осуществить сколько-нибудь детальный спектральный анализ, а низкое угловое разрешение — бук­вально «ахиллесова пята» этих новых ветвей астрономии.

По всей вероятности, рентгеновское излучение Крабовидной туманности, подобно радио- и большей части оптического излучения этой туман­ности, имеет магнитотормозную природу. Окончательно доказать это предположение можно будет только в результате более подробного исследования, в частности, определения спектра излучения или выявления его поляризации. Но каков бы тут ни был ответ, обнаружение рентгеновского излучения от разлетающейся оболочки сверхновой звезды имеет выдаю­щееся значение.

Гамма- и рентгеновская астрономия только что зародились; в этой области, если не говорить о приеме рентгеновского излучения Солнца, проведено всего несколько экспериментов. Но уже эти первые шаги свидетельствуют о том, что появился новый, весьма перспективный метод изучения Вселенной. Более того, возможно, что в ближайшие годы гамма- и рентгеновская астрономия окажут неоценимые услуги для развития астрономии в целом.

Это открытие, а также ряд других результатов, выдвинули рентгеновскую астрономию на «передний край» астрономии сегодняшнего дня. Можно полагать, что уже в ближайшие годы рентгеновская астрономия будет бурно развиваться, а затем станет равноправным «партнером» с оптической и радиоастрономией.

Глава 2. Инфракрасная астрономия на воздушных шарах.

Телескопы, поднятые на большую высоту, регистрируют излучение, которое никогда не достигает поверхности Земли. Выполненные с их помощью наблюдения инфракрасного излучения указывают на то, что облака, окружающие Венеру, состоят из кристаллов льда.

Земная атмосфера экранирует поверхность Земли от глубин космического пространства. Это имеет как положительную, так и отрицатель­ную стороны. С одной стороны,— это спасение для организмов, развиваю­щихся на Земле. Азот, кислород и озон атмосферы поглощают ультра­фиолетовое излучение и рентгеновские лучи, экранируя таким образом Землю от жестких компонент коротковолновой части электромагнитного спектра Солнца. Помимо этого, водяные пары и углекислый газ поглощают длинноволновую часть инфракрасного излучения, испускаемого Землей, и тем самым поддерживают умеренную температуру ее поверхности. С другой стороны, атмосфера не пропускает большую часть излучения, которое приносит человеку сведения о космосе. Возможности расположен­ных на Земле телескопов весьма ограничены. Они могут регистрировать лишь излучение, которое проходит через так называемые «окна» прозрач­ности в атмосфере: одно окно в видимой области спектра, другое в радио­области, и несколько в инфракрасной области .

В последнее время астрономы предприняли ряд попыток преодолеть атмосферную «изоляцию». На самолетах и воздушных шарах они подняли астрономические приборы в верхние слои атмосферы; с помощью ракет и других космических кораблей они послали свои инструменты за ее пре­делы. Уже сейчас наблюдения, которые удалось сделать благодаря при­менению этой новой техники, значительно расширили наши астрономиче­ские познания. Ракеты оказались особенно полезными для исследования ультрафиолетового и рентгеновского излучения. Оборудование, необхо­димое для регистрации этих лучей, малогабаритное и малоинерционное. Для исследований же инфракрасной области спектра наиболее пригодными оказались воздушные шары. Медленность их полета позволяет в течение длительного времени проводить наблюдения почти в неподвижном со­стоянии, что необходимо для регистрации излучения больших длин волн (и следовательно малых энергий). Кроме того, на воздушных шарах можно поднимать сравнительно большие телескопы и спектрометры на такую высоту, что под ними остается 99,9% всех водяных паров, уменьшающих прозрачность земной атмосферы.

Поэтому не откроют ли нам наблюдения в инфракрасных лучах тайну скрытого облаками ядра Галактики? По моему мнению, отвечая на эти и многие другие вопросы, исследования космического инфракрасного излучения могут значительно расширить наши астрофизические познания.

Группа, работавшая в Университете Джона Гопкинса, впервые занялась исследованиями инфракрасного излучения на воздушных шарах в 1956 г., когда Ширли Сильвермен, Фрэнк Б. Изаксон и Малькольм Росс из Научно-исследовательского отдела Военно-морских сил США обрати­лись к нам с вопросом, нет ли у нас какого-нибудь астрономического про­екта, для осуществления которого можно было бы использовать двухмест­ный высотный воздушный шар Военно-морских сил США. Нашей первой мыслью было исследовать инфракрасное излучение Солнца, отраженное Марсом и Венерой. Сферическая герметизированная гондола воздушного шара Военно-морских сил США — это, конечно, не самое подходящее место для установки телескопа, оборудованного спектрометром. Однако перспективы наблюдений были столь заманчивы, что вскоре мы придумали способ, как осуществить эти наблюдения.

Мы решили приспособить для наших целей телескоп шмидтовского типа: рефлектор с прозрачной корректирующей пластиной. Главное зер­кало телескопа имело диаметр 40,6 см , хотя фактически использовалось только 30,5 см. Чтобы придать зеркалу и корректирующей пластине (имев­шей 30,5 см в диаметре) устойчивость к растяжениям и сжатиям, возника­ющим при изменении температуры, они были изготовлены из плавленого кварца.

Благодаря такой системе достаточно было вручную грубо нацелить тяжелый телескоп на нужную планету, после чего он мог сдвигаться относительно «мишени» на целых 3°. Изображение планеты перемещалось при этом случайным образом по фокальной поверхности главного зеркала. Однако к этому моменту цель уже «поймана» сервоуправляемым оптическим реле. Это реле неизменно следит за перемещающимся первичным изображением и создает вторичное изображение, которое уже не сдвигается относительно неподвижной точки карданова подвеса более чем на 3". Это вторичное изображение отражается затем управляемым зеркалом и фокусируется на входной щели спектрометра.

На первом месте исследований на пилотируемых воздушных шарах стояли исследования инфракрасного излучения Марса. В 1958 г. было противостояние Марса, и он находился близко к Земле, но провести полет в это благоприятное для наблюдений время не удалось, в основном из-за неисправности полиэтиленовой оболочки воздушного шара. Лишь в конце ноября 1959 г. воздушный шар, пилотируемый Россом, с К. В. Муром на борту в качестве наблюдателя, успешно поднял нашу аппаратуру на высоту 24 384 м. К этому времени противостояние Марса уже давно кончилось, и объектом наших исследований стала Ве­нера. По нашим оценкам, в пространстве между воздухоплавателями и их мишенью содержалось не более 0,1% всех водяных паров, присутствующих в атмосфере Земли. Когда телескоп был направлен на Венеру, наблюдатели зарегистрировали линии поглощения в спектре инфракрасного излучения Солнца, отраженного Венерой. Расположение линий поглощения в полу­ченном спектре указывало на поглощение водяным паром. Однако наблюдавшееся поглощение не превышало 5% от фона, создава­емого отраженным солнечным излучением, а пределы экспериментальных ошибок составляли ±4%. Эта неопределенность возникла из-за колебаний гондолы, которые были вызваны как деятельностью ее обитателей, так и, главным образом, ненормальными движениями воздушного шара — столь сильными, что они едва не погубили весь эксперимент. Замечательно, что Россу и Муру удалось получить хоть какие-нибудь результаты, и мы были очень довольны, что наша аппаратура работала так хорошо. Нужно ска­зать, однако, что колебания зарегистрированного излучения были столь велики, что ставили наше открытие под сомнение.

К счастью для прогресса астрономии, Мартин Шварцшильд, пионер в области подъема телескопов на воздушных шарах, добился значительных успехов. В 1963 г. инфракрасная аппаратура, установленная на его автоматическом стратостате «Стратоскоп II», обнаружила водяной пар в атмосфере Марса. Поэтому, когда в феврале 1964 г. вся аппаратура была вновь подго­товлена для полета, и снова избрали в качестве мишени Венеру.

«Солнцечувствительная» следящая система, сконструированная нами для дневных полетов, мог­ла лишь приблизительно направить телескоп на Венеру. Для того чтобы при­вести аппарат в положе­ние, необходимое для наблюдений, требовалась вторая, более точная следящая система. Такой прибор, получивший название «Бета-ро система», был создан Мурком Боттема. Прибор можно было запрограммировать заранее на все время полета, причем он мог сам исправить любую ошибку в программировании. Основную часть датчика составлял светочувствительный элемент, наводившийся на Солнце и укрепленный под углом к длинной оси телескопа, равным углу между Солнцем и Венерой на большом круге небесной сферы. Изменения этого угла, возникающие в результате перемещения места наблюдения по Земле, пренебрежимо малы. Кроме того, в выбранный нами для полета день Венера должна была находиться в идеальном положении для наблюдений, и этот угол мало менялся в зависимости от времени дня.

Таким образом, фактически один элемент в нашей системе датчиков был постоянным .

Солнечный датчик был все время направлен на Солнце, но перед ним помещалась призма, которая могла поворачиваться вокруг оси, параллель­ной длинной оси телескопа. В отличие от угла большого круга, угол поворота призмы менялся в зависимости от географического положения воз­душного шара и времени дня: он должен был быть задан для данного времени и места нахождения воздушного ша­ра, которые можно предска­зать, зная направление и скорость ветра в верхних слоях атмосферы. Если в прогнозе будет сделана ошиб­ка, то вращение призмы во­круг оси создаст корректиру­ющую развертку. В небесной геометрии Венера должна лежать на дуге круга, радиус которого определяется углом на большом круге между Солнцем и Венерой, независимо от географиче­ского положения прибора. Это обстоятельство было ис­пользовано при конструиро­вании системы точного наве­дения. Если к тому моменту, когда воздушный шар до­стигнет высоты, на которой должны производиться на­блюдения, его географические координаты не будут совпа­дать с расчетными, то вра­щающаяся призма будет при­ведена в движение. Это в свою очередь заставит сервомеха­низмы, управляющие телескопом, вращать его в режи­ме кругового поиска до тех пор, пока Венера не ока­жется прямо перед следя­щим телескопом, который контролирует оптическое реле телескопа.

Воздушный шар двигался не по тому курсу, который был вычислен на основании прогноза ветровой обстановки. К тому моменту, когда аппара­тура начала осуществлять точное наведение на Венеру, воздушный шар находился на расстоянии 160 км от ожидаемого положения. Поэтому приз­ма солнечного датчика была приведена в движение в режиме кругового поиска. Вначале поиск осуществлялся в неправильном направлении, но всего через 9 мин призма направила следящий телескоп на Венеру. После того как планета была «поймана», в течение следующих 2 час за ней осуществлялось надежное слежение.

Этот полет был предпринят с единственной целью: измерить величину отраженного Венерой инфракрасного излучения Солнца в тех участках спектра, где находятся линии поглощения водяного пара. Обычно для таких измерений в спектроскопии применяется один из следующих двух методов. Как известно, спектрометр разлагает падающее излучение в спектр с помощью дифракционной решетки. Для того чтобы направлять на детектирующее устройство инфракрасное излучение различных длин волн, можно либо двигать взад и вперед дифракционную решетку, оставляя неподвижной щель, либо, наоборот, оставляя решетку неподвижной — передвигать щель.

Мы выбрали, однако, третью альтернативу. Благодаря остроумному предложению В. С. Бенедикта, в нашем спектрометре была не одна, а 23 щели, причем их расположение в точности соответствовало располо­жению линий поглощения водяного пара в инфракрасной части спектра в области длин волн около 1,13 мк. Это позволило значительно увеличить количество энергии, проходящей через спектрометр: одна щель, пропускающая столько же энергии, сколько 23 щели, была бы такой широкой, что не смогла бы различить разные линии поглощения. Для того, чтобы сравнить поглощение на длинах волн, соответствующих этим 23 линиям, с поглощением в соседних областях, щели передвигались взад и вперед вдоль спектра один раз каждые 10 сек. Полученные таким образом показа­ния спектрометра, не были похожи на обычный спектр поглощения, в кото­ром линии поглощения распределены в определенном порядке. Результаты измерений просто указывали, превышает ли поглощение на всех длинах волн, соответствующих линиям водяного пара, поглощение в соседних областях. Фактически мы пожертвовали спектром, чтобы по­лучить количественные химические результаты.

Если нужны еще доказательства того, что данные, полученные при наблюдении Венеры, подлинные, а не являются результатом поглощения земными водяными парами, и что весь водяной пар (за исключением 1 /20 части), обнаруженный во время февральского поле­та, действительно присутствует в атмосфере Ве­неры, то можно сослаться и на другие наблюдения. Именно, проводилось срав­нение предсказанного и наблюдаемого доплеров-ского сдвига линий по­глощения, возникающего в результате движения Венеры относительно Зем­ли. Вильям Пламмер заме­тил, что за один цикл три из щелей нашего спектро­метра будут пересекать линию, которая совпадает с одной из линий испу­скания элемента ртути 11 287 Å или 1,1287 мк). Это позволило ему исполь­зовать для сравнения ртутную лампу. Он закрыл две из этих трех щелей (рис. 20). В конце каж­дого цикла через третью щель на записывающее устройство попадал свет с длиной волны, соот­ветствующей ртутной линии. Таким образом, получался фиксирован­ный стандарт, относительно которого можно было измерять сдвиг линий водяного пара. По теоретическим расчетам доплеровский сдвиг должен был равняться 0,495 Å; измерения, выполненные во время февральского полета, дали 0,49 А±10%. Как видно, результаты этих независимых изме­рений очень хорошо согласуются с теорией. Поэтому едва ли есть основа­ния сомневаться в точности других спектрометрических наблюдений.

После того как февральский полет был успешно завершен, мы решили, что теперь следует попытаться применить нашу инфракрасную аппаратуру для определения природы облаков в атмосфере Венеры. Из какого именно вещества состоит этот непрозрачный слой? Из воды? Или, может быть, изо льда, пыли или даже сложных полимеризованных органических молекул? К этому времени наш телескоп был существенно усовершенствован, и это придавало нам уверенность в том, что мы сможем решить поставленную задачу.

Для того чтобы проанализировать окружающие Венеру облака, нужно было расширить диапазон наших инфракрасных исследований вплоть до длин волн около 3,5 мк. Однако кварцевая корректирующая пластина нашего телескопа была непрозрачна для волн, длина которых меньше З мк. В связи с этим шмидтовская пластина была заменена новой корректирую­щей системой. В ней использовались только зеркала, и поэтому она эффек­тивно действовала при любых длинах волн инфракрасного излучения. Эта система была сконструирована и построена Е. В. Сильвертуфом из Компании Кастой Инструменте.

Запуск нашей усовершенствованной аппаратуры был осуществлен 28 октября 1964 г.. Мы не только модифицировали телескоп, но и переделали спектрометр так, чтобы специально приспособить его для получения инфракрасных спектров облачного слоя Венеры. Частая дифракционная решетка, использовавшаяся во время февральского полета, была заменена более грубой. Это позволило нам получить более широкий спектр. Три детектора, установленные один подле другого, действовали как три независимые щели. Дифракционная решетка перемещалась взад и вперед, а детекторы пересекали различные спектральные линии. Таким образом, мы могли регистрировать инфракрасные волны длиной от 1,7 до 3,4 мк одновременно всеми тремя детектирующими трубками.

На высоте 26 212 м система автоматического наведения телескопа навела его на Венеру, после чего следящая система удерживала планету в поле зрения телескопа более трех часов. Спектрометр снимал не только инфракрасные спектры Венеры, но для сравнения и спектр солнечного излучения. Впоследствии это дало нам возможность определить спектральные характеристики планеты.

В настоящее время конструируется инфракрасный телескоп с апертурой 1,2 м. Его размеры в четыре раза превышают размеры нашего тепе­решнего телескопа. Его намереваются использовать этот более крупный телескоп для исследований на воздушных шарах. Однако инфракрасная астрономия не должна ограничиваться только наблюдениями из верхних слоев атмосферы. Значительный вклад в исследование инфракрасного излучения внесли высокогорные обсерватории. Например, Вильяму М. Синтону удалось в 1952 г. сделать с помощью 5-м телескопа, установленного в Паломарской обсерватории, очень точные изме­рения инфракрасного излучения Луны, Марса и Венеры. Существующие высокогорные обсерватории обладают одним принципиальным недостат­ком — они расположены недостаточно высоко, и там, где недостаточно холодно. Очень трудно изучать холодные объекты — такие, как темная часть Луны, или планеты Венера, Марс, Юпитер и Сатурн, когда наблю­датель вынужден смотреть через более горячую атмосферу Земли. Нам кажется, что для специальных краткосрочных наблюдений можно времен­но установить относительно небольшой инструмент, типа нашего 1,2-м телескопа, очень высоко в горах, где трудности, связанные с температурой воздуха, будут сведены к минимуму.

Безусловно, таким образом были бы обнаружены многие небесные объекты, которые мы пока не можем увидеть.

Список использованной литературы

1) Астрофизика. Выпуск 6: Над чем думают физики. – М.: «НАУКА»,

1967

2) Дубкова С.М. История астрономии. – М.: «Белый город», 2002

3) Зигель Ю.Ф. Астрономия в ее развитии. – М.: «Просвещение», 1988

4) Левитан Е.П. Астрофизика – школьникам. – М.: «Просвещение»,

1977

www.ronl.ru

Смотрите также

• 
  Методы дрессировки собак реферат
• 
  Левиафан томаса гоббса реферат
• 
  Космологические модели вселенной реферат
• 
  Компрессионный перелом позвоночника реферат
• 
  Композиционные полимерные материалы реферат
• 
  Кибернетика реферат по информатике
• 
  История нью йорка реферат
• 
  Закаливание залог здоровья реферат
• 
  Задержание транспортного средства реферат
• 
  Гигиеническая организация сна реферат
• 
  Геодезическая дуга струве реферат