Средства наблюдательной астрономии

Телескопы Основным астрономическим прибором является телескоп. Телескоп с объективом из вогнутого зеркала называется рефлектором, а телескоп с объективом из линз — рефрактором.

Назначение телескопа — собрать больше света от небесных источников и увеличить угол зрения, под которым виден небесный объект.

Количество света, которое попадает в телескоп от наблюдаемого объекта, пропорционально площади объектива. Чем больше размер объектива телескопа, тем более слабые светящиеся объекты в него можно увидеть.

Масштаб изображения, даваемого объективом телескопа, пропорционален фокусному расстоянию объектива, т. е. расстоянию от объектива, собирающего свет, до той плоскости, где получается изображение светила. Изображение небесного объекта можно фотографировать или рассматривать через окуляр.

Телескоп увеличивает видимые угловые размеры Солнца, Луны, планет и деталей на них, а также угловые расстояния между звездами, но звезды даже в очень сильный телескоп из-за огромной удаленности видны лишь как светящиеся точки.

В рефракторе лучи, пройдя через объектив, преломляются, образуя изображение объекта в фокальной плоскости. В рефлекторе лучи от вогнутого зеркала отражаются и потом также собираются в фокальной плоскости. При изготовлении объектива телескопа стремятся свести к минимуму все искажения, которыми неизбежно обладает изображение объектов. Простая линза сильно искажает и окрашивает края изображения. Для уменьшения этих недостатков объектив изготовляют из нескольких линз с разной кривизной поверхностей и из разных сортов стекла. Поверхности вогнутого стеклянного зеркала придают для уменьшения искажений не сферическую форму, а несколько иную (параболическую).

Советский оптик Д. Д. Максутов разработал систему телескопа, называемую менисковой. Она соединяет в себе достоинства рефрактора и рефлектора. По этой системе устроена одна из моделей школьного телескопа. Существуют и другие телескопические системы.

В телескопе получается перевернутое изображение, но это не имеет никакого значения при наблюдении космических объектов.

При наблюдениях в телескоп редко используются увеличения свыше 500 раз. Причина этому — воздушные течения, вызывающие искажения изображения, которые тем заметнее, чем больше увеличение телескопа.

Самый большой рефрактор имеет объектив диаметром около 1 м. Наибольший в мире рефлектор с диаметром вогнутого зеркала 6 м изготовлен в СССР и установлен в горах Кавказа. Он позволяет фотографировать звезды в 107 раз более слабые, чем видимые невооруженным глазом.

Спектральная грамота До середины XX в. нашим знаниям о Вселенной мы были обязаны почти исключительно загадочным световым лучам. Световая волна, как и всякая другая волна, характеризуется частотой х и длиной волны л. Между этими физическими параметрами существует простая зависимость:

х л = с где с — скорость света в вакууме (пустоте). А энергия фотонов пропорциональна частоте излучения.

В природе световые волны распространяются лучше всего в просторах Вселенной, так как там на их пути меньше всего помех. И человек, вооружившийся оптическими приборами, научился читать загадочные световые письмена. С помощью специального прибора — спектроскопа, приспособленного к телескопу, астрономы стали определять температуру, яркость и размеры звезд; их скорости, химический состав и даже процессы, происходящие в недрах далеких светил.

Еще Исаак Ньютон установил, что белый солнечный свет состоит из смеси лучей всех цветов радуги. При переходе из воздуха в стекло цветовые лучи преломляются в разной мере. Поэтому если на пути узкого солнечного луча поставить трехгранную призму, то после выхода луча из призмы па экране возникает радужная полоска, которая называется спектром.

Спектр содержит важнейшую информацию об излучающем свет небесном теле. Без всякого преувеличения можно сказать, что астрофизика своими замечательными успехами обязана прежде всего спектральному анализу. Спектральный анализ является в наше время основным методом изучения физической природы небесных тел.

Каждый газ, каждый химический элемент дает свои, только ему одному присущие линии в спектре. Они могут быть похожими по цвету, но обязательно отличаются одна от другой своим расположением в спектральной полоске. Одним словом, спектр химического элемента — это его своеобразный «паспорт». И опытному спектроскописту достаточно лишь взглянуть на набор цветных линий, чтобы определить, какое вещество излучает свет. Следовательно, для определения химического состава светящегося тела нет никакой необходимости брать его в руки и подвергать непосредственным лабораторным исследованиям. Расстояния здесь, пусть даже космические, тоже не помеха. Важно только, чтобы исследуемое тело было в раскаленном состоянии — ярко светилось и давало спектр. Исследуя спектр Солнца или другой звезды, астроном имеет дело с темными линиями, так называемыми линиями поглощения. Линии поглощения в точности совпадают с линиями излучения данного газа. Именно благодаря этому по спектрам поглощения можно изучать химический состав Солнца и звезд. Измеряя энергию, излученную или поглощенную в отдельных спектральных линиях, можно провести количественный химический анализ небесных светил, то есть узнать о процентном содержании различных химических элементов. Так было установлено, что в атмосферах звезд преобладают водород и гелий.

Очень важная характеристика звезды — ее температура. В первом приближении о температуре небесного светила можно судить по его цвету. Спектроскопия позволяет определять поверхностную температуру звезд с очень высокой точностью.

Температура поверхностного слоя большинства звезд заключена в пределах от 3000 до 25 000 К.

Возможности спектрального анализа почти неисчерпаемы! Он убедительно показал, что химический состав Земли, Солнца и звезд одинаков. Правда, на отдельных небесных телах некоторых химических элементов может быть больше или меньше, но нигде не было обнаружено присутствие какого-то особого «неземного вещества». Сходство химического состава небесных тел служит важным подтверждением материального единства Вселенной.

Астрофизика — большой отдел современной астрономии — занимается изучением физических свойств и химического состава небесных тел и межзвездной среды. Она разрабатывает теории строения небесных тел и протекающих в них процессов. Одна из важнейших задач, стоящих сегодня перед астрофизикой, заключается в уточнении внутреннего строения Солнца и звезд и источников их энергии, в установлении процесса их возникновения и развития. И всей богатейшей информацией, поступающей к нам из глубин Вселенной, мы обязаны вестникам далеких миров — лучам света.

Каждый, кто наблюдал звездное небо, знает, что созвездия не меняют своей формы. Большая и Малая Медведицы похожи на ковш, созвездие Лебедя имеет вид креста, а зодиакальное созвездие Льва напоминает трапецию. Однако впечатление, что звезды неподвижны, обманчиво. Оно создается лишь потому, что небесные светочи очень далеки от нас, и даже по прошествии многих сотен лет человеческий глаз не в состоянии заметить их перемещение. В настоящее время астрономы измеряют собственное движение звезд по фотографиям звездного неба, полученным с интервалом в 20, 30 и более лет.

Собственное движение звезд — это угол, на который звезда перемещается по небу в течение одного года. Если измерено и расстояние до этой звезды, то можно вычислить ее собственную скорость, т. е. ту часть скорости небесного светила, которая перпендикулярна лучу зрения, а именно, направлению «наблюдатель-звезда». Но чтобы получить полную скорость звезды в пространстве, необходимо знать еще скорость, направленную по лучу зрения — к наблюдателю или от него.

Рис. 1 Определение пространственной скорости звезды при известном до нее расстоянии

Определить же лучевую скорость звезды можно по расположению линий поглощения в ее спектре. Как известно, все линии в спектре движущегося источника света смещаются пропорционально скорости его движения. У звезды, летящей по направлению к нам, световые волны укорачиваются и спектральные линии смещаются к фиолетовому концу спектра. У звезды, удаляющейся от нас, световые волны удлиняются и линии смещаются к красному концу спектра. Таким путем астрономы находит скорость движения звезды вдоль луча зрения. А когда обе скорости (собственная и лучевая) известны, то не представляет особого труда по теореме Пифагора вычислить полную пространственную скорость звезды относительно Солнца.

Оказалось, что скорости у звезд различные и, как правило, составляют несколько десятков километров в секунду.

Изучив собственные движения звезд, астрономы получили возможность представить себе вид звездного неба (созвездии) в далеком прошлом и в отдаленном будущем. Знаменитый «ковш» Большой Медведицы через 100 тыс. лет превратится, например, в «утюг с поломанной ручкой».

Радиоволны и радиотелескопы До недавнего времени небесные светила изучались почти исключительно в видимых лучах спектра. Но в природе существуют еще невидимые электромагнитные излучения. Они не воспринимаются даже с помощью самых мощных оптических телескопов, хотя их диапазон во много раз шире видимой области спектра. Так, за фиолетовым концом спектра идут невидимые ультрафиолетовые лучи, которые активно воздействуют па фотографическую пластинку — вызывают ее потемнение. За ними располагаются рентгеновские лучи и, наконец, гамма-лучи с самой короткой длиной волны.

Для улавливания радиоизлучения, поступающего к нам из космоса, применяются специальные радиофизические приборы — радиотелескопы. Принцип действия радиотелескопа тот же, что и оптического: он собирает электромагнитную энергию. Только вместо линз или зеркал в радиотелескопах используются антенны. Очень часто антенна радиотелескопа сооружается в виде огромной параболической чаши, иногда сплошной, а иногда решетчатой. Ее отражающая металлическая поверхность концентрирует радиоизлучение наблюдаемого объекта на небольшой приемной антенне-облучателе, которая помещается в фокусе параболоида. В результате этого в облучателе возникают слабые переменные токи. По волноводам электрические токи передаются в очень чувствительный радиоприемник, настроенный на длину рабочей волны радиотелескопа. Здесь они усиливаются, и, подключив к приемнику репродуктор, можно было бы прослушать «голоса звезд». Но голоса звезд лишены всякой музыкальности. Это вовсе не чарующие слух «космические мелодии», а потрескивающее шипение или пронзительный свист… Поэтому к приемнику радиотелескопа присоединяют обычно специальный самопишущий прибор. И вот уже на движущейся ленте самописец вычерчивает кривую интенсивности входного радиосигнала определенной длины волны. Следовательно, радиоастрономы не «слышат» шороха звезд, а «видят» его на разграфленной бумаге.

Как известно, в оптический телескоп мы наблюдаем сразу все, что попадает в его поле зрения.

С радиотелескопом дело обстоит сложнее. Там всего лишь один приемный элемент (облучатель), поэтому изображение строится построчно — путем последовательного прохождения источника радиоизлучения через луч антенны, то есть аналогично тому, как на телевизионном экране.

Закон Вина.

Закон Вина — зависимость, определяющая длину волны при излучении энергии абсолютно чёрным телом. Была выведена немецким физиком, нобелевским лауреатом Вильгельмом Вином в 1893 году.

Закон Вина: длина волны, на которой абсолютно черное тело излучает наибольшее количество энергии, обратно пропорциональна температуре этого тела.

Абсолютно черным телом называется поверхность, полностью поглощающая излучение, падающее на неё. Понятие абсолютно черного тела исключительно теоретическое: в действительности объектов с такой идеальной поверхностью, полностью поглощающей все волны, не существует.