свойств объекта. Если объект слабый, т.е. от него приходит
слишком мало света, то его спектр нельзя исследовать очень детально, так
как с увеличением разрешающей силы количество энергии, приходящей на каждый
разрешаемый элемент спектра, уменьшается. Поэтому самую высокую разрешающую
силу имеют, естественно, солнечные спектральные приборы. У больших
солнечных спектрографов она достигает 106. линейная дисперсия этих приборов
достигает 10 мм/Е (0,1 Е/мм).
При исследовании наиболее слабых объектов приходится ограничиваться
разрешающей силой порядка 100 или даже 10 и дисперсиями ~1000 Е/мм.
Например, спектры слабых звезд получаются с помощью объективной призмы,
которая является простейшим астрономическим спектральным прибором.
Объективная призма ставиться прямо перед объективом телескопа, и в
результате изображение звезд растягиваются в спектр. Камерой служит сам
телескоп, а коллиматор не нужен, поскольку свет от звезды приходит в виде
параллельного пучка. Такая конструкция делает минимальными потери света из-
за поглощения в приборе. На рисунке приведена фотография звездного поля,
полученная с объективной призмой.
Грубое представление о спектральном составе излучения можно получить с
помощью светофильтров. В фотографической и визуальной областях спектра
часто применяют светофильтры из окрашенного стекла. На рисунке приведены
кривые, показывающие зависимость пропускания от длины волны для некоторых
светофильтров, комбинируя которые с тем или иным приемником, можно выделить
участки не уже нескольких сотен ангстрем. В светофильтрах из окрашенного
стекла используется зависимость поглощения (абсорбции) света от длины
волны. Светофильтры этого типа называются абсорбционными. Известны
светофильтры, в которых выделение узкого участка спектра основано на
интерференции света. Они называются интерференционными и могут быть сделаны
довольно узкополосными, позволяющими выделять участки спектра шириной в
несколько десятков ангстрем. Еще более узкие участки спектра (шириной около
1 ангстрема) позволяют выделять интерференционнополяризационные
светофильтры.
С помощью узкополосных светофильтров можно получить изображение
объекта в каком-либо интересном участке спектра, например, сфотографировать
солнечную хромосферу в лучах H( (красная линия в бальмеровской серии
спектра водорода), солнечную корону в зеленой и красной линиях, газовые
туманности в эмиссионных линиях.
Для солнечных исследований разработаны приборы, которые позволяют
получить монохроматические изображения в любой длине волны. Это –
спектрогелиограф и спектрогелиоскоп. Спектрогелиограф представляет собой
монохроматор, за выходной щелью которого находится фотографическая кассета.
Кассета движется с постоянной скоростью в направлении, перпендикулярном
выходной щели, и с такой же скоростью в плоскости выходной щели
перемещается изображение Солнца. Легко понять, что в этом случае на
фотографической пластинке получиться изображение Солнца в заданной длине
волны, называемое спектрограммой. В спектрогелиоскопе, перед выходной щелью
и после выходной щели устанавливаются вращающиеся призмы с квадратным
сечением. В результате вращения первой призмы некоторый участок солнечного
изображения периодически перемещается в плоскости входной щели. Вращение
обеих призм согласованно, и если оно происходит достаточно быстро, то,
наблюдая в зрительную трубу вторую щель, мы видим монохроматическое
изображение Солнца.
Достижения современной оптической астрономии.
1 Использование ПЗУ-матриц ЭВМ.
Развитие физики твердого тела и достижения в области твердотельной
технологии обеспечили возможность промышленного изготовления стабильных
фотоприемников, пригодных для эксплуатации в инфракрасной бортовой оптико-
электронной аппаратуре. Успехи в этих областях знаний позволили создать в
последние годы линейки и матрицы приемников с высокой плотностью
чувствительных элементов.
Для формирования выходного сигнала аппаратуры необходимо поочередно
измерить электрические сигналы, поступающие с каждого элемента линейки.
Можно сказать, должно быть обеспечено последовательное подключение
электрических проводников от отдельных элементов к общему выходу.
Путем такого «опроса» чувствительных площадок, расположенных в ряд,
вырабатывается электрический сигнал, соответствующий одной строке
изображения. Процесс переключения электрических цепей чувствительных
элементов в аппаратуре осуществляется специальным электронным
переключателем последовательного действия. В итоге линейка приемников
обеспечивает строчное сканированное изображение электронным, а не
механическим способом.
В новейших, наиболее перспективных образцах инфракрасной аппаратуры
все чаще используются твердотельные схемы, обеспечивающие прием и обработку
сигнала с линейки или матрицы в одном устройстве. Первых два коротких
сообщения группы американских исследователей об этой новой идее в области
физики твердого тела и об ее экспериментальной проверке появились в 1970
году. Приборы с зарядовой связью – так был назван этот класс устройств –
привлекали к себе чрезвычайный интерес и за прошедшие после их изобретения
годы нашли самое широкое применение в устройствах формирования изображений
в вычислительной технике, в устройствах отображения информации.
С точки зрения физики приборы с зарядовой связью интересны тем, что
электрический сигнал в них представлен не током или напряжением, а
электрическим зарядом. Основной принцип их действия изображен на рисунке
. прибор с зарядовой связью представляет собой линейку электродов на
изолирующей основе, нанесенной на поверхность тонкой пластины
полупроводника. Обычно под металлическими под металлическими электродами
расположен изолирующий слой окисла SiO2, а в качестве полупроводникового
материала используется Si. В результате образуется как бы сэндвич: металл –
окисел – полупроводник (рисунок ).
В приборах с зарядовой связью появляется возможность, подавая
напряжение на металлические электроды, воздействовать через изолятор на
положение энергетического уровня, сдвигая его вниз от горизонтальной линии
в местах расположения электродов. В итоге на границе раздела Si – SiO2
энергетическая диаграмма будет представлять собой не ровную, а холмистую
поверхность, на которой впадины будут расположены под теми электродами, к
которым приложено напряжение.
Для наглядности впадины этого рельефа на энергетической диаграмме
представляют в виде ямы с плоским дном и вертикальными стенками. На рисунке
, б изображены такие прямоугольные потенциальные ямы, сформированные с
помощью напряжений, приложенных к электродам. Чем выше напряжение на
электроде, тем глубже яма под данным электродом в месте его расположения.
Когда фотон попадает на чувствительный к излучению Si и создает электронно-
дырочную пару, то электрон стекает в ближайшую потенциальную яму. При
дальнейшем облучении образца электроны будут накапливаться и сохраняться в
соответствующих потенциальных ямах.
Для совокупности электронов, захваченных потенциальной ямой, физики
также придумали образное название, ставшее общепризнанным, - «зарядовый
пакет». Такие зарядовые пакеты в соответствии с изложенным механизмом будут
возникать на поверхности полупроводника
2 Использование спутниковых систем Земли для определения расстояния до
звезд.
Определение расстояний до тел солнечной системы основано на измерении
их горизонтальных параллаксов. Параллаксы, определенные по
параллактическому смещению светила, называются тригонометрическими.
Зная горизонтальный экваториальный параллакс Pо светила, легко
определить его расстояние от центра Земли (рисунок ). Действительно, если
То=Ro есть экваториальный радиус Земли, ТМ=( - расстояние от центра Земли
до светила М, ( угол Р – горизонтальный экваториальный параллакс светила
Ро, то из прямоугольного треугольника ТОМ имеем
[pic]
(15)
Для всех светил, кроме луны, параллаксы очень малы. Поэтому формулу
(15) можно написать иначе, положив
[pic] (16)
а именно,
[pic] (17)
Расстояние ( получается в тех же единицах, в которых выражен радиус
Земли Rо. По формуле (17) определяются расстояния до тел Солнечной системы.
Быстрое развитие радиотехники дало астрономам возможность определять
расстояние до тел Солнечной системы радиолокационными методами. В 1946 году
была произведена радиолокация Луны, а в 1957 – 1963 годах – радиолокация
Солнца, Меркурия, Венеры, Марса и юпитера. По скорости распространения
радиоволн с=3*105 км/сек и по промежутку времени t (сек) прохождения
радиосигнала с земли до небесного тела и обратно легко вычислить расстояние
до небесного тела
[pic]
(18)
Расстояние до звезд определяются по их годичному параллактическому
смешению, которое обусловлено перемещением наблюдателя (вместе с Землей) по
земной орбите (рисунок ).
Угол, под которым со звезды был бы виден средний радиус земной орбиты
при условии, что направление на звезду перпендикулярно к радиусу,
называется годичным параллаксом звезды (. Если СТ=( есть средний радиус
земной орбиты, МС=( - расстояние звезды М от солнца С, а угол ( - годичный
параллакс звезды, то из прямоугольного треугольника СТМ
[pic]
(19)
годичные параллаксы звезд меньше 1((, и поэтому
[pic] (20)
Расстояние ( по этим формулам получается в тех же единицах, в которых
выражено среднее расстояние а Земли от Солнца.
Если расстояние до небесных тел очень велики, то выражать их в
километрах неудобно, так как получается очень большие числа, состоящие из
многих цифр, поэтому в астрономии, помимо километров, приняты следующие
единицы расстояний:
- астрономическая единица (а.е) – среднее расстояние Земли от Солнца;
- парсек (пс) – расстояние, соответствующее годичному параллаксу в
1((;
- световой год – расстояние, которое свет проходит за один год,
распространяясь со скоростью около 300000 км/сек. Если
астрономическую единицу принять равной 149600000 км, то 1
пс=30,86*1012 км= 206263 а.е.=3,26 светового года; 1 световой
год=9,460*1012 км=63240 а.е.=0,3067 пс.
В а.е. обычно выражаются расстояния до тел солнечной системы.
Например, Меркурий находится от Солнца на расстоянии 0,387 а.е, а Плутон –
на расстоянии 39,75 а.е.
Расстояние до небесных тел, находящихся за пределами солнечной
системы, обычно выражаются в парсеках, кило парсеках (1000 пс) и мега
парсеках (1000000 пс), а также в световых годах. В этих случаях
[pic] и [pic]
Ближайшая к Солнцу звезда «проксима Центавра» имеет годичный параллакс
(=0((,762. следовательно, она находится от нас на расстоянии 1,31 пс или
4,26 светового года.
Чтобы перейти от видимого положения звезд на небе к действительному их
распределению в пространстве, необходимо знать расстояние до них.
Непосредственным методом определения расстояния до звезд является
измерение их годичных параллаксов. Однако этим способом параллаксы могут
быть найдены только для ближайших звезд. Действительно, предельные углы,
которые удается измерить аксонометрическими методами, составляют около
0((,01.
Следовательно, если параллакс звезды в результате наблюдений оказался
равным (=0((,02(0((,01, то расстояние до нее по формуле
[pic] (21)
Получится в пределах от 30 до 100 пс, соответствующих возможным ошибкам в
определении параллакса. Отсюда видно, что расстояние до сравнительно
близких объектов, удаленных от нас не более, чем на несколько парсеков,
определяются более или менее надежно. Так, например, расстояние до одной из
ближайших звезд (( Центавра), равное 1,33 пс, известно с ошибкой, меньше 2
%. Однако для звезд, удаленных больше чем на 100 пс, ошибка в определении
расстояния больше самого расстояния и метод тригонометрических параллаксов
оказывается непригодным. В лучшем случае он позволяет сделать вывод, что
расстояние превышает несколько сотен парсеков. Всего в настоящее время
тригонометрические параллаксы измерены не более чем для 6000 звезд.
Расстояния до звезд могут быть найдены в тех случаях, когда каким-
нибудь образом известны их светимости, так как разность между видимой и
абсолютной звездными величинами равна модулю расстояния, который входит в
формулу (22)
[pic] (22)
Наиболее надежно модуль расстояния удается найти для звезд,
принадлежащих скоплениям. Однако при этом необходимо учитывать, что
получаемые величины, как правило, бывают искажены влиянием межзвездного
поглощения света.
Особенности спектров, лежащих в основе разделения звезд по классам
светимости, могут быть использованы для определения абсолютных звездных
величин, а, следовательно, и расстояний (метод спектральных параллаксов).
Важный метод определения параллаксов совокупности звезд основан на
изучении их собственных движений. Оставшееся смещение звезды на небесной
сфере за год называется собственным движением звезды (. Оно выражается в
секансах дуги в год. Собственное же движение звезды ( вычисляется по
формуле
[pic] (23)
Собственное движение у разных звезд различны по величине и
направлению. Только несколько десятков звезд имеют собственные движения
больше 1(( в год. Самое большое известное собственное движение (=10((,27 (у
«летящей» звезды Баркарда). Громадное же большинство измеренных собственных
движений у звезд составляют сотые и тысячные доли секунды дуги в год. Из-за
малости собственных движение изменение видимых положений звезд не заметно
для невооруженного глаза.
Суть этого метода основано на том факте, что чем дальше находятся
звезды, тем меньше видимые перемещения, вызываемые их действительными
движениями в пространстве. Определенные таким путем параллаксы называются
средними.
Для определения расстояния до группы звезд удается применить наиболее
точный метод, основанный на том обстоятельстве, что, как и в случае
метеоритов, общая точка пересечения направлений видимых индивидуальных
движений, которые вследствие перспективы кажутся различными, а на самом
деле в пространстве одинаковы, указывает истинное направление скорости
общего движения – апекс. При известной лучевой скорости Vr, хотя бы одной
из звезд имеется возможность вычислить годичный параллакс всего скопления,
называемый адовым параллаксом, по формуле
[pic] (24)
Где ( - собственное движение, а q – угол между направлением на данную
звезду и апекс.
Определить суточный и годичный параллакс можно из наблюдений: пусть из
двух точек О1 и О2 (рисунок ) на поверхности Земли, лежащих на одном
географическом меридиане, измерены зенитные расстояния Z1 и Z2 одного и
того же светила М в момент прохождения его через небесный меридиан.
Предположим далее, что оба пункта наблюдения находятся в северном полушарии
и светило наблюдалось в каждом из них к югу от зенита. Следовательно
z1=((((( и z2=(2((2
Где (1 и (2 – географические широты пунктов, а (1 и (2 – топоцентрические
скопления светила, отличающиеся от его геоцентрического склонения ( на
величину
p1=psinz1 и p2=psinz2
В четырехугольнике О1ТО2М (рисунок ) угол О1МО2 равен (Р1 – Р2), угол
МО2Т тупой (больше 180є) и равен (180є+Z2), угол О1ТО2 равен ((1-(2) и,
наконец, угол ТО1М равен (180є-Z1). Так как сумма внутренних углов
четырехугольника равна четырем прямым, то
360(=p1-p2+180(+z2+((((((((((-z
или
p1-p2=((2(z()-( (((z1)
Принимая во внимание соотношения, написанные выше, имеем
P(sinz1-sinz2)={sin(((((()-sin((2((2)}p=(2-((
откуда горизонтальный параллакс светила
[pic] (25)
По значениям радиуса Земли R в месте наблюдения и экваториального радиуса
Земли Rо вычисляется горизонтальный экваториальный параллакс
[pic] (26)
Горизонтальный параллакс светила можно определить и из измерений его
прямого восхождения из одного и того же места на Земле, но в различные
моменты времени. За промежуток времени между этими моментами вращения земли
переносит наблюдателя из одной точки пространства в другую, что дает
соответствующее параллактическое смещение светила. Таким образом,
горизонтальный параллакс светила определяется из его топоцентрических
координат, полученных из соответствующих и целесообразно выполненных
наблюдений.
Аналогичным путем получается годичный параллакс звезд, только в этом
случае определяются геоцентрические координаты звезды из наблюдений,
произведенных в двух различных точках орбиты Земли и приблизительно через
полгода одно после другого.
Наилучшие современные угломерные инструменты позволяют надежно
определять годичное параллактическое смещение звезд до расстояния не свыше
100 пс ((=0((,01). Поэтому тригонометрические годичные параллаксы известны
лишь для сравнительно небольшого числа звезд (около 6000), наиболее близких
к Солнцу. Расстояния до более далеких объектов определяются различными
косвенными методами.
Как уже было сказано выше, если знать светимость звезды и, сравнивая
ее с видимым блеском звезды, то легко рассчитать расстояние до нее.
Если пользоваться абсолютной М и видимой звездной величиной m, то
расстояние в световых годах D находится легко из формулы
[pic] (27)
Как выяснили Адамс и Кольмюттер (США) два-три десятка лет назад, спектры
звезд являются хорошими показателями светимости, а поэтому и расстояния,
так как видимый блеск звезды m, нужный для сравнения, определить нетрудно.
Зная расстояния до некоторого числа звезд на основании других, весьма
кропотливых методов их определения, можно было вычислить светимости и
составить их со спектрами тех же звезд. Пока же достаточно сказать, что,
например, обычным белым звездам определенного спектрального подкласса,
допустимА0, А1, А2 и т.д., соответствует довольно определенная светимость.
Таким образом, достаточно определить точно спектральный подкласс обычной
белой звезды, и мы уже приблизительно знаем ее светимость, а поэтому и
расстояние. (Есть звезды класса А другой светимости, но и спектры у них
несколько иные). Такие звезды встречаются редко).
С желтыми и красными звездами дело обстоит сложнее, хотя тоже
достаточно определенно. Желтые и еще в большей степени красные звезды
одного и того же спектрального класса резко делятся на две группы. Одни из
них названы гигантами, у них очень большая светимость. Другие названы
звездами-карликами – их светимость значительно меньше. Звезд с
промежуточной светимостью не существует, и светимость как карликов, так и
гигантов одного и того же спектрального подкласса является довольно
определенной. Но есть некоторое различие. Одни и те же темные линии, в
спектрах гигантов более тонки и резки, чем в спектрах карликов. Это
помогает отличать их друг от друга.
Мало того, относительная интенсивность некоторых пар линий
обнаруживает четкую зависимость от светимости звезды. Спектры-паспорта
карликов и гигантов – не вполне одинаковы. Так, например, спектры оранжевых
звезд 61 Лебедя и Альдебарана в общем одинаковы, почему их и относят к
одному и тому же спектральному классу К5. но среди многочисленных
одинаковых линий в их спектрах можно, что линии кальция с длиной волны 4454
Е в спектре звезды-карлика 61 Лебедя сильнее линии ионизированного стронция
4215 Е, а в спектре гиганта Альдебарана – наоборот. Нужен некоторый навык,
чтобы отличать друг друга спектры гигантов и карликов. Удается установить
зависимость между относительной интенсивностью пар линий и светимостью
звезды, а затем использовать ею в дальнейшем. Тогда, сфотографировав спектр
звезды, находящейся на неизвестном расстоянии и имеющей неизвестную
светимость мы можем легко и быстро установить и то и другое.
Точность определения таким способом расстояний до звезд составляет
около 20 %, независимо от того, близка к нам звезда или далеко. Быть может,
точность в 20 % покажется недостаточно хорошей при измерении расстояния до
звезд. Приходится с этим согласиться. Однако в большинстве случаев
определить расстояние до звезды другим способом невозможно.
Если расстояние между излучающим телом наблюдателя меняется, то
скорость их относительного движения имеет составляющую вдоль луча зрения,
называемую лучевой скоростью. По линейным спектрам лучевые скорости могут
быть измерены на основании эффекта Доплера, заключающегося в смещении
спектральных линий на величину, пропорциональную лучевой скорости, вне
зависимости от удаленности источника излучения. При этом если расстояние
увеличивается (лучевая скорость положительна), то смещение линий происходит
в красную сторону, а в противном случае – в синюю.
Объяснить это явление можно на основании следующих элементарных
рассуждений. Вообразим наблюдателя, воспринимающего от объекта луч света.
Предположим, что этот луч представляет собой отдельное непрерывное
электромагнитное колебание (луч волн). Пусть за 1 секунду источник излучает
( волн длиной ( каждая. Так как ( - частота, то (=с/(. Неподвижный
относительно источника наблюдатель за ту же одну секунду воспримет столько
же (т.е. () волк. Теперь пусть источник или наблюдатель движутся с
относительной скоростью Vr, на котором укладывается Vr/( волн. Таким
образом, в случае движения вдоль луча зрения наблюдатель воспримет не (
волн, а на Vr/( меньше, если расстояние увеличивается, и на Vr/( больше,
если оно уменьшается. Следовательно, изменится частота наблюдаемого
излучения (. Обозначая это изменение частоты через (( и принимая, что
положительным значением Vr соответствует увеличение расстояния, получим
[pic]
Учитывая зависимость между ( и (, мы видим, что при движении вдоль луча
зрения изменяется не только частота воспринимаемого излучения, но и длина
его волны соответственно на величину
[pic]
Объединяя это выражение с предыдущим, найдем окончательную формулу для
величины доплеровского смещения спектральных линий
[pic] (28)
Более строгий вывод формулы для доплеровского смещения требует
применение теории относительности. При этом получается выражение, которое
при Vr((с очень мало отличается от формулы ( ). Кроме того, оказывается,
что смещение спектральных линий вызывается не только движениями вдоль луча
зрения, но и перпендикулярными к нему перемещениями (так называемый
поперечный эффект Доплера). Однако он, как и релятивистская поправка к
формуле ( ), пропорционален (V/c)2 и должен приниматься во внимание
только при скоростях, близких к скорости света.
Эффект Доплера играет исключительно важную роль в астрофизике, так как
позволяет на основании измерения положения спектральных линий судить о
движениях небесных тел и их вращении.
3 Космические телескопы (в оптическом диапазоне) и открытия сделанные
с их помощью.
Более 20 лет работают на околоземных орбитах специализированные
спутники с УФ телескопами на борту, проводя астрономические наблюдения. Их
инструменты достигли высокой разрешающей способности и совершенства. Это
позволило решать многие проблемы современной астрофизики.
УФ излучение играет важнейшую роль как в существовании биологической
жизни, в том, числе и человеческой, так и во всем комплексе процессов
эволюции Вселенной. Изучать, что же происходит в глубинах космоса и как он
устроен, интереснейшая задача и вечная цель человечества. Решая эту задачу,
люди наталкиваются на фундаментальные природные ограничения, преодолевают
их и ищут новые подходы для дальнейшего продвижения по пути познания. Одной
из преград для проведения астрономических наблюдений служит непрозрачность
атмосферы.
Земная
|
