| |||||||||||||
| Заходите к нам на форум: задавайте вопросы - получайте ответы! |
|
Исследование Солнечной Системы - Вселенная и Солнечная система
| |||||
 Исследователи |
|||||
Изучение Вселенной |
|
Инфракрасная Вселенная
Поймать невидимку. В XIX в. для обнаружения инфракрасного излучения астрономы пользовались термопарами - двумя соединенными проволочками из разных металлов. Если место их соединения нагревают ИК-лучи, то на концах проволочек возникнет электродвижущая сила. Измеряя ее, можно узнать интенсивность лучей, попавших на термопару, а по ней - и температуру небесного тела. Именно так в прошлом веке определили температуру поверхности Луны, а затем и планет. Следующим шагом стало создание болометра. Главным элементом этого прибора является зачерненная полоска фольги специального состава, поглощающая ИК-лучи. Электрическое сопротивление фольги меняется при повышении температуры. Измерив это изменение, также можно установить интенсивность падающего на нее излучения. В настоящее время в качестве детекторов с успехом применяют и полупроводниковые кристаллы. И все же чувствительность этих приборов остается невысокой, а трудности измерений очень велики. Ведь в инфракрасном диапазоне излучают не только звезды и планеты, но и все предметы вообще, в том числе детали аппаратуры, "забивая" слабый сигнал от небесных тел. Чтобы ослабить эти помехи, аппаратуру охлаждали - сначало "сухим льдом", позднее жидким азотом и наконец жидким гелием. Для уменьшения собственного излучения начали охлаждать и сами детекторы. Только после этого чувствительность аппаратуры стала удовлетворять требованиям астрономов. В качестве собирающих устройств в инфракрасных телескопах используются обычные вогнутые зеркала, как и при оптических наблюдениях. Однако требования к точности обработки отражающей поверхности здесь значительно ниже, поэтому изготовление рефлекторов с диаметрами зеркал 2-4 м особых технических сложностей не представляет. Наблюдения в ИК-лучах можно выполнять при помощи наземных телескопов, установленных высоко в горах, со стратостатов и даже с высотных самолетов. С развитием космической техники наступила очередь телескопов, размещаемых на спутниках. Большое значение имел вывод на околоземную орбиту в 1983 году инфракрасного телескопа IRAS, в котором использовалось охлаждение приемной аппаратуры жидким гелием. Телескоп проработал на орбите год, пока не испарился весь 300-литровый запас гелия. За это время ученым удалось многое узнать об инфракрасной Вселенной.
Излучение планет. Первыми объектами инфракрасных наблюдений на современной аппаратуре стали планеты Солнечной системы. Начало полетов в космос оживило интерес к проблеме жизни вне Земли. Астрономы принялись настойчиво измерять температуры поверхностей планет и их атмосфер, пытаясь найти благоприятные для жизни условия (разумеется, по земным меркам). Оценки температуры не вселяли особых надежд: 500 °С на Меркурии; -140 ° на Юпитере; - 160 °С на Сатурне. Зато наделало много шума обнаружение американским астрономом Уильямом Синтоном в инфракрасном спектре Марса жвух полос, характерных для углеводов - простейших органических соединений. Казалось, вопрос о жизни на Марсе близок к решению... Однако проверка показала, что открытие полосы имеют не марсианское, а земное происхождение и скорее всего принадлежат парам тяжелой воды в атмосфере Земли. Инфракрасные наблюдения планет-гигантов позволили уточнить структуру их атмосфер, обнаружить водяной лед на их спутниках. Было открыто собственное излучение Юпитера и Сатурна, связанное не только с нагревом солнечными лучами, но и с внутренними источниками тепла у этих планет. Новая карта неба. После появления инфракрасных телескопов с 3-4 метровыми объективами астрономы развернули работу по составлению карт неба в инфракрасных лучах. Проводя регулярные обзоры неба, они определяли координаты инфракрасных источников и оценивали энергию приходившего от них излучения. В итоге человек впервые сумел взглянуть на небо в невидимых "тепловых" лучах. Результаты оказались впечатляющими. На инфракрасном небе пропали яркие голубые и белые звезды. Исчезли с неба созвездия Большой Медведицы, Ориона, Кассиопеи, не стало Сириуса, Проциона, Ригеля. Яркие красные звезды - Бетельгейзе, Антарес, Альдебаран - мало изменились в блеске. Но появились и другие звезды, которых раньше не было видно на небосводе: тусклые темно-красные источники, похожие на тлеющие угольки. Многие из них - даже еще не звезды, а протозвезды, т.е. сгущения межзвездной среды, сжимающиеся под действием собственного тяготения. Это холодные газовые шары, окруженные газопылевыми оболочками. В некоторых из них только начинаются ядерные реакции, характерные для "настоящих" звезд. Не исключено, что одновременно с образованием звезд идет и формирование планетных систем. Именно такие удивительные объекты обнаружены в созвездиях Тельца, Лебедя и Ориона, в том числе в знаменитой туманности Ориона. Источником сильного инфракрасного излучения может стать и горячая звезда, если она окружена облаком пыли или пылевым диском. Пыль поглощает коротковолновое и видимое излучение и переизлучает его энергию в инфракрасных лучах. Примером может служить Вега, окруженная диском, от которого исходит мощное ИК-ищлучение. Орбитальный телескоп IRAS исследовал излучение центральной области Млечного Пути в длинноволновой части инфракрасного диапазона. То, что центр нашей Галактики испускает ИК-лучи, было известно давно. Еще в 1951 г. советские астрономы первыми получили снимки галактического центра в сравнительно коротковолоновых ИК-лучах. В качестве приемника излучения они использовали техническую новинку того времени - электронно-лучевую трубку, фотокатод который чувствителен к инфракрасным лучам. В результате было обнаружено излучение звезд ядра, видимый свет которых очень сильно поглощается межзвездной пылью. Аппаратура, установленная на IRAS, принимала излучение на длинах волн 12, 25, 60 и 100 мкм. В этих лучах светят уже не сами звезды, а пыль вблизи звезд или между ними. IRAS зарегистрировал очень много источников: инфракрасные объекты в ядре нашей Галактики, излучение узкой полосы вдоль Млечного Пути, где концентрируются межзвездный газ и пыль, и большое количество звезд с пылевыми оболочками. Более 10 тыс. источников удалось отождествить с внегалактическими объектами: галактиками (преимущественно спиральными) и квазарами. Во многих случаях излучение галактик в инфракрасном диапазоне сравнимо по мощности с наблюдаемыми оптическим излучением или даже превосходит его. В рсновном это излучение связано с молодыли горячими звездами, которые рождаются в непрозрачных (для видимых и ультрафиолетовых лучей) областях галактик и нагревают окружающую их пылевую среду до нескольких десятков кельвинов, из-за чего она начинает светиться в инфракрасном диапазоне. По мощности этого излучения астрономы количественно оценивают темпы образования звезд в галактиках. В некоторых случаях мощность инфракрасного излучения ядер галактик и квазаров оказалась невероятно высокой - сотни миллиардов светимостей Солнца. Механизм образования таких источников еще ждет своего объяснения. Ультрафиолетовая Вселенная Тот, кто хотя бы раз поднимался в горы, знает, что Солнце там гораздо жарче, чем на равнине: оно очень быстро обжигает кожу. В то же время люди, живущие в горах, реже страдают насморком, ангиной и другими простудными заболеваниями. Неужели солнечный свет там чем-то отличается от равнинного? Да, в нем больше ультрафиолетовых лучей, у которых длины волн короче, чем у видимого света. УФ часть спектра охватывает участок с длинами волн от 0,3 до 0,01 мкм. Коротковолновые, или жесткие, УФ лучи, к счастью не проходят через земную атмосферу. В газовой среде, например в межзвездном пространстве, жесткие, энергичные ультрафиолетовые кванты ионизуют атомы различных элементов. При этом энергия кванта передается одному из электронов, и он отрывается от родного атома, отправляясь в "свободное плавание". Нейтральный атом, потеряв электрон, приобретает электрический заряд и превращается в положительный ион. "Сбежавший" электрон может вновь присоединиться к какому-нибудь ионизированнуму атому, тогда последний опять становится нейтральным. Газ, образованный не нейтральными атомами, а положительно и отрицательно заряженными частицами, называется плазмой. Плазма проводит электрический ток, и на ее движение очень сильно влияет магнитное поле. Ученые установили, что Вселенная в основном состоит из плазмы. Лишь планеты, межпланетная и межзвездная пыль да газ в холодных "уголках" Вселенной, куда не проникает коротковолновое ионизующее излучение, содержат вещество в иных состояниях. Газовые облака, ионизуемые ультрафиолетовым светом горячих звезд, сами становятся мощными источниками излучения. Их именуют светлыми газовыми туманностями или областями ионизованного водорода. Там, где они наблюдаются, можно ожидать присутствие молодых горячих звезд, которые из-за своей высокой температуры излучают большую часть энергии в ультрафиолетовой области спектра. Итак, на УФ излучение природа возложила важную миссию - быть "главным ионизатором" рассеяного вещества. Излучение Солнца. В излучении Солнца должно быть довольно много УФ лучей, значительно больше, чем это наблюдается с Земли, поскольку их поглощает земная атмосфера. Запуски беспилотных шаров-зондов, поднимавших на высоту 30 и более километров измерительные приборы и радиопередатчики, показали, что выше 25-28 км температура воздуха растет, достигая максимума на уровне 30-35 км. Еще выше температура снова падает, а интенсивность УФ-лучей увеличивается. Ученые сделали вывод, что на высоте 30-35 км происходит интенсивное поглощение солнечного УФ излучения с образованием озона. Озон очень сильно поглощает лучи с длинами волн короче 0,3 мкм, спасая нас от их опасного воздействия на кожу и органы зрения. Но не только на образование озона расходуется энергия солнечных УФ-лучей.
Радиоволны,как и все электромагнитные волны, должны распространяться прямолинейно. Значит, поскольку Земля - шар, радиосвязь между Европой и Америкой невозможна? Итальянский радиотехник Гульельмо Маркони осуществил в 1901 г. прямую радиосвязь, раз и навсегда доказав, что радиоволны могут огибать земной шар. Для этого им надо отразиться от какого-то "зеркала", высящего над земной поверхностью на высоте 150-300 км. Таким зеркалом служит ионизованные слои атмосферы, а источником ионизации - ультрафиолетовое излучение Солнца. С развитием спутниковой астрономии исследование ультрафиолетового излучения Солнца стало ее обязательным компонентом. Причина ясна: УФ-излучение контролирует состояние ионизованных слоев атмосферы, а следовательно, и условия радиосвязи на Земле, особенно в полярных районах. Эта не слишком приятная зависимость от капризов Солнца стала ослабевать лишь в последние десятилетия, с развитием спутниковой связи. Космическое оружие. Исследование УФ излучения небесных объектов началось довольно давно - с появлением астрофотографии. Ведь фотоэмульсии чувствительны не только к видимому свету, но и к УФ-излучению. Однако для изучения жесткого, коротковолнового, излучения небесных тел понадобилось вынести приборы за пределы атмосферы. Здесь трудно было ожидать больших сюрпризов. Жесткое УФ-излучение - это "оружие ближнего боя", оно не может распространяться в межзвездной среде на большие расстояния. Его высокая ионизирующая способность приводит к быстрой потере энергии и поглощению космических УФ-квантов газом, который для длинноволнового излучения совершенно прозрачен. Основным межзвездным поглотителем является водород. Он ионизуется УФ-излучение с длинами волн менее 0,0912 мкм. Но его энергия может перейти к более длинноволновым квантам и "высветиться" в эмиссионных линиях, которые испытывают значительно меньшее поглощение и наблюдаются с больших расстояний. Нагретый УФ-квантами газ излучает не только свет, но и радиоволны, поэтому наблюдения межзвездных облаков ионизованного водорода проводятся и в оптическом, и радиодиапазоне. Они позволяют узнать, где находятся далекие источники жестких УФ-лучей и измерить их мощность. Источники мощного УФ-излучения не так часто встречаются в космосе. В основном это очень горячие звезды большой светимости с температурой поверхности выше 20-25 тыс. кельвинов. По цвету такие звезды кажутся голубыми или бело-голубыми; типичным примером служит Ригель. Большинство подобных звезд сосредоточены в галактической плоскости, в спиральных ветвях. Их свет сильно ослабляется из-за поглощения газом и пылью, которые тоже сосредоточены в галактической плоскости. Но интерес к ним астрономов велик, поскольку эти звезды молоды: их возраст исчисляется лишь миллионами лет. Впрочем, совсем без неожиданностей все-таки не обошлось. Старые звезды в ядрах и нашей Галактики, и галактики Андромеды, и дальних звездных систем излучают гораздо больше УФ лучей, чем ожидалось. По-видимому, дело в том, что среди старых звезд также встречаются горячие объекты. Это звезды с очень низким содержанием металлов и белые карлики, уже прошедшие в своем развитии стадию красных гигантов. Измерение УФ-излучения звездных систем дает ключ к выяснению их звездного состава. Но, пожалуй, наиболее высокую УФ светимость, причем, как правило быстропеременную, имеют активные ядра галактик и квазары. И излучение это исходит не только от горячих звезд. Там имеются незвездные, или, как говорят, нетепловые источники очень большой мощности. Излучение их природы - одна из актуальных задач астрономии. Рентгеновская Вселенная Лучи не знающие преград. В конце XIX в. немецкий физик Вильгельм Рентген открыл невидимые лучи, названные в его честь рентгеновскими. Новые лучи привлекли всеобщее внимание своей проникающей способностью: они свободно проходили через слои бумаги, картона, дерева и даже тонкие листы металла. Ученые установили, что рентгеновские лучи - это электромагнитные колебания с очень малыми длинами волн и большой энергией квантов - от 1000 до десятков тысяч электронвольт. Лучи Рентгена очень скоро стали использовать в медицине и др. отраслях. Казалось, однако, что для астрономии открытие Рентгена не имеет никакого значения. Более или менее мощный поток рентгеновских лучей от небесных светил возможен лишь в том случае, если температура их приближается к миллионам градусов. А таких температур на поверхностях обычных звезд быть не может. И никто даже не предполагал, что прямо над нашими гловами каждый день появляется источник внеземного излучения. Речь идет, конечно, о Солнце. Рождение рентгеновской астрономии. Долгое отсутствие каких-либо данных о рентгеновском изучении Солнца объясняется экранирующим действием земной атмосферы, которая поглощает практически все коротковолновое излучение, идущее из космоса. Правда, в 30-х гг. XX в. возникло подозрение, что в нарушениях дальней радиосвязи в дневное время повинно рентгеновское излучение. Считалось, что оно, исходя от внеатмосферного источника, создает дополнительный ионизованный слой в земной атмосфере на высоте около 80 км. Но для доказательства данной гипотезы требовалось вывести приборы за его пределы. Это стало возможным только в послевоенные годы. В конце 40-х гг. детекторы рентгеновских лучей на баллистических ракетах были подняты на высоту более 100 км. С их помощью удалось зарегистрировать рентгеновское излучение, испускаемое при солнечной вспышке. Этот своеобразный "магнитный взрыв" на Солнце сопровождается выбросом частиц высокой энергии - солнечных космических лучей - и мощным импульсом рентгеновского излучения. Кроме того, приборы зафиксировали и диффузное излучение неба в рентгеновских лучах.
В 60-х гг. были обнаружены два других рентгеновских источника. Один из них оказался связанным с Крабовидной туманностью - газовым остатком сверхновой звезды, второй - со странной звездой в созвездии Скорпиона. В 70-х гг. регулярные наблюдения со специальных искусственных спутников - рентгеновских обсерваторий "Ухуру" и "Эйнштейн" - обогатили картину неба в рентгеновских лучах новыми деталями. Для регистрации космических рентгеновских лучей физики предоставили астрономам большой набор приемных устройств. Сначала применялась фотопленка, похожая на ту, что используется в рентгеновских кабинетах; потом появились счетчики Гейгера; затем газовые, так называемые пропорциональные счетчики и наконец специальные полупроводниковые устройства, способные не только улавливать рентгеновские кванты, но и определять их энергию. Долгое время основным недостатком рентгеновских приемников излучения была низкая разрешающая способность, однако впоследствии использование на рентгеновских обсерваториях специальных металлических зеркал обеспечило угловое разрешение не менее 1". Рентгеновское небо. Каталоги, составленные на основе спутниковых наблюдений, включают тысячи космических источников рентгеновского излучения. Сотни из них отождествлены с оптическими объектами. Среди рентгеновских источников немало галактических объектов: остатки сверхновых звезд (в частности, Крабовидная туманность и находящийся в ней пульсар), тесные двойные системы, центральная область (ядро) Галактики. Но многие источники лежат за пределами нашей звездной системы: это другие галактики, как обычные (туманность Андромеды), так и необычные (галактика Дева А из скопления галактик в созвездии Девы). Мощными источниками рентгеновского излучения оказались ядра галактик с признаками высокой активности и квазары, как правило быстро меняющие свою рентгеновскую светимость. В крупных скоплениях галактик в рентгеновских лучах наблюдается также разреженный горячий газ, заполняющий межгалактическое пространство. Особенно интересна природа рентгеновских источников, связанных с тесными двойными системами (так называется объединенная взаимным тяготением пара очень близких друг к другу звезд), в которых один компонент - очень компактный объект (нейтронная звезда или черная дыра), а второй - гигант или сверхгигант. Расстояние между членами пары невелико, поэтому при определенных условиях вещество может активно перетекать со звезды-гиганта на компактную звезду. Оно выпадает на поверхность нейтронной звезды в области магнитных полюсов либо "наматывается" в ее экваториальный плоскости, подобно магнитофонной ленте на катушку, образуя вокруг звезды газовый диск. Так как компактная звезда имеет достаточно большую массу и малые размеры, падающее вещество приобретает огромные скорости - десятки тысяч километров в секунду, сильно уплотняется и разогревается до температуры свыше миллиона градусов. Двойная звезда превращается в мощный источник рентгеновских лучей. Если газ падает в область магнитных полюсов нейтронной звезды, то ее быстрое вращение делает принимаемое рентгеновское излучение переменным. Такие источники называются рентгеновскими пульсарами. Их известно несколько десятков. Неспокойным, наполненным бурными событиями, катастрофами и взрывами невиданных масштабов предстает перед нами космос в рентгеновских лучах. Как он не похож на тихий, спокойный почти неизменный мир в видимом свете с безмолвным мерцанием тысяч звезд! Гамма Вселенная Во всех курсах физики - от школьной до университетского - описывается такой эксперимент: свинцовая коробочка с маленьким отверстием... Так были открыты альфа, бета и гамма-лучи. Вскоре выяснилось, что альфа-лучи - это поток ядер гелия, бета-лучи - поток быстрых электронов, а гамма-лучи - родственники света, электромагнитные волны, более короткие, чем рентгеновские, с длинами волн в стотысячные доли микрометра. Если лучи видимого света порождаются атомами, то гамма-лучи - в основном атомными ядрами. Атом способен перейти в возбужденное состояние, поглотив порцию (квант) энергии; вслед за тем, возвращаясь в основное состояние, он |
