§ 3. ОСНОВИ АСТРОФОТОМЕТРІЇ

В астрономії працюють з усіма випромінюваннями, що складають електромагнітний спектр. Але оскільки атмосфера Землі пропускає не всі з них, то існують особливості реєстрації випромінювання в різних ділянках спектра.

1. Особливості реєстрації випромінювання небесних тіл.

Знайти можливість реєструвати не лише видиме світло – важливе завдання в астрономії. Відносно просто його вирішують для інфрачервоного та субміліметрового випромінювання з довжинами хвиль від 13 мкм до 1000 мкм.

Концентрація водяної пари, що головно поглинає інфрачервону радіацію, швидко зменшується з висотою і це випромінювання можна реєструвати з аеростатів і літаків вже на висотах 25–30 км. Для них же доступні спостереження в жорсткому рентгенівському та гамма-діапазоні. Ультрафіолет, м'які та середні рентгенівські промені реєструють на висоті від 150 км, де атмосфера повністю прозора для всіх видів випромінювань. Дослідження в цих ділянках спектра розпочалися з 1957 р. після запуску першого штучного супутника Землі.

Інформацію про небесні тіла доносять до нас також космічні промені і нейтрино. Космічні промені – це головно протони, а також електрони, ядра гелію і важчих хімічних елементів. Нейтрино – частинка, що не має електричного заряду, з масою спокою, величину якої ще й досі достовірно не визначено, – здатне проникати крізь тверде тіло навіть легше, ніж світло крізь скло. Нейтрино, що утворюється під час термоядерних реакцій у зорях, майже негайно зі швидкістю світла вилітає назовні, несучи інформацію про умови в надрах зорі у поточний момент, тоді як електромагнітне випромінювання рухається до поверхні зорі сотні тисяч чи навіть мільйон років. Тому методи нейтринної астрономії важливі для вивчення процесів у надрах Сонця і зір.

2. Методи визначення блиску небесних тіл.

Видиму яскравість небесних світил називають їх блиском. Його фізична суть – це освітленість, яку створює світило на приймачі світлової енергії, наприклад, на сітківці людського ока. Термін блиск запроваджено у зв'язку з тим, що фізичне визначення яскравості стосується до протяжних, а не до точкових об'єктів.

З фізики відомо, освітленість – це кількість світлової енергії, що падає на одиницю поверхні за одну секунду. У Міжнародній системі одиниць (СІ) її вимірюють люксами (лк). Світлові потоки, які надходять до Землі від небесних світил (крім Сонця) дуже малі. Наприклад, повний Місяць в зеніті створює на місцевості освітленість майже 0,3 лк, а найяскравіші зорі – в сотні тисяч і мільйони разів слабкіші, ніж повний Місяць. Виражати блиск небесних світил у люксах незручно, тому в астрономії використовують умовну шкалу зоряних величин.

Для вимірювання випромінювання небесних тіл в астрономії використовують спеціальні прилади – фотометри, а відповідні дослідження називають астрофотометрією. Вона є одним з найважливіших астрономічних методів, який почали застосовувати наприкінці XIX – початку XX ст. Розрізняють точкову (зоряну) фотометрію і фотометрію протяжних об'єктів – Сонця, Місяця, туманностей. Метод фотометрії використовує доволі прості принципи. Щоб визначити блиск небесного тіла, його світло візуально порівнюють (візуальна фотометрія) з іншим, часто штучним, джерелом. Так працюють фотометри вирівнювання або ослаблення світла. Потік світла штучної зорі ослаблюють доти, доки її блиск не стане рівним блиску справжньої зорі.

Величину цього ослаблення точно вимірюють і за нею обчислюють блиск спостережуваної зорі.

Блиск зорі можна виміряти іншим способом. З допомогою поляризаційних пристроїв (поляроїдів) її світло повністю гасять. Відлік кута повороту поляроїда, що відповідає гасінню світла, дає можливість обчислити блиск зорі.

До появи цифрових приймачів випромінювання в астрономії широко застосовували фотографічну фотометрію. Вимірювали ступінь «почорніння» фотографічних зображень небесних тіл чи їхніх спектрів, що було результатом дії випромінювання на фотоплатівку, і на підставі цього визначали блиск об'єктів.

Око й фотоплатівка мають різну чутливість в тих самих ділянках спектра. Тому, наприклад, червоні зорі на фотоплатівці виходили слабкішими, ніж білі зорі з таким самим візуальним блиском. Але точність фотографічної фотометрії значно вища, ніж візуальної.

З початку XX ст. в астрономії застосовують термо- і фотоелектричні фотометри. Світло, що потрапило до такого фотометра, створює в ньому електричний струм тим сильніший, що більший потік світла. Переваги електрофотометрії – висока чутливість приладів, зокрема важлива у вимірюванні дуже слабкого випромінювання багатьох небесних тіл, і об'єктивність вимірювань – їх незалежність від індивідуальних особливостей спостерігача.

НАВЧАЛЬНЕ ЗАВДАННЯ

• Поясніть, чому фотометрія є одним з найважливіших методів астрономічних досліджень?

ВИСНОВКИ

Завдання астрономів – знайти можливість реєструвати не лише видиме світло. Вимірювання потоків випромінювання від небесних світил дозволяє визначати їхній блиск, тобто освітленість. Такі вимірювання в астрономії забезпечує астрофотометрія.

§ 4. СПЕКТРАЛЬНИЙ АНАЛІЗ В АСТРОНОМІЇ

Філософ Огюст Конт у 1842 р. зауважив, що «ніколи і жодним чином нам не вдасться вивчити хімічний склад небесних світил». Але вже за двадцять років це завдання вдалося вирішити завдяки відкриттю спектрального аналізу – дослідження спектрального складу світла. Новий метод став основою астрофізики.

1. Спектри небесних тіл.

Вивчаючи процеси і явища, що відбуваються у Всесвіті, важливо не лише вміти реєструвати електромагнітне випромінювання, яке надходить від небесних об'єктів, але й зрозуміти, за яких фізичних умов воно виникло. Тому коли з'ясували, що вигляд спектра (розподілу енергії випромінювання за частотами) будь-якого тіла залежить від його температури, ширина спектральних ліній вказує на густину, а їх зміщення в спектрі свідчить про рух тіла вздовж променя зору спостерігача, стало зрозуміло – електромагнітне випромінювання несе дуже багато інформації.

Розрізняють три основні види електромагнітного спектра – 1) неперервний, або суцільний, 2) лінійчастий і 3) смугастий. Сонце і зорі оточені газовими атмосферами, холоднішими за глибші шари, тому їхні спектри – це спектри поглинання. На тлі неперервних спектрів їхніх видимих поверхонь видно багато темних ліній, що виникають, коли світло з глибин проходить крізь атмосфери цих небесних тіл.

Для отримання спектрів застосовують спектроскопи і спектрографи головною складовою яких є призма чи дифракційна ґратка. Спектроскоп дозволяє розглядати спектр візуально, а спектрограф – зафіксувати його зображення з допомогою приймача випромінювання.

2. Визначення фізичних властивостей і швидкості руху небесних тіл з допомогою їхніх спектрів.

Спектри небесних тіл дають змогу виявити їхній хімічний склад, а інтенсивність спектральних ліній вказує на кількісний вміст того чи іншого елемента. Водночас вигляд спектральних ліній, наприклад їх ширина, вказує на температуру, тиск і наявність електричного чи магнітного полів у небесного тіла. Великий тиск, електричне чи магнітне поле приводять до розширення, а також до розщеплення ліній в спектрі. Висока температура спричиняє явище іонізації – атоми втрачають частину електронів. Спектр речовини з іонізованими атомами відмінний від спектра тієї ж речовини в нейтральному стані. Що вища температура і менший тиск, то сильніша іонізація газу. Окрім цього, різні елементи за однакової температури іонізуються неоднаково. Тому особливості спектрів дозволяють на підставі теорії іонізації отримати багато даних, що стосуються до природи небесних тіл.

Розгляньмо докладніше методи визначення температури небесного тіла з його спектра. Один з них ґрунтується на припущенні, що спектр випромінювання небесного тіла схожий на спектр випромінювання абсолютно чорного тіла. Енергія, яку випромінює цей гіпотетичний об'єкт на різних довжинах хвиль неперервного спектра, неоднакова.