Астрофизика

Понятие о методах радиоастрономии

Методами радиоастрономии исследуется космическое излучение с длинами волн от нескольких десятых долей миллиметра (субмиллиметровый диапазон) до нескольких сотен метров. Коротковолновая сторона смыкается с инфракрасным диапазоном, а длинноволновая ограничивается сильным поглощением низкочастотных радиоволн в межзвездной плазме. Этот участок электромагнитного спектра содержит более 20 октав (одной октаве соответствует изменение длины волны и частоты в два раза). Радиодиапазон, используемый в астрономии, во много раз превышает оптический, на который приходится менее одной октавы. Сантиметровый, дециметровый и метровый участки спектра беспрепятственно проходят через земную атмосферу. Волны короче 1,25 см в той или иной степени поглощаются молекулами кислорода и водяных паров, так что наблюдениям с Земли доступны лишь некоторые узкие участки спектра, да и то в условиях пониженной влажности. Радиоволны длиннее 15 — 30 м отражаются земной атмосферой и доступны только внеатмосферным наблюдениям.
Источниками космического радиоизлучения являются практически все внеатмосферные объекты: звезды, галактики, межзвездная среда, атмосферы планет и т.д. Во многих случаях это движение является тепловым, т.е. возникает в результате столкновений электронов с протонами плазмы, происходящих при тепловых движениях. Типичными примерами источников теплового излучения могут служить Солнце, ионизированный водород межзвездной среды, отдельные газовые туманности.
Важной разновидностью теплового излучения является монохроматическая эмиссия нейтрального водорода на частоте 1420,4 МГц (21 см). Оно возникает в результате взаимодействия электронов и протонов в атоме. Даже при температурах вблизи абсолютного нуля у большинства атомов газообразного водорода электрон обладает энергией, превышающей энергию электронов у остальной части атомов на 6 миллионных долей электрон-вольта. С этим ничтожным избытком энергии водородный атом в вакууме способен просуществовать в среднем 11 млн. лет, а в межзвездной среде вследствие столкновений между атомами это время уменьшается до 10 лет. За это время спин (вращательный момент количества движения) электрона меняет свое направление на противоположное по отношению к магнитному моменту протона. При этом происходит излучение кванта с энергией 6х10-6 эв, т. е. в линии с длиной волны = 21 см.
Радиоизлучение на длине волны 21 см позволяет исследовать водород, недоступный никаким другим методам наблюдений, находящийся в самых холодных и темных областях Галактики и, тем не менее, занимающий подавляющую часть плоской ее составляющей. По международным соглашениям на Земле запрещена генерация радиоизлучения на некоторых длинах волн, в том числе и на длине волны 21 см.
В некоторых случаях радиоизлучение имеет иную, нетепловую природу. Наиболее мощными источниками нетеплового радиоизлучения во Вселенной являются квазары, галактики (особенно радиогалактики), а в нашей Галактике туманности — остатки сверхновых звезд, пульсары и быстрые электроны межзвездной среды. Нетепловую природу имеет и радиоизлучение Солнца во время вспышек.
Нетепловое излучение возникает в результате ряда процессов, наиболее часто встречающимися из которых являются следующие:

1. Синхротронное излучение — излучающие электроны, движение которых происходит под действием магнитного поля по спиральной траектории, навивающейся на магнитные силовые линии, обладают очень большими энергиями. Такие релятивистские электроны излучают только в узком конусе в направлении своего движения. Если в излучающем объекте имеется преимущественное направление магнитного поля, то это излучение оказывается поляризованным.

2. Электромагнитное излучение, вызванное одновременными одинаковыми колебаниями многих заряженных частиц (в первую очередь электронов) в плазме(плазменные волны). Плазма — газ, атомы которого ионизированы, а «оторванные» электроны движутся наравне с атомами как свободные частицы.

3. Электромагнитное излучение, вызванное одновременными одинаковыми колебаниями электронов во многих атомах и молекулах. Эти колебания создают очень мощное монохроматическое излучение, подобное излучению лазера.

Для приема и измерения мощности космического радиоизлучения служит специальный инструмент — радиотелескоп. Он состоит из антенны, собирающей излучение с определенной площади, характеризуемой эффективной площадью антенны, и приемника, на вход которого поступает излучение, собранное антенной.
Интерферометры — системы нескольких антенн, разнесенных на большие расстояния. В последнее время осуществляются интерферометры с очень большими базами, вплоть до диаметра Земли (глобальные интерферометры).
Важную роль играет также применение методов радиолокации. Вначале оно ограничивалось наблюдением сигналов, отраженных от метеоров. Сейчас удалось получить отраженные сигналы от Луны, планет и даже Солнца. Анализ отраженных сигналов позволяет уточнить расстояния, скорость вращения планет вокруг оси и некоторые свойства поверхности, исследовать движение и физические параметры вещества на Солнце.

Рентгеновская астрономия

В отличие от радионаблюдений рентгеновские исследования невозможно вести с поверхности Земли. Жёсткое излучение (энергии выше 20 кэВ) полностью поглощается на высотах до 20 км, а для наблюдения в более мягком диапазоне (до 20 кэВ) необходимо поднимать аппаратуру на высоту более 200 км.
Первые наблюдения неба в рентгеновском диапазоне были проведены в 1948 году — Р. Барнайт из Морской лаборатории (США) использовал для наблюдений ракету, поднявшуюся на высоту 200 км. На борту ракеты находилась фотоэмульсия, покрытая фильтрами из бериллия и алюминия. Эмульсия почернела. Так было впервые зарегистрировано рентгеновское излучение Солнца. Через год Х. Фридман подтвердил открытие с помощью установленного на ракете счетчика фотонов.
В 1962 году был обнаружен очень мощный источник рентгеновского излучения в созвездии Скорпиона Sco X-1, кроме того был открыт непрерывный рентгеновский фон неба.
В 1963 году был открыт еще один яркий источник в созвездии Тельца Tau X-1, который совпадал по координатам с известным остатком вспышки сверхновой — Крабовидной туманностью.
В 1970 году был запущен рентгеновский спутник «Ухуру». По результатам его полета была составлена первая подробная карта рентгеновских источников. Расположение на небе рентгеновских объектов указывает на две категории этих объектов. Первые из них, более сильные источники, имеют четко выраженную галактическую концентрацию, вторые такой концентрации не обнаруживают. Очевидно, что среди первых должны преобладать галактические источники, а среди вторых — внегалактические.
Часть из рентгеновских источников оказалась связанной с тесными двойными системами, в которых вследствие сильных взаимодействий происходит перетекание вещества от одного компонента к другому. В том месте, где сильно ускорившаяся струя вещества соприкасается с поверхностью звезды резко увеличивается температура, в излучении усиливается коротковолновая часть спектра, в том числе рентгеновская. Особенно сильно этот эффект проявляется в случае если вещество перетекает с нормальной звезды на компактный компонент — нейтронную звезду или черную дыру. Некоторые из этих объектов оказались рентгеновскими пульсарами.
Некоторые рентгеновские источники излучения оказались связанными с шаровыми звездными скоплениями. Во всех случаях источник рентгеновского излучения находится в центре скопления. Вероятно источником рентгеновского излучения в этом случае является столкновение и разогревание струй вещества при приближении к черной дыре.
Рентгеновский объект, расположенный в ядре Галактики, имеет сходство с рентгеновскими объектами наблюдающимися в центрах шаровых звездных скоплений. Это дает основание для предположения, что в центре Галактики находится черная дыра.
Рентгеновским источником является пульсар в Крабовидной туманности. Его рентгеновское излучение является результатом высокой температуры не остывшей поверхности молодой нейтронной звезды. Излучает в рентгеновском диапазоне и сама Крабовидная туманность. В этом молодом остатке сверхновой звезды скорости газовых масс еще велики, высокая температура их столкновений вызывает рентгеновское излучение.
Большое число внегалактических источников рентгеновского излучения отождествлено с галактиками. Во всех случаях это галактики обладающие широкими эмиссионными линиями в спектрах, указывающими на бурные процессы, и большими скоростями газовых масс в ядрах этих галактик.

Инфракрасное излучение. Инфракрасный обзор неба

В 1968 г. Э. Беклин и Дж. Нойгебауэр обнаружили, что инфракрасное излучение из галактического центра на длине волны 2,2 мкм приблизительно в тысячу раз сильнее, чем можно было ожидать, исходя из радионаблюдений. В 1969 г. Дж. Нойгебауэр и Р. Лайтон провели первый инфракрасный обзор неба. Они опубликовали список из 5 612 источников. Область инфракрасного излучения расположена между оптической частью спектра и областью радиоволн. Длины волн инфракрасной областинаходятся в диапазоне от 0,7 до 1000 мкм. Для большей части этого диапазона земная атмосфера непрозрачна.
В атмосфере Земли имеются три широких окна прозрачности для инфракрасного диапазона: близкая инфракрасная область от 0,7 до 1,3 мкм, области от 8 до 14 и от 17 до 22 мкм. Кроме того имеется четыре узких окна прозрачности в диапазонах около 1,65; 2,2; 3,6 и 4,8 мкм.
Звезды, имеющие высокие температуры в инфракрасном диапазоне становятся слабее и многие из них перестают быть видимыми, а многие низкотемпературные звезды, невидимые в оптическом диапазоне в инфракрасном являются яркими объектами. Наибольший интерес представляют звезды, которые не видны при наблюдении невооруженным глазом и даже в некоторые оптические телескопы, но фигурируют в инфракрасном обозрении. Иногда такие звезды называют инфракрасными.
Большинство инфракрасных звезд в действительности оказываются обыкновенными звездами у которых вследствие межзвездного поглощения сильно ослаблена оптическая составляющая излучения (разница в межзвездном поглощении оптического и инфракрасного излучения достигает 10 000 раз). Но у значительной части крайне инфракрасных звезд температура поверхности оказывается очень низкой (от 1 500 К до 2 000 К). Большая часть из них оказывается переменными звездами с большим периодом изменения блеска.
Особый интерес вызывают объекты не обнаруживающие признаков переменности инфракрасного излучения. Крайне инфракрасная звезда в созвездии Лебедя была исследована в различных областях инфракрасного излучения. Выяснилось, что в области 20 мкм ее блеск превосходит блеск всех светил, кроме Солнца. Распределение энергии в ее спектре соответствует температуре поверхности в 1000 К. предполагается, что это может быть гигантская звезда окруженная холодным газо-пылевым облаком или разогревающаяся звезда, которая только формируется из диффузного облака.
Еще один крайне интересный инфракрасный объект обнаружен в туманности Ориона — огромной внутригалактической водородной туманности. Он примечателен тем, что сравнительно сильное инфракрасное излучение посылает не только он, но и небольшая область, примыкающая к нему, по-видимому некоторое туманное образование. Температура звезды оценивается в 650 К, а температура туманного образования в 150 К

источник:  http://xn--31-7lc.xn--p1ai/astro20z.html

Если вы нашли ошибку, пожалуйста, выделите фрагмент текста и нажмите Ctrl+Enter.

Комментарии закрыты.

Сообщить об опечатке

Текст, который будет отправлен нашим редакторам: