Астрономия наших дней



Автор(ы): Климишин И. А.
Год изд.: 1986
Издание: 3
Описание: Книга посвящена очень широкому кругу вопросов, изучаемых современной астрономией. Положены основные представления, понятия и законы, на которых базируются наблюдательная и теоретическая астрономия, астрофизика, радиоастрономия. Описаны практически все известные небесные объекты — Солнце, Луна, планеты, звезды и галактики. Много внимания уделено недавно открытым объектам — пульсарам, черным дырам, квазарам, галактикам Сейферта. Книга предназначена для учителей, лекторов, учащихся старших классов и широкого круга лиц, интересующихся достижениями астрономии.
Оглавление: От автора [5]
1. Введение [7]
  Картины звездного неба [7]
  "Сперва астрономия…" [23]
  В поисках системы мира [26]
  Изобретение телескопа [42]
  Уточнение масштабов мира [45]
  Триумф научного мировоззрения [52]
  Начала астрофизики [55]
2.

ементы классической астрономии [59]
  Небесные координаты [59]
  Измерение времени [66]
  От наблюдения до каталога [73]
  Задачи небесной механики [83]
  Движение Луны. Затмения [95]
3. Основы астрофизики [105]
  Законы излучения [105]
  Физика излучающего газа [46]
  Задача о переносе излучения [128]
  Профили спектральных линий [137]
  Многообразие звездных спектров [143]
  Нетепловые механизмы излучения [149]
4. Инструменты и методы оптической астрономии [155]
  Важнейшие характеристики телескопов [155]
  Телескопы XX века [169]
  Приемники излучения [181]
  Вспомогательные приборы [183]
  Современная астрофотометрия [208]
5. Увидеть невидимое [217]
  На гребне радиоволны [217]
  Инфракрасная астрономия [230]
  От ультрафиолета до гамма-излучения [236]
  Наблюдения космических лучей [246]
  Уловить нейтрино! [250]
  Гравитационно-волновая астрономия [2о9]
6.
лнечная система [266]
  Знакомство с ближайшей звездой [266]
  Солнце — газовый шар [277]
  Пружины солнечной активности [286]
  Источники энергии Солнца [293]
  Земля [298]
  Большие планеты [314]
  Меньшие члены Солнечной системы [336]
7. Физика звезд [346]
  От наблюдений к диаграмме [346]
  Внутреннее строение звезд [352]
  Переменные звезды [365]
  Вспышки сверхновых звезд [377]
  Пульсары [389]
  Черные дыры [402]
8. Наша Галактика [410]
  Общее знакомство [410]
  В стремительном движении [419]
  Подсистемы Галактики [423]
  Физика пыли и газа [428]
  Магнитные поля Галактики [437]
  Загадки Совы и Краба [442]
  Динамика межзвездной среды [451]
  Космические мазеры [457]
9. В просторах Вселенной [461]
  Многообразие мира галактик [461]
  Масштабы галактического мира [470]
  «Разбегание» галактик [475]
  Активные галактики и квазары [480]
10. В калейдоскопе бытия [498]
  Модели Вселенной [498]
  Трудности выбора [506]
  Модель горячей Вселенной [517]
  Тайны галактик и квазаров [528]
  Страницы из жизни звезд [534]
  Как возникла планетная семья? [547]
  Вместо заключения [552]
Список литературы [554]
Предметный указатель [556]
Формат: djvu
Размер: 7308534 байт
Язык: РУС
Рейтинг: 418
Рейтинг
Открыть:

Источник: www.nehudlit.ru

Открытие гравитационных волн

11 февраля 2016 года было объявлено об экспериментальном доказательстве существования гравитационных волн.

Это произошло спустя ровно 100 лет, когда в 1916 году Альберт Эйнштейн впервые предположил, в рамках своей общей теории относительности, о существовании таких волн.

Гравитационные волны – это изменение гравитационного поля (физическое поле, через которое осуществляется гравитационное взаимодействие между телами), распространяющиеся подобно волнам. Они связаны с изменением пространства-времени и могут быть описаны как «рябь пространства-времени».


Двойные системы, например, черных дыр или нейтронных звезд, постоянно изучают гравитационные волны. Такое излучение сокращает расстояние между ними и, в итоге, приводит к их слиянию. Это слияние порождает уже мощнейшую гравитационную волну, которая буквально проходит по всей Вселенной.

Как раз такую мощнейшую волну после слияния двух черных дыр и был зафиксирован путем прямого детектирования 14 сентября 2015 года обсерватории LIGO в сотрудничестве с детектор гравитационных волн VIRGO в Европейской гравитационной обсерватории.

LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory)

Черные дыры были массой в 36 и 29 масс Солнца, но что больше поражает воображение так это то, что их слияние произошло в невероятных 1,3 млрд световых лет от Земли!

За это экспериментальное доказательство существования гравитационных волн была присуждена Нобелевская премия в 2017 году в области физики.

Открытие привело к следующим новым научным результатам:


  • Прямое обнаружение гравитационных волн.
  • Открытие нового способа наблюдения за Вселенной (гравитационно-волновая астрономия).
  • Прямое доказательство существования чёрных дыр.
  • Прямое доказательство существования двойных чёрных дыр.
  • Обнаружение самой тяжелой из когда-либо наблюдавшихся чёрных дыр звёздных масс.
  • Получено значение постоянной Хаббла
  • Установлен верхний предел массы гравитона — 10−55 грамм (гипотетическая безмассовая элементарная частица, благодаря которой происходит гравитационное взаимодействия)

Первая в истории фотография черной дыры

10 апреля 2019 года миру представили первую в истории фотографию черной дыры!

В массивной галактике Мессье-87 находится невероятно важный для науки монстр — сверхмассивная черная дыра, массой в 6,5 миллиардов масс нашего Солнца, с горизонтом событий размером в половину светового дня!


Он то и стал жертвой Event Horizon Telescope («Телескоп горизонта событий») – это международный научный проект, целью которого явилось получение первого изображения черной дыры.

Для этого был создан виртуальный телескоп размером с Землю — девять радиотелескопов по всей планете были объединены в глобальную сеть, с объединяющими их несколькими станциями. Радиотелескопы находятся в Испании, Дании, Чили (2), Мексике, США (4) — около 10 000 километров в диаметре!

Было записано более 300 терабайт данных с каждого радиотелескопа этой сети! Обработка такого огромного количества информации заняло два года.

До этого дня черные дыры были только гипотетически возможными объектами во Вселенной. Причиной тому является невозможность увидеть их, так как они поглощают весь свет, который попадает. Ни один фотон света не может выбраться из гравитационного поля черной дыры.

Впервые о существовании черных дыр в начале 20 века доказал Альберт Эйнштейн в его общей теории относительности, хотя он сам не верил до конца в реальность таких объектов. И только в этом году ученые смогли получить первое реальное изображение черной дыры.

Но что самое невероятное, общая теория относительности Эйнштейна точно предсказала форму, размер, да и внешний вид черной дыры с невероятной точностью!

К сожалению, один из самых известных популяризаторов науки, гениальный ученый, один из лучших теоретиков в истории Стивен Хокинг, чей вклад в изучение черных дыр просто бесценен для науки, не дожил чуть больше года до этого невероятного события – получения первой фотографии черной дыры.

Источник: zen.yandex.ru


Зарождение радиоастрономии

Декабрь 1931 года… В одной из американских лабораторий ее сотрудник Карл Янский изучает атмосферные помехи радиоприему. Нормальный ход радиопередачи на волне 14,7 м нарушен шумами, интенсивность которых не остается постоянной.

Постепенно выясняется загадочная периодичность — каждые 23 часа 56 минут помехи становятся особенно сильными. И так изо дня в день, из месяца в месяц.

Впрочем, загадка быстро находит свое решение. Странный период в точности равен продолжительности звездных суток в единицах солнечного времени. Яснее говоря, через каждые 23 часа 56 минут по обычным часам, отсчитывающим солнечное время, земной шар совершает полный оборот вокруг оси, и все звезды снова возвращаются в первоначальное положение относительно горизонта любого пункта Земли.

Отсюда Янский делает естественный вывод: досадные помехи имеют космическое происхождение. Какая-то таинственная космическая «радиостанция» раз в сутки занимает такое положение на небе, что ее радиопередача достигает наибольшей интенсивности.

Янский пытается отыскать объект, вызывающий радиопомехи И, несмотря на несовершенство приемной радиоаппаратуры, виновник найден. Радиоволны исходят из созвездия Стрельца, того самого, в направлении которого находится ядро нашей звездной системы — Галактики.

Так родилась радиоастрономия — одна из наиболее увлекательных отраслей современной астрономии.


Развитие радиоастрономии

Первые пятнадцать лет радиоастрономия почти не развивалась. Многим было еще не ясно, принесут ли радиометоды какую-нибудь существенную пользу астрономии.

Разразившаяся вторая мировая война привела к стремительному росту радиотехники. Радиолокаторы были приняты на вооружение всех армий. Их совершенствовали, всячески стремились повысить чувствительность, вовсе не предполагая, конечно, использовать радиолокаторы для исследования небесных тел.

Советские ученые академики Л.И. Мандельштам и Н.Д. Папалекси теоретически обосновали возможность радиолокации Луны еще в 1943 году.

Это было первое радиоастрономическое исследование в Советском Союзе. Два года спустя (в 1946 году) оно было проверено на практике сначала в США, а затем в Венгрии. Радиоволны, посланные человеком, достигли Луны и, отразившись от нее, вернулись на Землю, где были уловлены чувствительным радиоприемником.

Последующие десятилетия — это период необыкновенно быстрого прогресса радиоастрономии.
о можно назвать триумфальным, так как ежегодно радиоволны приносят из космоса удивительные сведения о природе небесных тел. На сравнительно коротком интервале времени, начиная с 50-х гг., в радиоастрономии достигнут большой прогресс. Разрешение от 1-10 уг. мин. дошло до 0.1 тыс .уг. сек и значительно превосходит возможности оптической астрономии. Чувствительность от 1-10 Ян повысилась до 1 мкЯн. Наблюдения проводятся в диапазоне от 0.01 до 300-400 ГГц. Одновременно принимаемая полоса частот от 100-200 кГц доведена до 1-10 ГГц. Радиоастрономия имеет сопоставимые, а по некоторым проблемам и большие по сравнению с оптикой, возможности проникновения в глубины Вселенной.

Перспективы радиоастрономических исследований

Прогресс радиоастрономических исследований определяется уровнем экспериментальной техники. Можно указать на два достижения, которые являются основой современной радиоастрономии.

Первое: разработка апертурного синтеза и синтезированных радиотелескопов, разработка радиоинтерферометров со сверхбольшой базой. Смысл этих систем состоит в том, что сигналы, принятые разными антеннами, определенным образом складываются. В итоге удается воссоздать картину, которую дала бы одна большая остронаправленная антенна. И вот результат — в радиоастрономии получена разрешающая сила в десятитысячной доли угловой секунды, что на несколько порядков выше разрешения наземных оптических телескопов.

Второе: разработка на основе ЭВМ многоканальных систем космической радиоспектроскопии, создание радиотелескопов-спектрометров. Эти инструменты позволили исследовать структуру мазерных источников, открыть в космосе более 50 различных органических молекул, в том числе сложные молекулы, состоящие более чем из десятка атомов.


Через 50 лет, надо полагать, будут открыты (если они имеются) планеты у ближайших к нам 5-10 звезд. Скорее всего их обнаружат в оптическом, инфракрасном и субмиллиметровом диапазонах волн с внеатмосферных установок.

В будущем появятся межзвездные корабли-зонды для полета к одной из ближайших звезд в пределах расстояний 5-10 световых лет, разумеется, к той, возле которой будут обнаружены планеты. Такой корабль будет двигаться со скоростью не более 0,1 скорости света с помощью термоядерного двигателя.

В радиоастрономии будут использоваться гигантские космические системы апертурного синтеза с размерами радиотелескопов более 100 метров и расстоянием между ними до нескольких сотен тысяч километров (сейчас наибольшее расстояние между радиотелескопами ограничено размерами Земли).

В первой трети XXI в. будет обсуждаться проблема ограничения производства термоядерной энергии, которая к тому времени станет доминирующей, предпримутся также серьезные шаги, чтобы использовать фоновую энергию, существующую на Земле всегда (энергию ветра, приливов, солнечную энергию и т.п.), утилизация которой не приводит к дополнительному нагреву планеты.

Вероятно, будут построены специальные большие радиотелескопы для наблюдения и поиска электромагнитных сигналов разумного (искусственного) происхождения во всем перспективном диапазоне волн, проведены наблюдения сигналов от значительной части звезд Галактики, получит дальнейшее развитие теория возникновения и эволюции внеземных цивилизаций.

Радиоастрономия использует сейчас самые чувствительные приемные устройства и самые большие антенные системы. Радиотелескопы проникли в такие глубины космоса, которые пока остаются недосягаемыми для обычных оптических телескопов. Радиоастрономия стала неотъемлемой частью современного естествознания. Перед человечеством раскрылся радиокосмос — картина Вселенной в радиоволнах.

Как известно, успехи в радиоастрономии главным образом определяются возможностями получить высокую чувствительность и разрешающую способность. Из оптической астрономии пришло разделение инструментов на два класса: рефлекторов и рефракторов. В середине 50-х годов велась активная дискуссия, какие системы лучше развивать в радиоастрономии, где короче и дешевле путь достижения высокого разрешения и чувствительности.

Каждая наука изучает определенные явления природы, используя свои методы и средства. Для радиоастрономии объектом изучения служит весь необъятный космос, все бесчисленное множество небесных тел. Правда, это изучение несколько одностороннее — оно ведется лишь посредством радиоволн. Но и в таком «разрезе» Вселенная оказывается бесконечно многообразной, неисчерпаемой для исследователя.

 

Человеческому глазу доступна узкая область длин волн электромагнитного спектра излучения — от 0,39 до 0,65 мкм. Это очень небольшая щель, сквозь которую люди в течение тысячелетий заглядывали во Вселенную. Но сколько потрясших воображение открытий принесли эти наблюдения!

На протяжении нескольких тысячелетий астрономы ограничивались определением положений светил на небесной сфере и оценкой их блеска невооруженным глазом. Ныне в их распоряжении мощные приборы, позволяющие улавливать буквально отдельные кванты света, идущие от далеких звездных систем.

Некоторое время наибольшими из астрономических телескопов были 250-сантиметровый рефлектор обсерватории Маунт Вильсон и 500-сантиметровый рефлектор Паломарской обсерватории в США.

Сегодня крупнейшим в Европе является телескоп рефлектор с диаметром зеркала 600 см. Он установлен на .Северном Кавказе, вблизи станицы Зеленчукская. Вот некоторые его технические характеристики: вес зеркала около 40т, фокусное расстояние — 24 м, вес инструмента вместе с монтировкой — свыше 850 т. Телескоп вращается вокруг горизонтальной и вертикальной осей. Компьютер пересчитывает координаты светила с экваториальной в горизонтальную систему координат и подаст соответствующие команды на управляющую механическую систему, вращающую инструмент вслед за этим светилом.

До последнего времени наиболее распространенной оптической системой телескопов была система Кассегрена В таком телескопе главное зеркало имеет форму параболоида. Отразившись от него, световые лучи возвращаются сходящимся пучком назад, попадают на меньшее выпуклое гиперболическое зеркало, опять изменяют направление своего движения и, пройдя через отверстие в главном зеркале, собираются позади него в фокальной плоскости.

Несколько лет назад в США (обсерватория Китт-Пик), а затем в Австралии (обсерватория Сайдинг-Спринг) введены в действие телескопы системы Ричи-Кретьена с диаметрами зеркал 400 см. В этой системе как главное, так и вспомогательное зеркала имеют гиперболическую форму. Это значительно уменьшает длину трубы телескопа, облегчает его монтировку, а диаметр поля зрения увеличивается в 5-10 раз Аналогичный телескоп установлен в Канаде на горе Кобау. В Чили американские ученые устанавливают телескоп этой же системы с диаметром главного зеркала 400 см, а на так называемой Объединенной Европейской обсерватории (там же) устанавливается телескоп с диаметром 360 см. Отметим, что стоимость 4-метрового гиганта оценивается в 10 млн. долларов.

Сейчас в разных странах строится около 8 телескопов с D>3 м и более, 20 — с D>1 м. В частности, мощность современного телескопа оценивается такой цифрой: в 6-метровый телескоп можно увидеть звезды до 24m. Световой поток от этих объектов в 6 млн. раз меньше, чем от звезд 6-й величины.

Теперь в мире насчитывается около 1000 астрономических обсерваторий и станций наблюдений за искусственными спутниками Земли. Почти 100 из них — в России. Своими исследованиями приобрели мировое признание Пулковская астрономическая обсерватория, Крымская астрофизическая обсерватория, Бюраканская астрофизическая обсерватория, Государственный астрономический институт имени Штернберга (Москва) и многие другие.

На миллиарды световых лет (световой год — это, 9.460 Х 1012 км) проникает сейчас во Вселенную глаз наблюдателя. Самые слабые объекты, доступные современным телескопам, имеют примерно 24-ю звездную величину. Самое яркое светило на небе (исключая Солнце и Луну) — планета Венера — в периоды наибольшей яркости имеет звездную величину, равную -4. Значит, блеск слабейшей из галактик в 150 миллиардов раз меньше блеска Венеры. Таков «проницающий взгляд» оптической астрономии.

 

Обо всем, что происходит вокруг нас, о далеких звездных и галактических мирах рассказывают нам световые лучи. Но в наше время визуальные наблюдения небесных светил проводятся очень редко. Более эффективными оказались фотографические и фотоэлектрические методы наблюдений. Возможности фотографического метода действительно сказочные: ведь при длительном фотографировании количество квантов, поглощенных фотоэмульсией, возрастает. В частности, при помощи 6-метрового телескопа можно получить изображения звезд до 20m при экспозиции всего 10 минут. К тому же на одной пластинке фиксируются изображения многих тысяч объектов, каждый из которых в свое время может стать чем-то интересным.

В последние годы все больше используется фотоэлектрический метод pегистрации слабых световых потоков. В этом случае пучок света направляется не на фотопластинку, а на фотокатод (металлическую пластинку, вмонтированную в стеклянный баллон). Для астрономических наблюдений сегодня используются очень чувствительные фотоумножители, способные регистрировать очень слабые световые потоки. Так, современные фотоумножители, установленные на 5 метровом телескопе, регистрируют быстрые изменения яркости объектов до 24-й видимой величины.

Огромный выигрыш во времени фотографирования слабых объектов дают электронно-оптические преобразователи (ЭОП). Очень перспективным оказался телевизионный метод.

Большое значение имеет исследование химического состава звезд путем тщательного анализа их спектров. При этом необходимо учитывать температуру и давление в поверхностных слоях звезд, которые также получают из спектров. Вообще спектрографические наблюдения дают наиболее полную информацию об условиях, господствующих в звездных атмосферах.

 

2000 лет тому назад расстояние Земли от Солнца, согласно Аристарху Самосскому, составляло около 361 радиуса Земли, т.е. около 2.300.000 км. Аристотель считал, что «сфера звезд» размещается в 9 раз дальше. Таким образом, геометрические масштабы мира 2000 лет тому назад «измерялись» величиной в 20.000.000 км.

При помощи современных телескопов астрономы наблюдают объекты, находящиеся на расстоянии около 10 млрд. световых лет, что составляет 9,5-1022 км. Таким образом, за упомянутый промежуток времени масштабы мира «выросли» в 5-1015 раз.

Согласно византийским христианским богословам (середина IV столетия н.э.) мир был создан 5508 лет до н.э., т.е. менее чем 7,5 тыс. лет тому назад.

Современная астрономия дала доказательства того, что уже около 10 млрд. лет тому назад доступная для астрономических наблюдений Вселенная существовала в виде гигантской системы галактик. Масштабы во времени «выросли» в 13 млн. раз.

Но главное, конечно, не в цифровом росте пространственных и временных масштабов, хотя и от них захватывает дыхание. Главное в том, что человек, наконец, вышел на широкий путь понимания действительных законов мироздания.

 

 

Шкловский И.С.. Вселенная, жизнь, разум. М.: «Наука» 1980 г.

Бакулин К.М. Курс общей астрономии. М. 1987 г.

Климишин И. А.. Астрономия вчера и сегодня. Киев. 1977 г.

 

 

Источник: znakka4estva.ru

Введение

 

Данная контрольная работа посвящена современным вопросам астрономии – той области знаний, которые за последние годы дали наибольшее число научно-технических открытий.

Занимаясь какой-нибудь проблемой космоса, астроном либо решает некую математическую задачу, либо занимается усовершенствованием приборов и методов наблюдений, либо же строит в своем воображении, сознательно или бессознательно, некоторую небольшую модель исследуемой космической системы. При этом основное значение имеет правильное понимание относительных размеров изучаемой системы и интервалов времени.

До начала XVII века невооруженный глаз был единственным оптическим инструментом астрономов. Вся астрономическая техника древних сводилась к созданию различных угломерных инструментов, как можно более точных и прочных. Уже первые телескопы сразу резко повысили разрешающую и проницающую способность человеческого глаза. Вселенная оказалась совсем иной, чем она казалась до тех пор. Постепенно были созданы приемники невидимых излучений и в настоящее время Вселенную мы воспринимаем во всех диапазонах электромагнитного спектра – от гамма-лучей до сверхдлинных радиоволн.

Актуальность данной темы заключается в том, что благодаря телескопам и другим инструментам астрономической техники человек за три с половиной века проник в такие космические дали, куда свет – самое быстрое, что есть в этом мире – может добраться лишь за миллиарды лет. Это означает, что радиус изучаемой человечеством Вселенной растет со скоростью, в огромное число раз превосходящей скорость света.

Цель работы: изучить астрономию наших дней.

Задачи исследования:

Изучить спектральный анализ небесных тел;

проанализировать небо в рентгеновских лучах;

рассмотреть радиоастрономию;

выявить оптические наблюдения;

узнать о других методах наблюдения.

Объект исследования: Вселенная.

При написании контрольной работы была использована литература следующих авторов: Шкловский И.С., Климишин И.А. и др.

 

1 Спектральный анализ небесных тел

 

Сегодня спектральный анализ является одним из основных средств изучения астрономических объектов в астрофизике – изучение интенсивности излучения в отдельных спектральных линиях, в отдельных участках спектра. Спектральный анализ является важнейшим средством для исследования вселенной. Спектральный анализ является методом, с помощью которого определяется химический состав небесных тел, их температура, размеры, строение, расстояние до них и скорость их движения. Спектральный анализ проводится с использованием приборов спектрографа и спектроскопа. В спектроскоп спектр рассматривают, в спектрографе его фотографируют. Фотография спектра называется спектрограммой. Существуют следующие виды спектров.

Сплошной, или непрерывный, спектр в виде радужной полоски дают твердые раскаленные тела (раскаленный уголь, нить электролампы) и находящиеся под большим давлением громадные массы газа. Линейчатый спектр излучения дают разреженные газы и пары при сильном нагревании или под действием электрического разряда. Каждый газ излучает набор ярких линий определенных цветов. Их цвет соответствует определенным длинам волн. Они находятся всегда в одних и тех же местах спектра. Изменения состояния газа или условий его свечения, например нагрев или ионизация, вызывают определенные изменения в спектре данного газа.

Составлены таблицы с перечнем линий каждого газа и с указанием яркости каждой линии. Например, в спектре натрия особенно ярки две желтые линии. Установлено, что спектр атома или молекулы связан с их строением и отражает определенные изменения, происходящие в них в процессе свечения.

Линейчатый спектр поглощения дают газы и пары, когда за ними находится яркий и более горячий источник, дающий непрерывный спектр. Спектр поглощения состоит из непрерывного спектра, перерезанного темными линиями, которые находятся в тех самых местах, где должны быть расположены яркие линии, присущие данному газу. Например, две темные линии поглощения натрия расположены в желтой части спектра.

Сказанное выше позволяет производить анализ химического состава паров, излучающих свет или поглощающих его, находятся ли они в лаборатории или на небесном светиле. Количество атомов или молекул, лежащих на нашем луче зрения, излучающих или поглощающих, определяется по интенсивности линий. Чем больше атомов, тем ярче линия или тем она темнее в спектре поглощения. Солнце и звезды окружены газовыми атмосферами. Непрерывный спектр их видимой поверхности перерезан темными линиями поглощения, возникающими при прохождении света через атмосферу звезд. Поэтому спектры Солнца и звезд — это спектры поглощения.1

По спектру звёзды относят к тому или иному спектральному классу. По спектральной диаграмме можно определить видимую звёздную величину звезды, а далее пользуясь формулами найти абсолютную звёздную величину, светимость, а значит и размер звезды.

Надо помнить, что спектральный анализ позволяет определять химический состав только самосветящихся или поглощающих излучение газов. Химический состав твердого или жидкого тела при помощи спектрального анализа определить нельзя. Когда тело раскалено докрасна, в его сплошном спектре ярче всего красная часть. При дальнейшем нагревании наибольшая яркость в спектре переходит в желтую, потом в зеленую часть и т. д. Теория излучения света, проверенная на опыте, показывает, что распределение яркости «вдоль сплошного спектра» зависит от температуры тела. Зная эту зависимость, можно установить температуру Солнца и звезд. Температуру планет и температуру звезд определяют еще при помощи термоэлемента, помещенного в фокусе телескопа. При нагревании термоэлемента в нем возникает электрический ток, характеризующий количество теплоты, приходящее от светила.2 Но в своем стремлении объяснить природу небесных тел астрономы не сдвинулись бы с места ни на шаг, если бы они не знали как возникают в мировых пространствах электромагнитные волны той или другой частоты. Сегодня уже известно несколько совсем различных механизмов генерирования электромагнитного излучения. Один из них связан с движением электронов в поле атомных ядер – это тепловой механизм. Здесь интенсивность излучения определяется температурой части и их концентрацией в единице объема. Cинхротронное излучение возникает при торможении в магнитном поле релятивистских электронов, т.е. электронов, скорости движения которых близки к скорости света. Электромагнитные волны возникают и при затухании механических колебаний неоднородной плазмы (ионизованного газа), и при переходе быстрых частиц через границу двух сред.

Из сказанного следует, что недостаточно зарегистрировать излучение какого-то объекта в определенной длине волны. Необходимы исследования в широком диапазоне длин волн и все сторонний анализ полученных результатов. Сегодня астрономы, вооруженные современной ракетной техникой, мощными оптическими и радиотелескопами, сложной теорией механизмов излучения, ведут широкое изучение Вселенной в целом и ее отдельных частей. Астрономы убеждены в том, что они правильно понимают природу процессов, происходящих далеко за пределами наших земных лабораторий.

 

2 Небо в рентгеновских лучах

 

В 1995 году исполнилось 100 лет со дня открытия великим немецким физиком Вильгельмом Конрадом Рентгеном нового вида излучения, который получил название рентгеновских лучей. Сейчас трудно представить такую область науки и техники, где бы не использовались эти лучи. Не осталась в стороне и астрономия.

В 1992 году исполнилось 30 лет со дня рождения рентгеновской астрономии. Именно в 1962 году впервые было зарегистрировано рентгеновское излучение от космического источника Скорпион X-1. Рентгеновское излучение Солнца было зарегистрировано еще в 1948 году. С тех пор рентгеновская астрономия достигла впечатляющих успехов. Были открыты мощные источники космического рентгеновского излучения как в нашей Галактике, так и источники внегалактического происхождения.

Под рентгеновским излучением принято понимать электромагнитные волны в области энергий 0,1-300 кэВ. Этот диапазон, в свою очередь, делится на три поддиапазона: 0,1-5 кэВ (мягкое рентгеновское излучение), 5-50 кэВ (классический рентгеновский диапазон) и 50-300 кэВ (жесткое рентгеновское излучение). Электромагнитное излучение в области энергий E≥300 кэВ принято называть гамма-излучением. Такое разделение связано с разными принципами и методами регистрации излучения. Для разных диапазонов характерны и разные механизмы генерации фотонов.

Наша Земля надежно защищена атмосферой от проникающего жесткого электромагнитного излучения. Поэтому рентгеновские источники регистрируются с помощью детекторов, установленных на космических кораблях и спутниках. Такими детекторами являются газовые пропорциональные счетчики или специальные твердые кристаллы – сцинтилляторы, в которых регистрируется ток электронов, возникающих в процессе ионизации под действием рентгеновского космического излучения. В качестве детекторов в последнее время успешно используются зеркальные телескопы, сделанные из специально подобранных материалов, которые эффективно отражают и рассеивают рентгеновские лучи. При этом в фокусе такого телескопа по-прежнему располагаются высокочувствительные пропорциональные счетчики.

Успехи рентгеновской астрономии неразрывно связаны с запуском специализированных рентгеновских спутников. Первым из таких спутников был знаменитый УХУРУ, запущенный американскими учеными в 1970 году и названный так в честь 10-й годовщины независимости Кении (на языке суахили слово uhuru означает "свобода"). С помощью этого спутника зарегистрировано излучение от ~350 космических источников как галактического, так и внегалактического происхождения.

В последующие годы число запущенных специализированных рентгеновских спутников резко возросло.

В 1982 году в России запущен специализированный астрономический спутник АСТРОН, который ведет исследование неба в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах. В 1990 году запущен европейский спутник имени Рентгена – РОСАТ. В разработке последнего проекта ведущая роль принадлежала ученым из ФРГ. Запуск осуществлен с помощью американского космического корабля многоразового действия типа ШАТТЛ. На спутнике РОСАТ размещены большой зеркальный рентгеновский телескоп, работающий в спектральной области от 6 до 100 ангстрем, а также специальный телескоп меньших размеров, действующий в мягком рентгеновском и жестком ультрафиолетовом диапазонах от 60 до 300 ангстрем. Оба телескопа работают одновременно. Чувствительность рентгеновского телескопа в 1000 и 100 раз соответственно превышает чувствительность знаменитых американских спутников УХУРУ и HEAO 1. Задачей спутника на первом этапе работы является выполнение детального обзора неба в рентгеновских лучах.3 С его помощью предполагается открыть не менее десяти тысяч новых космических источников рентгеновского излучения. Точность их координат на первом этапе исследований невелика – около 1' в зависимости от величины потока. Ожидается, что список вновь открытых объектов будет весьма широким: от близких обычных звезд до весьма удаленных необычных квазаров.

На втором этапе предполагается провести детальные исследования уже конкретных источников с целью достижения лучшего пространственного разрешения, исследование характера их временного и спектрального поведения и пр.

В России с начала 90-х годов действует орбитальная обсерватория ГРАНАТ, которая была выведена на орбиту 1 декабря 1989 года. Большую часть времени космический аппарат проводит вне магнитосферы Земли, обращаясь вокруг Земли с периодом около 4 суток, что создает благоприятные условия для длительных наблюдений рентгеновских источников. На протяжении 6 лет (с 1990 по 1995 год) главной мишенью этой космической обсерватории была область центра Галактики, где обнаружено много новых дискретных источников рентгеновского излучения.

В России предполагается запустить новую международную орбитальную рентгеновскую обсерваторию массой около 6 тонн с помощью нового российского спутника СПЕКТР. Обсерватория будет действовать на сильно вытянутой орбите, причем минимальное расстояние до Земли составит ~1000 км, а максимальное – 200000 км. Предполагаемое время работы обсерватории около 15 лет. Вес научного оборудования составит 2,5 тонны. С помощью этой замечательной обсерватории ученые надеются открыть сверхслабые источники космического излучения, находящиеся у самой границы Вселенной.

И недалеко время, когда астрономы перестанут делить излучение на диапазоны, когда небо откроется сразу всеми цветами. Небо в рентгеновских лучах прекрасно — но мы увидим Небо и поразимся, и застынем на некоторое время, впитывая увиденное.

 

3 Радиоастрономия

 

Радиоастрономия – раздел астрономии, изучающий космические объекты путем анализа приходящего от них радиоизлучения. Многие космические тела излучают радиоволны, достигающие Земли: это, в частности, внешние слои Солнца и атмосфер планет, облака межзвездного газа. Радиоизлучением сопровождаются такие явления, как взаимодействие турбулентных потоков газа и ударные волны в межзвездной среде, быстрое вращение нейтронных звезд с сильным магнитным полем, «взрывные» процессы в ядрах галактик и квазаров, солнечные вспышки и др. Приходящие к Земле радиосигналы естественных объектов имеют характер шумов. Эти сигналы принимаются и усиливаются с помощью специальной электронной техники, а затем регистрируются в аналоговом или цифровом виде. Часто радиоастрономическая техника оказывается более чувствительной и дальнодействующей, чем оптическая.

Из всех видов космического электромагнитного излучения к поверхности Земли сквозь ее атмосферу проходят, практически не ослабевая, только видимый свет, близкое (коротковолновое) инфракрасное излучение и часть спектра радиоволн. С одной стороны, радиоволны, имеющие значительно большую длину волны, чем оптическое излучение, легко проходят сквозь облачные атмосферы планет и облака межзвездной пыли, непрозрачные для света. С другой стороны, только самые короткие радиоволны проходят сквозь прозрачные для света области ионизованного газа вокруг звезд и в межзвездном пространстве. Слабые космические сигналы радиоастрономы улавливают с помощью радиотелескопов, основными элементами которых служат антенны. Обычно это металлические рефлекторы в форме параболоида.4 В фокусе рефлектора, там, где концентрируется излучение, помещают собирающее устройство в виде рупора или диполя, которое отводит собранную энергию радиоизлучения к приемной аппаратуре. Рефлекторы диаметром до 100 м делают подвижными и полноповоротными; они могут наводиться на объект в любой части неба и следить за ним. Более крупные рефлекторы (до 300 м в диаметре) – неподвижные, в виде огромной сферической чаши, а наведение на объект происходит за счет вращения Земли и перемещения облучателя в фокусе антенны. Рефлекторы еще большего размера обычно имеют вид части параболоида. Чем больше размер рефлектора, тем детальнее наблюдаемая радиокартина. Часто для ее улучшения один объект наблюдают синхронно двумя радиотелескопами или целой их системой, содержащей несколько десятков антенн, разнесенных иногда на тысячи километров. Диапазоны регистрируемого радиоизлучения. Сквозь земную атмосферу проходят радиоволны длиной от нескольких миллиметров до 30 м, т.е. в диапазоне частот от 10 МГц до 200 ГГц. Таким образом, радиоастрономы имеют дело с частотами, заметно более высокими, чем, например, широковещательный радиодиапазон средних или коротких волн. Однако с появлением УКВ и телевизионного вещания в диапазоне частот 50-1000 МГц, а также радиолокаторов (радаров) в диапазоне 3-30 ГГц у радиоастрономов возникли проблемы: мощные сигналы земных передатчиков в этих диапазонах мешают приему слабых космических сигналов. Поэтому путем международных соглашений радиоастрономам выделено для наблюдения космоса несколько диапазонов частот, в которых запрещена передача сигналов.

Источник: www.referat911.ru

Астрономия наших дней

Содержание

Введение .

1. Спектральный анализ небесных тел

2. Небо в рентгеновских лучах

3. Радиоастрономия .

Зарождение радиоастрономии .

Развитие радиоастрономии

Перспективы радиоастрономических исследований

4. Оптические наблюдения .

5. Другие методы наблюдений .

Заключение

Список литературы

Введение

 

Не огромность мира звезд вызывает восхищение, а человек, который измерил его.

Блез Паскаль

Данный реферат посвящен современным вопросам астрономии — той области знаний, которые за последние годы дали наибольшее число научно-технических открытий.

Вся история изучения Вселенной есть, в сущности, поиск средств, улучшающих человеческое зрение. До начала XVII века невооруженный глаз был единственным оптическим инструментом астрономов. Вся астрономическая техника древних сводилась к созданию различных угломерных инструментов, как можно более точных и прочных. Уже первые телескопы сразу резко повысили разрешающую и прони­цающую способность человеческого глаза. Вселенная оказалась совсем иной, чем она казалась до тех пор. Постепенно были созданы приемники невидимых излучении и в настоящее время Вселенную мы воспринимаем во всех диапазонах электромагнитного спектра — от гамма-лучей до сверхдлинных радиоволн.

Более того, созданы приемники корпускулярных излучений, улавливающие мельчайшие частицы — корпускулы (в основном ядра атомов и электроны), приходящие к нам от небесных тел. Если не бояться аллегорий, можно сказать, что Земля стала зорче, ее «глаза», то есть совокупность всех приемников косми­ческих излучений, способны фиксировать объекты, от которых до нас лучи света доходят за многие мил­лиарды лет.

Благодаря телескопам и другим инструментам астрономической техники человек за три с половиной века проник в такие космические дали, куда свет — самое быстрое, что есть в этом мире — может добраться лишь за миллиарды лет! Это означает, что радиус изучаемой человечеством Вселенной растет со скоростью, в огромное число раз превосхо­дящей скорость света!

1. Спектральный анализ небесных тел

Могучим оружием о исследовании Вселенной стал для астрономов спектральный анализ — изучение интен­сивности излучения в отдельных спектральных линиях, в отдельных участках спектра. Спектральный анализ является важнейшим средством для исследования вселенной. Спектральный анализ является методом, с помощью которого определяется химический состав небесных тел, их температура, размеры, строение, расстояние до них и скорость их движения. Спектральный анализ проводится с использованием приборов спектрографа и спектроскопа. С помощью спектрального анализа определили химический состав звёзд, комет, галактик и тел солнечной системы, т.к. в спектре каждая линия или их совокупность характерна для какого-нибудь элемента. По интенсивности спектра можно определить температуру звёзд и других тел.

По спектру звёзды относят к тому или иному спектральному классу. По спектральной диаграмме можно определить видимую звёздную величину звезды, а далее пользуясь формулами найти абсолютную звёздную величину, светимость, а значит и размер звезды.

Но в своем стремлении объяснить природу небесных тел астрономы не сдвину­лись бы с места ни на шаг, если бы они не знали как возникают в мировых пространствах электромагнитные волны той или другой частоты. Се­годня уже известно несколько совсем различных механизмов генерирования электромагнитного излучения. Один из них связан с движением электронов в поле атом­ных ядер — это тепловой механизм Здесь интенсивность излучения определяется температурой части и их кон­центрацией в единице объема. Cинхротронное излучение возникает при торможении в магнитном поле реляти­вистских электронов, т.е. электронов, скорости движе­ния которых близки к скорости света. Электромагнит­ные волны возникают и при затухании механических ко­лебаний неоднородной плазмы (ионизованного газа), и при переходе быстрых частиц через границу двух сред.

Из сказанного следует, что недостаточно зарегист­рировать излучение какого-то объекта в определенной длине волны. Необходимы исследования в широком диапазоне длин волн и все сторонний анализ получен­ных результатов. Сегодня астрономы, вооруженные современной ракетной тех­никой, мощными оптически­ми и радиотелескопами, сложной теорией механиз­мов излучения, ведут широ­кое изучение Вселенной в целом и ее отдельных час­тей. Астрономы убеждены в том, что они правильно по­нимают природу процессов, происходящих далеко за пределами наших земных лабораторий .

2. Небо в рентгеновских лучах

До недавнего времени (положение начало суще­ственно меняться лишь немногим более тридцати лет назад) понятие «астрономические наблюдения» было тождественно понятию «оптические наблюдения неба».

Между тем еще в последнем году XVIII в. В. Гершель открыл излучение Солнца, лежащее за пределами видимого спектра. Это было инфракрас­ное излучение, но его электромагнитная природа ста­ла ясна много лет спустя.

В 1801 г. И.Риттер изучал воздействие фиолето­вого излучения Солнца на хлористое серебро и не­ожиданно обнаружил, что восстановление окиси се­ребра продолжается даже тогда, когда пластинка расположена в «темной» области, дальше за фиоле­товой. Так было открыто ультрафиолетовое излуче­ние Солнца, природа которого тоже оставалась не­ясной.

Лишь в шестидесятых годах XIX в. Д. Максвелл пришел к выводу, что кроме видимого электромаг­нитного излучения (обычного видимого света) могут существовать и другие его виды, не видимые глазу и отличающиеся лишь длиной волны.

Условно электромагнитное излучение подразделя­ют на несколько диапазонов. Наибольшей длиной (более 10-3 м) обладают радиоволны. Диа­пазон от 0,65 мкм до 1 мм — область инфракрасного излучения. «Оптическое окно» — от 0,39 до 0,65 мкм. Еще короче длины волн ультрафиолетового излуче­ния, они простираются примерно до 0,05 мкм. В об­ласти еще более коротких длин волн приборы спо­собны регистрировать буквально каждый фотон, и поэтому принято в рентгеновском и более жестких диапазонах (т. е. в области более высоких энергий фотонов) использовать не длины волн, а соответст­вующие им энергии фотонов. Так, фотон с длиной полны 0,05 мкм обладает энергией 4·10-17 джоулей (Дж) или 0,025 килоэлектронвольт (кэВ). Область энергий фотонов от 0,025 до 1 кэВ — это область мягкого рентгеновского излучения, 1-20 кэВ — «классический» рентгеновский диапазон; именно в этом диапазоне были проведены наиболее эффектив­ные исследования неба.

Какое это было бы прекрасное зрелище, если бы мы могли увидеть своими глазами небо в рентгеновских лучах! Пусть даже мы могли бы видеть лишь звезды ярче 6-й звездной величины, как и в оптическом диапазоне. На рентгеновском небе, в отличие от оптического, таких звезд поменьше — около 700 против 6000. Самая яркая рентгеновская звезда светит подобно Венере. Но, в отличие от Венеры, которая блестит спокойно, мы видели бы, как ярчайшая звезда на рентгеновском небе за считанные минуты становится ярче или уменьшает свой блеск. Мы видели бы игру яркости у многих рентгеновских звезд. Мы видели бы, как на небе вспыхивают и гаснут звезды — одни за секунду, другие за минуты, третьи за часы. Иные звезды видны всегда, другие — лишь несколько недель или месяцев. Мы видели бы звезду, которая вспыхивает и гаснет тысячи раз в сутки. Мы видели бы яркие туманности и огромные дуги излучения — ничего похожего нет на оптическом небосклоне. Правда, на рентгеновском небе нет яркой туманной полосы Млечного Пути -небо почти равномерно светится во всех своих частях. Мы видели бы множество слабых звезд, разбросанных по небу, и знали бы, что это очень далекие объекты — на оптическом небе невооруженный взгляд не способен их увидеть.

[1] 2 3 4

 скачать реферат

Источник: www.textreferat.com


You May Also Like

About the Author: admind

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

Этот сайт использует Akismet для борьбы со спамом. Узнайте, как обрабатываются ваши данные комментариев.