Светимость
Болометр на основе паутины для измерения реликтового излучения
Какое отношение имеют пауки к космосу? На основе паутины можно собрать болометр – прибор, позволяющий измерять интенсивность теплового излучения. В болометрах используется материал, электрическая проводимость которого меняется в зависимости от температуры.
Первый такой прибор изобрёл в 1878 году Сэмюэл Пирпонт Лэнгли — американский астроном, физик и пионер авиации. Он, правда, не использовал паутину, а взял два отрезка металлической фольги, и покрыл их техническим углеродом. Один отрезок был защищён от излучения, а второй – подвергался ему. Отрезки фольги формировали измерительный мост, оснащённый чувствительным гальванометром и подсоединённый к батарее. Попадавшее на открытую фольгу электромагнитное излучение разогревало её и меняло сопротивление.
К 1880 году Лэнгли усовершенствовал свой болометр так, что тот мог улавливать тепло коровы, находящейся на расстоянии в полкилометра. Такой детектор был чувствителен к изменениям температуры на 0,00001°C.
Сейчас появились различные приборы других конструкций, позволяющие проводить чувствительные измерения в тех или иных частях спектра, но в субмиллиметровом и миллиметровом диапазонах (дальнем инфракрасном излучении) болометрам всё ещё нет равных. В исследованиях на этих диапазонах их и используют в астрономии. Для лучшей чувствительности их охлаждают до температуры, всего на доли градуса превышающей абсолютный ноль.
Болометры используют для измерения яркости звёзд. Яркость – это то, насколько ярким излучающий объект кажется наблюдателю. Абсолютное количество энергии, испускаемое излучающим свет телом, называется светимостью. Видимая яркость объекта зависит от его светимости, расстояния от него до наблюдателя, а также от поглощения света любыми препятствиями, находящимися на линии, соединяющей источник света и наблюдателя.
Болометром нельзя измерить полную яркость звезды, поскольку они чувствительны лишь к определённой полосе спектра, а также потому, что до Земли доходит не всё излучение звезды. На практике измеряют лишь яркость на определённых длинах волн, а потом высчитывают полную светимость по моделям.
Звёздную светимость можно было бы измерять, зная размер звезды и её эффективную температуру. К сожалению, обычно угловой размер звезды измерить чрезвычайно трудно, или вообще невозможно, а эффективную температуру можно лишь примерно оценить на основе спектра. Поэтому чаще для оценки светимости звезды используются её видимая яркость и расстояние до неё. Кроме этого, необходимо оценить межзвёздное ослабление — поглощение и рассеяние электромагнитного излучения веществом, находящимся в межзвёздном пространстве, в атмосфере Земли (если измерение происходит на поверхности планеты) и в непосредственной близости от звезды.
Поэтому одна из основных проблем астрономии – измерение трёх этих показателей. Межзвёздное поглощение, например, можно напрямую измерить, только зная видимую и реальную яркость звезды – но можно оценить на основе её цвета, по моделям, соотносящим ожидаемый уровень покраснения света из-за взаимодействия с межзвёздной материей.
В астрономии светимость звёзд часто обозначают через светимость Солнца, L⊙. В современной классификации звёзды группируют по температурам. Массивные молодые энергичные звёзды класса О могут иметь температуру в 30 000 К, а более старые звёзды класса М – температуру до 3500 К. Поскольку светимость звезды пропорциональна температуре в четвёртой степени, разброс светимостей получается ещё больше. Самыми яркими обычно бывают самые молодые звёзды возрастом до нескольких миллионов лет.
Сейфертовская галактика
M 77 — одна из самых близких к нам сейфертовских галактик
В 1908 году Весто Мелвин Слайфер и Эдварт Фат, американские астрономы, работавшие в Ликской обсерватории, изучали спектры загадочных объектов, которые в то время назывались «спиральными туманностями». Они заметили, что у объекта NGC 1068 имеется шесть ярких спектральных линий излучения. Это было необычно – у спектров большинства наблюдаемых объектов присутствовали линии поглощения, соответствующие звёздам.
В 1926 году Эдвин Хаббл изучил линии излучения NGC 1068 и ещё двух «туманностей», и классифицировал их как внегалактические объекты. Вскоре стало понятно, что эти «туманности» — другие галактики, похожие на наш Млечный Путь. В 1943 году Карл Кинан Сейферт открыл ещё больше похожих галактик, и сообщил, что они обладают очень яркими ядрами, похожими на звёзды и испускающими широкие линии излучения. К 1950-м было открыто ещё несколько важных характеристик галактик такого типа – например, их ядра очень плотные (диаметром менее 100 пк), имеют большую массу (109±1 солнечных), а продолжительность пика ядерного излучения у них относительно мала (108 лет).
В результате дальнейших исследований стало ясно, что галактики подобного рода (их стали называть Сейфертовскими) — одни из самых активных галактик Вселенной, наряду с квазарами. Только если квазары – это ядра активных галактик, находящихся в процессе развития, и потому трудно различимых, то Сейфертовские галактики различить легко.
Считается, что таких галактик от 10% — 16% от общего числа. Сейфертовские галактики являются одними из самых изучаемых объектов Вселенной, поскольку считается, что их ядра работают по тем же законам, что и квазары. В ядрах этих галактик находятся чёрные дыры, окружённые аккреционными дисками. Падение материи этих дисков в чёрные дыры и служит причиной излучения. И если в видимом диапазоне Сейфертовские галактики ничем не отличаются от обычных, то на других длинах волн интенсивность излучения их ядер может сравниться с интенсивностью целой галактики – такой, как Млечный Путь.
Сильное взаимодействие
Современный токамак
Вплоть до последней трети XX века физики не были уверены в том, какая сила удерживает атомные ядра от распада. Было ясно, что ядра состоят из положительно заряженных протонов и нейтронов, заряда не имеющих. Казалось, что протоны должны отталкиваться друг от друга, но ядра почему-то не разлетались. Было очевидно, что существует какое-то взаимодействие, превышающее по силе электрическое отталкивание – более сильное притягивающее взаимодействие. Его так и назвали – сильное взаимодействие, посчитав, что это одно из четырёх фундаментальных взаимодействий, и оно влияет на составляющие ядро нуклоны — протоны и нейтроны.
Позднее оказалось, что протоны и нейтроны не являются фундаментальными частицами, а состоят из кварков нескольких видов. Сильное притяжение нуклонов являлось побочным эффектом более фундаментального взаимодействия, связывавшего кварки в протоны и нейтроны. Появилась квантовая хромодинамика, описывающая «цветовой заряд» кварков. Кварки разных «цветов» притягиваются за счёт особых частиц, глюонов.
Сильное взаимодействие – действительно наиболее сильное из всех четырёх фундаментальных (три остальных — гравитация, слабое и электромагнитное). На расстояниях порядка 10−15 м оно в 100 раз сильнее электромагнитного взаимодействия, в 106 раз сильнее слабого и в 1038 сильнее гравитации.
Какое отношение имеют взаимодействия, происходящие между самыми малыми объектами Вселенной, к одним из самых крупных её объектов – звёздам и галактикам? Самое прямое: высвобождающаяся при происходящем в звёздах ядерном синтезе энергия, берёт своё начало именно в сильном взаимодействии.
Английский астрофизик Артур Эддингтон в 1920-м году предположил, что основным источником энергии звёзд может быть ядерный синтез, превращающий водород в гелий (т.н. протон-протонный цикл). Энергия появляется из-за взаимодействия двух сил – ядерной (той самой, что удерживает нуклоны) и кулоновской, заставляющей одинаково заряженные частицы отталкиваться.
Ядра небольшого размера (меньше, чем у никеля и железа) достаточно малы и в них достаточно мало протонов для того, чтобы сильное взаимодействие могло перебороть отталкивание (сильное взаимодействие сильнее на малых расстояниях). При слиянии малых ядер в более крупные высвобождается большое количество энергии, которую и излучают в итоге звёзды в виде фотонов (и немного в виде нейтрино).
Людям, к сожалению, пока удалось использовать энергию ядерного синтеза только лишь для создания ядерных бомб. Но довольно давно ведутся работы по созданию реакторов на управляемом термоядерном синтезе, которые могли бы вырабатывать полезное электричество. Считается, что ядерный реактор (работающий на синтезе) будет продуктивнее атомных (работающих на распаде), поскольку при синтезе энергии выделяется в несколько раз больше. Одна из перспективных схем такого реактора — тороидальная камера с магнитными катушками, или «токамак», предложенная советскими физиками в 1950-х годах, и популярная до сих пор.
Спектроскопия в астрономии
Астрономию в принципе интересует почти весь электромагнитный спектр – рентген, ультрафиолет, видимый свет, инфракрасные лучи и радиоволны. Хронологически люди сначала начали изучать видимую часть излучения, доходившего до поверхности Земли. Для других полос спектра приходится использовать различные методы из-за различия их физических свойств.
К примеру, озон и кислород поглощают свет с длиной волны до 300 нм. Также атмосфера Земли поглощает инфракрасное излучение. Поэтому для рентгеновской, ультрафиолетовой и инфракрасной спектроскопии приходится запускать космические телескопы.
Спектроскопия солнечного света родилась, когда Исаак Ньютон разделил белый свет на составляющие при помощи стеклянной призмы. В начале XIX века Йозеф Фраунгофер научился изготавливать очень качественные призмы, что позволило ему увидеть 574 тёмных линии во вроде бы непрерывном спектре. После этого он скомбинировал телескоп с призмой, благодаря чему смог наблюдать спектры Венеры, Луны, Марса и разных звёзд, в частности – Бетельгейзе.
Поскольку разрешение призмы ограничено её размером, а крупные призмы невозможно использовать для точных наблюдений, разрешение наблюдений спектра улучшилось только к началу XX века, когда инженеры смогли изготовить высококачественные отражательные дифракционные решётки. Но и у них есть свои ограничения, связанные с шириной зеркал – их нельзя делать бесконечно малыми, поскольку пропадает фокусировка. Последующее улучшение потребовало изобретения голографических решёток. Они обладают высоким разрешением и большой надёжностью, поэтому используются до сих пор. Улучшили лишь схему получения изображений – вместо фотографических плёнок в телескопах теперь используются ПЗС-матрицы.
Многие события, приведшие к появлению радиоастрономии, были удачными случайностями. Отцом радиоастрономии считается американский физик и радиоинженер Карл Янский. В начале 1930-х годов он, работая в лабораториях Белла, построил радиоантенну для поиска источников помех, возникавших в трансатлантических радиопередачах. Внезапно оказалось, что один из источников находится не на Земле, а где-то в центре Млечного Пути в районе созвездия Стрельца. В 1942 году английский радиоинженер Джеймс Стэнли Хей в ходе изучения помех, которые мешали работе радиолокаторов, открыл радиоизлучение активных областей на Солнце (сообщение об этом было опубликовано в 1946). По-настоящему же радиоастрономия родилась в 1951 году после открытия радиолинии нейтрального водорода. На её основе астрономы исследуют распределение нейтрального водорода и движении его облаков, а также ищут внеземные цивилизации.
В 1946 году во время изучения солнечного излучения на частоте 200 МГц при помощи единственной антенны, расположенной на скале над морем, учёные случайно записали результат интерференции двух лучей – один пришёл непосредственно от Солнца, а другой – отразившись от водной поверхности. Оказалось, что сравнение разности фаз приходящего электромагнитного излучения дает возможность получить большую, чем у любого телескопа, разрешающую способность. Для этого можно использовать одновременно несколько радиотелескопов, и чем больше будет расстояние между ними, тем выше получится разрешение.
Рентгеновские детекторы позволяют исследовать излучение астрономических объектов, содержащих газы чрезвычайно высоких температур – от миллиона до сотен миллионов кельвинов. Рентгеновское излучение испускают несколько видов объектов – скопления галактик, чёрные дыры в активных ядрах галактик, останки сверхновых, одиночные звёзды и двойные звёздные системы, в которых одним из тел будет белый карлик, чёрная дыра или нейтронная звёзда.
Словарик
Абсолютная звёздная величина
Адаптивная и активная оптика
Альбедо
Астрономическая единица
Барионные акустические осцилляции
Белый карлик
Быстрый процесс захвата нейтронов
Галактические скопления
Галактическое гало
Галилеевы спутники
Гелиосфера
Гидростатическое равновесие
Горизонт событий
Гравитационное линзирование
Гравитация
Диаграмма Герцшпрунга — Рассела
Закон Хаббла
Затменные звёзды
Звезда Вольфа — Райе
Зодиакальный свет
Ионосфера
Квазар
Кома
Коричневый карлик
Космическая скорость
Космические лучи
Красный карлик
Магнетар
Межзвёздная среда
Местная группа галактик
Молекулярные облака
Нейтрино
Нейтронная звезда
Неправильная галактика
Новая звезда
Параллакс
Планета
Планетарная туманность
Полярное сияние
Приливный разогрев
Протопланетный диск
Радиационный пояс
Рассеянное звёздное скопление
Реликтовое излучение
Сверхновая (и парно-нестабильная сверхновая)
Светимость
Сейфертовская галактика
Сильное взаимодействие
Спектроскопия в астрономии
Стандартные свечи
Тёмная материя
Тёмная энергия
Тень и полутень
Теория Большого взрыва
Транснептуновый объект
Хромосфера
Цефеиды
Червоточины
Чёрные дыры
Шаровые скопления
Шкала расстояний в астрономии
Щели Кирквуда
Эксцентриситет орбиты
Электромагнетизм
Эллиптическая галактика
Эффект Доплера
