Реферат: Астрофизика

для ближайших звезд. Действительно, предельные углы, которые удается измерить

аксонометрическими методами, составляют около 0¢¢,01.

Следовательно, если параллакс звезды в результате наблюдений оказался равным

p=0¢¢,02±0¢¢,01, то расстояние до нее по формуле

(21)

Получится в пределах от 30 до 100 пс, соответствующих возможным ошибкам в

определении параллакса. Отсюда видно, что расстояние до сравнительно близких

объектов, удаленных от нас не более, чем на несколько парсеков, определяются

более или менее надежно. Так, например, расстояние до одной из ближайших

звезд (a Центавра), равное 1,33 пс, известно с ошибкой, меньше 2 %. Однако

для звезд, удаленных больше чем на 100 пс, ошибка в определении расстояния

больше самого расстояния и метод тригонометрических параллаксов оказывается

непригодным. В лучшем случае он позволяет сделать вывод, что расстояние

превышает несколько сотен парсеков. Всего в настоящее время

тригонометрические параллаксы измерены не более чем для 6000 звезд.

Расстояния до звезд могут быть найдены в тех случаях, когда каким-нибудь

образом известны их светимости, так как разность между видимой и абсолютной

звездными величинами равна модулю расстояния, который входит в формулу (22)

(22)

Наиболее надежно модуль расстояния удается найти для звезд, принадлежащих

скоплениям. Однако при этом необходимо учитывать, что получаемые величины,

как правило, бывают искажены влиянием межзвездного поглощения света.

Особенности спектров, лежащих в основе разделения звезд по классам

светимости, могут быть использованы для определения абсолютных звездных

величин, а, следовательно, и расстояний (метод спектральных параллаксов).

Важный метод определения параллаксов совокупности звезд основан на изучении

их собственных движений. Оставшееся смещение звезды на небесной сфере за год

называется собственным движением звезды m. Оно выражается в секансах дуги в

год. Собственное же движение звезды m вычисляется по формуле

(23)

Собственное движение у разных звезд различны по величине и направлению. Только

несколько десятков звезд имеют собственные движения больше 1¢¢ в год.

Самое большое известное собственное движение m=10¢¢,27 (у «летящей»

звезды Баркарда). Громадное же большинство измеренных собственных движений у

звезд составляют сотые и тысячные доли секунды дуги в год. Из-за малости

собственных движение изменение видимых положений звезд не заметно для

невооруженного глаза.

Суть этого метода основано на том факте, что чем дальше находятся звезды, тем

меньше видимые перемещения, вызываемые их действительными движениями в

пространстве. Определенные таким путем параллаксы называются средними.

Для определения расстояния до группы звезд удается применить наиболее точный

метод, основанный на том обстоятельстве, что, как и в случае метеоритов,

общая точка пересечения направлений видимых индивидуальных движений, которые

вследствие перспективы кажутся различными, а на самом деле в пространстве

одинаковы, указывает истинное направление скорости общего движения – апекс.

При известной лучевой скорости Vr, хотя бы одной из звезд имеется возможность

вычислить годичный параллакс всего скопления, называемый адовым параллаксом,

по формуле

(24)

Где m - собственное движение, а q – угол между направлением на данную звезду

и апекс.

Определить суточный и годичный параллакс можно из наблюдений: пусть из двух

точек О1 и О2 (рисунок ) на поверхности Земли, лежащих

на одном географическом меридиане, измерены зенитные расстояния Z1 и

Z2 одного и того же светила М в момент прохождения его через

небесный меридиан. Предположим далее, что оба пункта наблюдения находятся в

северном полушарии и светило наблюдалось в каждом из них к югу от зенита.

Следовательно

z1=j1-s1 и z2=j2-s2

Где j1 и j2 – географические широты пунктов, а d1

и d2 – топоцентрические скопления светила, отличающиеся от его

геоцентрического склонения d на величину

p1=psinz1 и p2=psinz2

В четырехугольнике О1ТО2М (рисунок ) угол О1МО

2 равен (Р1 – Р2), угол МО2Т тупой

(больше 180º) и равен (180º+Z2), угол О1ТО

2 равен (j1-j2) и, наконец, угол ТО1М

равен (180º-Z1). Так как сумма внутренних углов

четырехугольника равна четырем прямым, то

360°=p1-p2+180°+z2+j1-j2+180°-z

или

p1-p2=(j2-z2)-( j1-z1)

Принимая во внимание соотношения, написанные выше, имеем

P(sinz1-sinz2)={sin(j1-s1)-sin(j2-s2)}p=s2-s1

откуда горизонтальный параллакс светила

(25)

По значениям радиуса Земли R в месте наблюдения и экваториального радиуса

Земли Rо вычисляется горизонтальный экваториальный параллакс

(26)

Горизонтальный параллакс светила можно определить и из измерений его прямого

восхождения из одного и того же места на Земле, но в различные моменты

времени. За промежуток времени между этими моментами вращения земли переносит

наблюдателя из одной точки пространства в другую, что дает соответствующее

параллактическое смещение светила. Таким образом, горизонтальный параллакс

светила определяется из его топоцентрических координат, полученных из

соответствующих и целесообразно выполненных наблюдений.

Аналогичным путем получается годичный параллакс звезд, только в этом случае

определяются геоцентрические координаты звезды из наблюдений, произведенных в

двух различных точках орбиты Земли и приблизительно через полгода одно после

другого.

Наилучшие современные угломерные инструменты позволяют надежно определять

годичное параллактическое смещение звезд до расстояния не свыше 100 пс

(p=0¢¢,01). Поэтому тригонометрические годичные параллаксы известны

лишь для сравнительно небольшого числа звезд (около 6000), наиболее близких к

Солнцу. Расстояния до более далеких объектов определяются различными косвенными

методами.

Как уже было сказано выше, если знать светимость звезды и, сравнивая ее с

видимым блеском звезды, то легко рассчитать расстояние до нее.

Если пользоваться абсолютной М и видимой звездной величиной m, то расстояние

в световых годах D находится легко из формулы

(27)

Как выяснили Адамс и Кольмюттер (США) два-три десятка лет назад, спектры

звезд являются хорошими показателями светимости, а поэтому и расстояния, так

как видимый блеск звезды m, нужный для сравнения, определить нетрудно.

Зная расстояния до некоторого числа звезд на основании других, весьма

кропотливых методов их определения, можно было вычислить светимости и составить

их со спектрами тех же звезд. Пока же достаточно сказать, что, например,

обычным белым звездам определенного спектрального подкласса, допустимА0

, А1, А2 и т.д., соответствует довольно определенная

светимость. Таким образом, достаточно определить точно спектральный подкласс

обычной белой звезды, и мы уже приблизительно знаем ее светимость, а поэтому и

расстояние. (Есть звезды класса А другой светимости, но и спектры у них

несколько иные). Такие звезды встречаются редко).

С желтыми и красными звездами дело обстоит сложнее, хотя тоже достаточно

определенно. Желтые и еще в большей степени красные звезды одного и того же

спектрального класса резко делятся на две группы. Одни из них названы

гигантами, у них очень большая светимость. Другие названы звездами-карликами

– их светимость значительно меньше. Звезд с промежуточной светимостью не

существует, и светимость как карликов, так и гигантов одного и того же

спектрального подкласса является довольно определенной. Но есть некоторое

различие. Одни и те же темные линии, в спектрах гигантов более тонки и резки,

чем в спектрах карликов. Это помогает отличать их друг от друга.

Мало того, относительная интенсивность некоторых пар линий обнаруживает

четкую зависимость от светимости звезды. Спектры-паспорта карликов и гигантов

– не вполне одинаковы. Так, например, спектры оранжевых звезд 61 Лебедя и

Альдебарана в общем одинаковы, почему их и относят к одному и тому же

спектральному классу К5. но среди многочисленных одинаковых линий в их

спектрах можно, что линии кальция с длиной волны 4454 Å в спектре

звезды-карлика 61 Лебедя сильнее линии ионизированного стронция 4215 Å,

а в спектре гиганта Альдебарана – наоборот. Нужен некоторый навык, чтобы

отличать друг друга спектры гигантов и карликов. Удается установить

зависимость между относительной интенсивностью пар линий и светимостью

звезды, а затем использовать ею в дальнейшем. Тогда, сфотографировав спектр

звезды, находящейся на неизвестном расстоянии и имеющей неизвестную

светимость мы можем легко и быстро установить и то и другое.

Точность определения таким способом расстояний до звезд составляет около 20

%, независимо от того, близка к нам звезда или далеко. Быть может, точность в

20 % покажется недостаточно хорошей при измерении расстояния до звезд.

Приходится с этим согласиться. Однако в большинстве случаев определить

расстояние до звезды другим способом невозможно.

Если расстояние между излучающим телом наблюдателя меняется, то скорость их

относительного движения имеет составляющую вдоль луча зрения, называемую

лучевой скоростью. По линейным спектрам лучевые скорости могут быть измерены

на основании эффекта Доплера, заключающегося в смещении спектральных линий на

величину, пропорциональную лучевой скорости, вне зависимости от удаленности

источника излучения. При этом если расстояние увеличивается (лучевая скорость

положительна), то смещение линий происходит в красную сторону, а в противном

случае – в синюю.

Объяснить это явление можно на основании следующих элементарных рассуждений.

Вообразим наблюдателя, воспринимающего от объекта луч света. Предположим, что

этот луч представляет собой отдельное непрерывное электромагнитное колебание

(луч волн). Пусть за 1 секунду источник излучает n волн длиной l каждая. Так

как n - частота, то n=с/l. Неподвижный относительно источника наблюдатель за

ту же одну секунду воспримет столько же (т.е. n) волк. Теперь пусть источник

или наблюдатель движутся с относительной скоростью Vr, на котором

укладывается Vr/l волн. Таким образом, в случае движения вдоль луча зрения

наблюдатель воспримет не n волн, а на Vr/l меньше, если расстояние

увеличивается, и на Vr/l больше, если оно уменьшается. Следовательно,

изменится частота наблюдаемого излучения n. Обозначая это изменение частоты

через Dn и принимая, что положительным значением Vr соответствует увеличение

расстояния, получим

Учитывая зависимость между n и l, мы видим, что при движении вдоль луча

зрения изменяется не только частота воспринимаемого излучения, но и длина его

волны соответственно на величину

Объединяя это выражение с предыдущим, найдем окончательную формулу для

величины доплеровского смещения спектральных линий

(28)

Более строгий вывод формулы для доплеровского смещения требует применение теории

относительности. При этом получается выражение, которое при Vr<<с очень

мало отличается от формулы ( ). Кроме того, оказывается, что смещение

спектральных линий вызывается не только движениями вдоль луча зрения, но и

перпендикулярными к нему перемещениями (так называемый поперечный эффект

Доплера). Однако он, как и релятивистская поправка к формуле ( ),

пропорционален (V/c)2 и должен приниматься во внимание только при

скоростях, близких к скорости света.

Эффект Доплера играет исключительно важную роль в астрофизике, так как

позволяет на основании измерения положения спектральных линий судить о

движениях небесных тел и их вращении.

2.3 Космические телескопы (в оптическом

диапазоне) и открытия сделанные с их помощью.

Более 20 лет работают на околоземных орбитах специализированные спутники с УФ

телескопами на борту, проводя астрономические наблюдения. Их инструменты

достигли высокой разрешающей способности и совершенства. Это позволило решать

многие проблемы современной астрофизики.

УФ излучение играет важнейшую роль как в существовании биологической жизни, в

том, числе и человеческой, так и во всем комплексе процессов эволюции

Вселенной. Изучать, что же происходит в глубинах космоса и как он устроен,

интереснейшая задача и вечная цель человечества. Решая эту задачу, люди

наталкиваются на фундаментальные природные ограничения, преодолевают их и

ищут новые подходы для дальнейшего продвижения по пути познания. Одной из

преград для проведения астрономических наблюдений служит непрозрачность

атмосферы.

Земная атмосфера практически не пропускает весь УФ участок электромагнитного

спектра. Однако именно в Уф диапазоне лежат длинны волн спектральных линий,

соответствующих наиболее важным в астрофизике атомных и молекулярным

переходам водорода и дейтерия. Там же находится множество резонансных линий

большинства элементов, соответствующих, как правило, самому распространенному

состоянию атомов. Из-за непрозрачности атмосферы исследовать Уф излучение

небесных объектов можно только из космоса. Космическим телескопам атмосфера

не мешает. Поэтому удается получать изображение объектов во Вселенной с

предельно высоким угловым разрешением и резко увеличивать проницающую силу

телескопа.

Изучение Вселенной в Уф диапазоне занимаются специальные космические

аппараты. Уже проведены десятки космических экспериментов и несколько

проектов находятся в стадии разработки. Важно отслеживать тенденции развития

этой области науки, и, конечно, необходимо участвовать в перспективных

проектах. Для России, имевшей здесь хорошие традиции, важно не потерять их.

Особенно во время кризиса, когда необходимо искать различные способы

сохранения высокой отечественной технологии, интеллектуального научно-

технического потенциала, а в конечном итоге укрепления тающего авторитета

развитой страны.

Уф участок электромагнитного спектра весьма широк, и потенциально он гораздо

информативнее оптического. Создать эффективный универсальный инструмент,

охватывающий весь этот диапазон, невозможно. Поэтому создаются

астрономические инструменты, работающие в избранных участках спектра.

Выбирают в каждом случае подходящую оптическую схему телескопа, технологию

изготовления отражающих поверхностей. Обсерватория «Спектр-УФ» относится к

числу крупных мировых проектов внеатмосферной астрономии. Его реализация

позволит проводить наблюдения с высоким и даже рекордным разрешением в

малоизученном, хотя и очень «богатом» линиями лаймановском участке спектра с

временем непрерывной экспозиции до 30 ч.. В отдельных случаях экспозиция

может достигать до 140 ч. при высоком пространственном и спектральном

разрешении.

В состав космического аппарата «Спектр-УФ» входят служебный модуль,

стандартный для всех научных спутников серии «Спектр», телескоп Т-170 и отсек

с комплексом научной аппаратуры.

Условия наблюдения предъявляют жесткие требования к параметрам наведения и

стабилизации инструментов. Поэтому космический аппарат снабжен системой

управления пространственной ориентации в качестве первичного контура и системой

точного гидирования телескопа Т-170 – вторичный контур. Первичный контур

обеспечивает предварительное наведение телескопа с точностью 1-2¢. Затем

изображение объекта приводится в заданное положение с более высокой точностью и

стабилизируется. Во вторичном контуре малые смещения оптической оси телескопа

компенсируются за счет наклонов вторичного зеркала. Это позволяет достигать

весьма высокой точности стабилизации – около 0,1¢¢. Прототип такой

сложности системы доказал свою работоспособность во время полета обсерватории

«Астрон».

На участке запуска КА телескоп Т-170 закрыт пылезащитной крышкой. Телескоп

оснащен блендой, защищающей зеркало от светового потока Земли, Луны и

Солнца. После выхода на орбиту солнцезащитная бленда открывается и

переводится в рабочее положение. В период выполнения наблюдений пылезащитная

крышка открывается. С помощью микродвигателей управления аппарат наводится в

сторону исследуемой части неба, и производятся его стабилизация в

пространстве, гидирование и другие подготовительные операции.

Орбита для спутника «Спектр-УФ» выбиралась с учетом того, что телескоп должен

работать на большом расстоянии от сильного источника засветки – земли, и

параметры ее должны быть устойчивыми. Также важно, чтобы КА не пересекал

околоземные радиационные пояса, влияющие на работу многих приборов, кроме

того, параметры орбиты должны соответствовать задачам запуска обсерватории, а

спутник необходимо наблюдать максимальное время. Как показали расчеты,

выполненные в Институте астрономии РАИ, таким условиям удовлетворяет сильно

вытянутая орбита со следующими начальными характеристиками: высота апогея –

300000 км, высота перигея – 500 км, наклонение – 51,5° и период обращения 7

суток. В течение 8 месяцев после запуска высота орбиты изменяется и

становиться рабочей – 250000 x 40000 км, что позволит аппарату постоянно

приходится находится вне радиационных поясов.

Интересно сравнить «HST» и «Спектр-УФ», «HST» из-за большего размера главного

зеркала выигрывает на длинах волн более 140 нм и существенно проигрывает в

более коротковолновом участке. Это связано с наличием «HST» четырех

отражающих поверхностей – две дополнительные появились в результате ремонтных

работ на орбите по коррекции оптического тракта телескопа. У телескопа Е-170

отражающих поверхностей только две. Поэтому низкоорбитальная обсерватория

«HST» имеет не более половины общего наблюдательного времени, а у

обсерватории «Спектр-УФ» этот показатель может достигать 0,85. количество

квантов, собранных за достаточно длительный промежуток времени обсерваторией

«Спектр-УФ», будет больше, чем у «HST».

В составе комплекса научной аппаратуры «Спектр-УФ» входят четыре основных

инструмента:

1. Телескоп Т-170. построен по оптической схеме Ричи-Кретьена и имеет

характеристики: диаметр главного зеркала – 170 см, фокусное расстояние – 17 м,

поле зрения - 40¢ (20 см в фокальной плоскости), общая длина – 8,45 м и

диаметр 2,01 м, расстояние между главным и вторичным зеркалами – 3,5 м, масса –

1700 кг.

2. Двойной эшельный спектрограф высокого разрешения (ДЭСВР) – предназначен

для получения Уф спектров с высоким спектральным разрешением, позволяющим

изучать контуры даже узких спектральных линий, ширина которых соответствует

тепловым движениям в звездных атмосферах со скоростями около 5 км/сек. Основные

параметры инструмента: спектральный диапазон – от 110 до 360 нм, разрешающая

сила (R=l/Dl, Dl=1100-3500 Å) до 60000, при самом высоком разрешении

чувствительности не хуже 16m за 10 ч экспозиции (отношение

сигнал/шум – S/N=10) или 11m за то же время (S/N=100).

3. Роуландовский спектрограф (РС) – предназначен для регистрации спектров

в лаймановском участке, а также для наблюдения предельно слабых объектов с

низким разрешением в более длинноволновом участке до 450 нм. РС состоит из

одной вогнутой решетки и имеет минимальные оптические потери. Параметры

спектрографа: основной спектральный диапазон от 90 до 120 нм и разрешающая

сила (R) достигает 10000 в участке 91,2-120 нм и 3000 – в участке 115-450 нм.

4. Камера поля (КП), или регистрации изображений объектов с высоким угловым

разрешением. Работает в двух режимах (модах). Короткофокусная мода обеспечивает

наблюдение предельно слабых объектов, а при работе в длиннофокусной моде

обеспечивается высокое угловое разрешение. Параметры КП следующие:

короткофокусная мода – рабочий диапазон длин волн от 91,2 до360 нм, поле зрения

– 4, разрешение – не хуже 0,16¢¢, предельная звездная величина (V)

Страницы: 1, 2, 3, 4, 5