АСТРОНОМІЯ - Навчальний посібник для профільної школи 2017

Частина 2. Основи астрономії

Розділ І. Методи і засоби астрономії

Тема 1.1. Методи астрономічних досліджень

§ 3. Основи астрофотометрії

Вступ

Ще на зорі астрономії було введено шкалу видимих зоряних величин, яку досі використовують в астрономії щоб характеризувати блиск небесних тіл.

Цілі вивчення § 3

Вивчивши матеріал цього параграфа, Ви будете:

• знати й розуміти особливості реєстрації випромінювання небесних тіл; методи визначення блиску небесних тіл;

• уміти пояснити суть методу астрофотометрії;

• виявляти ставлення й оцінювати точність візуальної, фотографічної й фотоелектричної фотометрії.

Актуалізація раніше набутих знань / компетентностей

Астрономія нині — всехвильова наука. Треба згадати, що означає це твердження, а також матеріал § 2 про електромагнітний спектр. Потрібно згадати також поняття видима зоряна величина, абсолютна зоряна величина, блиск.

Методичні вказівки

Зверніть увагу на те, що поняття блиск, яке широко використовують в астрономії, позначає видиму яскравість небесних світил. Його фізична суть — це освітленість, яку створює світило. Оскільки астрономи мають змогу від більшості небесних об’єктів лише реєструвати потоки електромагнітного випромінювання, то зрозуміло — нагальним завданням є вимірювання цих потоків. Для цієї мети створюють спеціальні прилади й розробляють відповідні методи.

Пояснювальний текст

В астрономії працюють з усіма довжинами хвиль, з яких складається електромагнітний спектр. Щоправда, атмосфера Землі пропускає не всі види випромінювань. Цим зумовлені особливості реєстрації випромінювання в різних ділянках спектра.

1. Особливості реєстрації випромінювання небесних тіл. Завдання астрономів — знайти можливість реєструвати не лише видиме світло, бо небесні тіла випромінюють у всіх діапазонах електромагнітного спектра. Порівнюючи просто це завдання вирішують для інфрачервоного та субміліметрового випромінювання з довжинами хвиль від 13 мкм до 1000 мкм (0,013 мм до 1 мм). Раз концентрація водяної пари, що головно поглинає інфрачервону радіацію, швидко зменшується з висотою, то ця ділянка спектра стає доступною для спостережень з аеростатів і висотних літаків вже на висотах 25—30 км. Для них же доступні спостереження в жорсткому рентгенівському та гамма-діапазоні. Що до реєстрації ультрафіолету і м’яких та середніх рентгенівських променів, то на висоті в 150 км атмосфера стає повністю прозорою для всіх видів випромінювань, тому її можна вести лише з апаратурою, винесеною за межі повітряної оболонки Землі. Дослідження в цій ділянці спектра розпочалися з 1957 р. після запуску першого штучного супутника Землі.

Важливу інформацію про небесні тіла доносять до нас потоки космічних променів і нейтрино. Космічні промені — це головно протони, тобто ядра водню, а також електрони, ядра гелію і важчих хімічних елементів.

Нейтрино — частинка, що має неймовірну проникну здатність, бо майже не взаємодіє з речовиною. Не маючи електричного заряду, з масою спокою, величину якої ще й досі достовірно не визначено, нейтрино 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 в поточний момент, тоді як електромагнітне випромінювання мандрує до поверхні зорі сотні тисяч чи навіть мільйон років. Тому методи нейтринної астрономії дуже важливі для вивчення процесів, що відбуваються в надрах Сонця і зір.

Проблемне питання.

Чому ми бачимо на небі зорі?

Люди бачать зорі на нічному небі, але мало хто з них запитує себе: «Чому око людини їх бачить?». Справді, людині, здавалося б, не обов’язково бачити зорі на небі — без них можна прожити. Без спеціальних приладів ми не помічаємо дуже багато різних космічних об’єктів. Наприклад, не бачимо галактик (окрім кількох із них). З погляду еволюційної теорії це можна пояснити тим, що такі далекі космічні об’єкти ніяк не впливали на життя наших предків. Водночас ми не бачимо астероїдів, хоча ці небесні тіла потенційно небезпечні для землян. Але чомусь наше око бачить саме зорі, які нічим нам не загрожують і, на перший погляд, не допомагають. Здатність бачити зорі, здавалося б, ніяк не полегшує нам боротьбу за існування. Чи все-таки полегшує? Цікаво також те, що ми бачимо не дві, не двісті й не мільярди зір, а

кілька тисяч? Як це пояснити? Невже зоряні розсипи на нічному небі мали життєве значення для предків людини?

Виявляється, мали. І ось чому. Здатність бачити не тільки вдень, але й уночі — причому не тільки при світлі Місяця, але і в безмісячну ніч, коли єдиним джерелом світла є саме нічне небо, — дає видам важливі переваги в боротьбі за існування. Щоб у безмісячну ніч розрізняти дорогу і силует ворога або жертви, мінімальна чутливість зору має відповідати яскравості нічного неба.

Приблизно половина випромінювання нічного неба — це розсіяне світло зір. Здебільшого це зорі нашої галактики, причому не всі, а тільки ті, що віддалені від Землі не більше, ніж на 3000 світлових років (зорі, що лежать далі, приховані за хмарами міжзоряного пилу). А таких близьких і видимих зір майже 100 000 000. Приблизно стільки ж у сітківці нашого ока світлочутливих елементів — паличок. Тому далекі зорі не видно окремо — вони зливаються в суцільне темно-сіре тло.

З’ясуймо, скільки зір на такому тлі може побачити наше око у вигляді окремих яскравих точок. На кожен зоровий елемент сітківки людського ока потрапляє світло від приблизно 12 далеких зір. Щоб зображення близької зорі проявилося на цьому тлі як яскрава крапка, вона має світити в десятки разів сильніше цієї групи далеких зір, тобто в сотні разів сильніше, ніж кожна з них окремо. Знаючи основний фотометричний закон — освітленість падає обернено пропорційно квадрату відстані від джерела світла, — неважко вирахувати, що така «помітна» зоря має бути в 20—30 разів ближче, ніж далекі 100 106 зір тла. Чи багато таких близьких зір, та й чи є вони взагалі?

Якщо радіус сфери зменшити, наприклад, у 25 разів, то її об’єм зменшиться в 253 = 15 625 разів. Таким чином зі 100 млн зір, що рівномірно розподілені у просторі та освітлюють наше небо, у цій малій сфері навколо нас залишиться близько 7000 світил. Якраз саме вони мають бути помітні нашому оку як яскраві точки на однорідному тлі нічного неба. Дивно, але наші приблизні обчислення виявилися вельми точними: саме близько 3000 зір ми бачимо неозброєним оком на півсфері темного нічного неба. Отже, біологічна еволюція і боротьба з нічними хижаками за своє існування подарувала нам радість споглядання краси зоряного неба.

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 (Сонце, Місяць), а не до точкових (зорі) об’єктів.

З фізики відомо, що 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. Тому відповідні дослідження називають астрофотометрією. Фотометрія є одним з найважливіших методів астрономічних досліджень. Адже дослідження різних типів фотометричної змінності зір і галактик необхідні для глибшого розуміння процесів, що в них відбуваються, а отже, й для розуміння того, як вони утворилися і як будуть розвиватися далі.

Фотометричні дослідження розпочали наприкінці ХІХ — 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 діють 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» (густину) фотографічних зображень небесних тіл (або їхніх спектрів), що було результатом дії випромінювання на фотоплатівку, і на підставі таких вимірювань визначали блиск об’єктів.

Зауважимо, що око й фотоплатівка мають різну чутливістю в одних і тих самих ділянках спектра. Тому, наприклад, червоні зорі на фотографічній платівці виходили набагато слабкішими, ніж білі зорі з таким самим візуальним блиском. Але точність фотографічної фотометрії значно вища, ніж візуальної.

З початку ХХ ст. в астрономії застосовують термо- і фотоелектричні фотометри. Світло, що потрапило до такого фотометра, створює у приладі електричний струм тим сильніший, що більше світла, величину якого можна визначити. 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.

Значно зросли можливості використання фотоелектричної фотометрії в астрономії після створення і вдосконалення фотопомножувачів (докладніше про них п. 2, § 7). Вони дозволяють вимірювати світло об’єктів у десятки тисяч разів слабкіших, ніж тих, що доступні для звичайних фотоелементів.

Навчальне завдання

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

Завдання астрономів — знайти можливість реєструвати не лише видиме світло, бо небесні тіла випромінюють у всіх діапазонах електромагнітного спектра. Вимірювання потоків випромінювання від небесних світил дозволяє визначати їхній блиск, тобто освітленість. Такі вимірювання в астрономії забезпечує астрофотометрія.

Запитання для самоперевірки

1. Які види випромінювань можна реєструвати з аеростатів і висотних літаків?

2. Які види випромінювань можна реєструвати на висоті не менше, ніж 150 км від поверхні Землі?

3. Назвіть склад космічних променів.

4. Яка фізична суть блиску небесного тіла?

5. Поясніть суть візуальної та фотографічної фотометрії.

Додаткові та цитовані джерела інформації до § 3

• Пункт «телескопи та обсерваторії» розділу «Науково-популярні статті» Українського астрономічного порталу. (http://www.astrosvit.in.ua/statti/teleskopy-ta-observatoriji)

За результатами вивчення §3 Ви маєте:

знати й розуміти

особливості реєстрації випромінювання небесних тіл; методи визначення блиску небесних тіл.

уміти

пояснити суть методу астрофотометрії.

виявляти ставлення й оцінювати

точність візуальної, фотографічної й фотоелектричної фотометрії.






Відвідайте наш новий сайт - Матеріали для Нової української школи - планування, розробки уроків, дидактичні та методичні матеріали, підручники та зошити

Віртуальна читальня освітніх матеріалів для студентів, вчителів, учнів та батьків.

Наш сайт не претендує на авторство розміщених матеріалів. Ми тільки конвертуємо у зручний формат матеріали з мережі Інтернет які знаходяться у відкритому доступі та надіслані нашими відвідувачами.

Всі матеріали на сайті доступні за ліцензією Creative Commons Attribution-Sharealike 3.0 Unported CC BY-SA 3.0 та GNU Free Documentation License (GFDL)

Якщо ви являєтесь володарем авторського права на будь-який розміщений у нас матеріал і маєте намір видалити його зверніться для узгодження до адміністратора сайту.

Дозволяється копіювати матеріали з обов'язковим гіпертекстовим посиланням на сайт, будьте вдячними ми приклали багато зусиль щоб привести інформацію у зручний вигляд.

© 2007-2019 Всі права на дизайн сайту належать С.Є.А.