АСТРОНОМІЯ - Навчальний посібник для профільної школи 2017

Частина 2. Основи астрономії

Розділ І. Методи і засоби астрономії

Тема 1.2. Засоби астрономічних досліджень

§ 7. Приймачі випромінювання в астрономії

Вступ

Людське око — дуже хороший приймач світла, але його можливості обмежені. Воно не сприймає випромінювання всіх діапазонів електромагнітного спектра, окрім видимого світла. Тому для нього — це єдине «вікно у Всесвіт». На щастя людський розум зміг створити такі приймачі випромінювання, які дозволили астрономам побачити всі випромінювання небесних тіл.

Цілі вивчення § 7

Вивчивши матеріал цього параграфа, Ви будете:

• знати й розуміти види приймачів випромінювання в астрономії; принцип роботи окремих приймачів випромінювання;

• уміти пояснити принцип роботи приймачів випромінювання;

• оцінювати застосування в астрономічному приладобудуванні досягнень техніки й технологій.

Актуалізація раніше набутих знань / компетентностей

Згадаймо, астрономія — всехвильова наука. Треба пригадати поняття електромагнітний спектр, діапазони випромінювання небесних тіл, головні завдання та будову оптичного телескопа.

Методичні поради щодо опанування навчального матеріалу

Слушною є думка про те, що історія розвитку астрономії — це боротьба за розширення можливостей людського ока. Щоб опанувати матеріал цього параграфа, треба чітко уявляти можливості ока людини як приймача випромінювання — його сильні і слабкі сторони. Радимо порівнювати інші приймачі, які використовують в астрономії, з можливостями людського ока. Зверніть увагу на те, що застосування фотографії в астрономії (разом з методом спектрального аналізу) уможливило появу астрофізики.

Пояснювальний текст

Нині астрономи досліджують зоряне небо в усіх діапазонах електромагнітного спектра. Цього вдалося досягти завдяки винаходам приймачів випромінювання, що, по-перше, замінили людське око, а по-друге, — чутливі до тих випромінювань, які воно не сприймає.

1. Фотографія в астрономії. З середини ХІХ ст. астрономи почали застосовувати фотографію. У 1840 р. аматор астрономії Дж. Дрейпер отримав першу фотографію Місяця, а в 1850 р. в Гарвардській обсерваторії уперше зробили знімок зорі Вега. А після того, як на фотоплатівці були зареєстровані спектри небесних тіл, фотокамера, з’єднана з телескопом, стала незамінним астрономічним приладом. Тепер фотографію в астрономії застосовують дуже широко, і в багатьох випадках вона цілком витіснила візуальні спостереження.

Фотографічний метод став незамінним в астрономії, бо фотографія має унікальні властивості. По-перше, на відміну від людського ока, фотоплатівка, вкрита чуливим шаром — фотоемульсією, має здатність нагромаджувати дію світла. Дія світла на фотоемульсію тим сильніша, що триваліша експозиція. При експозиції в кілька секунд на платівці вийдуть лише найяскравіші зорі, а в міру продовження фотографування з’являються дедалі слабкіші. Це дозволяє отримувати знімки слабких небесних світил, які неможливо побачити оком у найпотужніший телескоп. Тоді як око після кількох годин безперервного спостереження, внаслідок втоми, побачить у телескоп не більше, а менше зір, ніж у перші хвилини. Експозиція при фотографуванні небесних об’єктів, а надто слабких, іноді триває кілька годин і навіть кілька ночей поспіль на одній і тій самій платівці. По-друге, на фотоплатівці отримують зображення одразу великої кількості небесних світил. У разі візуальних спостережень їх довелось би спостерігати кожне окремо. Окрім цього, отримавши фотоплатівку, далі вивчають зображені на ній об’єкти з допомогою різних спеціальних приладів. За потреби такі виміри можна повторити в лабораторії, не вдаючись до нових спостережень. По-третє, фотоплатівка — це задокументований результат спостережень, що не залежить від помилок, яких може припустися астроном під час візуальних спостережень.

Фотоплатівки старанно зберігають у спеціальних архівах — «скляних бібліотеках». Такі бібліотеки є безцінним матеріалом в астрономії. Він не лише зберігає інформацію про вигляд якоїсь ділянки неба у певний час, іноді багато років тому, але й дозволяє з’ясувати зміни, що відбулися з небесними тілами. Нині світова астрономічна спільнота з метою створення Віртуальної обсерваторії виконує координовану роботу з оцифровки всіх платівок, отриманих від початку використання фотографії в астрономії. Це буде загальносвітовий цифровий архів астрономічних даних.

Нині фотоплатівки замінено на інші приймачі випромінювання — напівпровідникові ПЗЗ- матриці — прилади із зарядовим зв’язком, або пропорційні зарядові лічильники. Вони не лише зберегли, але й суттєво розширили властивості фотоплатівок,

ПЗЗ-матриця — це плоский кремнієвий кристал, поверхня якого розбита на мільйони дрібних клітинок. Кожна з них є «пасткою» (потенційною ямою) для електронів, які світло вибиває з кристала. Заряд, накопичений у таких пастках, пропорційний кількості випромінювання, що потрапило на матрицю. Хороша матриця реєструє до 90% зібраного

телескопом світла, тоді як фотоплатівка лише близько одного відсотка, що майже на два порядки менше. Відповідно й експозицію можна скоротити в десятки разів.

Завдяки застосуванню ПЗЗ, гранична зоряна величина, яку можна зареєструвати на 5- метровому рефлекторі, зросла з 25™ до 28™, тобто стало можливим реєструвати потоки світла в 16 разів слабкіші, ніж раніше. Щоб досягти такого прогресу зі старими (фотографічними) приймачами, довелося б побудувати оптичний телескоп з діаметром дзеркала 31 м.

Рис. 7.1. Схема будови ПЗЗ-матриці.

Отже, ПЗЗ-матриці — значно чутливіші приймачі випромінювання, ніж фотоплатівки. Це дозволило суттєво зменшити час експозиції, уможливило виконання спостережень швидких (тривалістю кілька секунд чи хвилин) небесних явищ і космічних процесів. Окрім цього, цифрова форма запису сигналу дозволяє дуже щвидко передавати його до комп’ютерів з метою опрацювання. Це суттєво скоротило обсяги часу, потрібного для обробки результатів спостережень.

Фотографія, зокрема й цифрова, майже повністю витіснила візуальні спостереження, які нині лише часом виконують в прикладних цілях (наприклад, мореплавній та авіаційній астрономії). Її використовують у фотометрії (метод фотографічної фотометрії, § 3), коли виконують фотометричне вимірювання не самих об’єктів, а результатів дії випромінювання на фотоплатівку — їх фотографічних зображень (або спектрів).

На фотографічному негативі зорі мають вигляд кружків різного розміру й різної чорноти: що яскравіша зоря, то більший діаметр її зображення і тим вона темніша. Тому блиск зорі можна обчислити як вимірюючи діаметр кружка, так і визначаючи ступень його почорніння.

Вимірювання почорніння різних ділянок протяжних об’єктів (наприклад, сонячної корони або туманності) дає можливість не тільки знайти їх яскравість, а й розподіл їхньої речовини у просторі.

Телескопи, призначені спеціально для фотографічних робіт, називають астрографами. Такі телескопи широко застосовували для астрометричних робіт — визначення точних положень небесних світил. Зазвичай використовували довгофокусний рефрактор (щоб мати великий масштаб зображення), але не дуже великих розмірів, щоб уникнути гнуття труби.

Щоб добути фотографії протяжних об’єктів (туманностей, комет) або фотографії, хоча б і в малому масштабі, великих ділянок неба, потрібні ширококутні (тобто з великим полем зору) і світлосильні астрографи. Для цього застосовують спеціальні складні об’єктиви або дзеркально- лінзові камери Шмідта чи Максутова.

2. Фотоелектричні прилади. Наприкінці ХІХ ст. було створено принципово новий приймач випромінювання — болометр. Хоча він може реєструвати випромінювання в усіх діапазонах електромагнітного спектра, найвища його чутливість у субміліметровій та інфрачервоній ділянках. Для реєстрації цих випромінювань болометр є головним приймачем.

На початку XX ст. для реєстрації інфрачервоного випромінювання (ІЧ-випромінювання) почали застосовувати новий фотоелектричний приймач — фотоопір. Згодом для реєстрації випромінювання цього діапазону було розроблено приймачі, дія яких заснована на використанні явища зовнішнього фотоефекту (фотодіоди, фотоелементи). Ще пізніше з’явилися фотоелектронні помножувачі (ФЕП). Світло від слабкого джерела падає на нанесений усередині вакуумної колби світлочутливий шар і вибиває з нього електрони. Їх прискорює електричне поле низки пластинок, на які подають дедалі більші потенціали. Електрони послідовно вдаряються об кожну з них, вибиваючи дедалі більше електронів, отак значно посилюючи електронний потік.

Майже нараз із фотопомножувачем було створено й електронно-оптичний перетворювач (ЕОП). Цей прилад дозволяє перетворювати інфрачервоне випромінювання небесних світил у видиме. ЕОП має вигляд вакуумної колби. На одному її кінці розміщено світлочутливий шар (фотокатод), а на другому — світний екран, схожий на телевізійний. Вибитий випромінюванням небесного світила з фотокатода електрон прискорюється й фокусується на світному екрані. У сучасні ЕОП з метою підсилення електронного зображення ставлять пластинку, складену з великої кількості мікроскопічних фотопомножувачів.

Рис. 7.2. Будова і принцип дії фотоелектронного помножувача (а) та електронно-оптичного перетворювача (б).

Атмосфера Землі майже не пропускає ІЧ-випромінювання. Невеликі вікна прозорості є лише в ближній ІЧ-ділянці та в субміліметровому діапазоні. Для спостереження небесних тіл з допомогою наземних оптичних телескопів використовують ділянку спектра в околі 2,2 мкм. Сильно ослаблене атмосферою випромінювання в субміліметровому діапазоні можна приймати телескопами, встановленими високо в горах. Щоб реєструвати випромінювання в середньому і далекому ІЧ-діапазонах, треба піднімати прилади за межі щільних шарів атмосфери. Їх встановлюють на аеростатах, висотних літаках і космічних апаратах.

Для реєстрації ІЧ-випромінювання треба долати ще одну перешкоду — власне теплове випромінювання приймача і дзеркала телескопа. Позбутися його неможливо, бо всі нагріті тіла дають тепло. Щоб знизити небажане тепло інструментів, доводиться сильно охолоджувати приймачі випромінювання і дзеркало телескопа навіть за умови, що космічний апарат перебуває далеко від Землі й захищений від сонячного світла.

Приймач випромінювання, що здатний ефективно фіксувати увесь діапазон електромагнітного спектра, створити неможливо. Тому для різних його діапазонів доводиться застосовувати притаманні кожному з них приймачі випромінювання (Додаток 1).

3. Спектроскоп і спектрограф. Щоб здобути спектр, придатний для різних досліджень, існує ряд спеціальних приладів, головним серед яких є спектрограф. Він складається з трьох базових елементів (рис. 7.3): коліматора, диспергуючої системи і камери. Своєю чергою коліматор складається зі щілини, крізь яку у прилад потрапляє досліджуване світло, і об’єктива, призначення якого — перетворити розбіжний пучок світла, що йде зі щілини, в паралельний. Коли щілина перебуває у фокусі об’єктива коліматора, ця вимога виконується автоматично. Як диспергуючу систему, що розкладає світло у спектр, використовують призму, кілька призм або дифракційну ґратку.

Рис. 7.3. Схема спектрографа.

Об’єктив камери перетворює паралельний пучок світла у збіжний, створюючи у фокальній площині оптичне зображення щілини коліматора. Але через те, що світло з різними довжинами хвиль виходить з призми під різними кутами, то й зображення щілини різних кольорів потрапляє у різні точки фокальної площини, утворюючи спектр.

У фокальній площині об’єктива камери розміщують касетну частину з приймачем для реєстрації зображення спектра. Раніше використовували фотоплатівку, а нині ПЗЗ-матриці.

Прилад, у якому спектр не фотографують, а розглядають оком з допомогою окуляра, називають спектроскопом.

Щоб здобути спектр зорі, можна обійтись і без коліматора, бо зорі такі далекі від нас, що практично посилають паралельний пучок світла. Такий прилад, що складається з призми і камери, називається об’єктивною призмою. Вона дає змогу отримати спектри зір одразу для всієї ділянки неба, видимої в телескоп. Ці спектри утворюються у вигляді тонких рисочок, але їх можна штучно розширити, перетворивши у звичайні, зручні для вивчення, смужки.

Типова задача

Від зорі 0m на 1 см2 поверхні землі падає близько 1 млн фотонів у секунду. Скільки фотонів потрапить на фотоплатівку (матрицю ПЗЗ) від зорі 20m за 1 год, якщо об’єктив телескопа має діаметр 0,5 м?

Розв’язання: Оскільки різниця в п’ять зоряних величин зменшує блиск в 100 разів, тобто D5m = 102 (див. ч.1, § 3, п. 3), то різниця в 20m зменшить потік фотонів у 108 разів. Натомість, час експозиції (1 год = 3600 с) і площа об’єктива (πD2/4 = 1962,5 см2) збільшують його в 3600 х 1963 = 7,1 106 разів.

Навчальні завдання

• Поясніть фразу «вся історія розвитку астрономії — це, по суті, пошуки і знахідки засобів, що покращують людський зір».

• Поясніть роботу спектрографа. Які приймачі використовують для отримання зображення спектра? Висновки

Уся історія розвитку астрономії — це, своєю суттю, пошуки і знахідки засобів, що покращують людський зір. До таких засобів належать приймачі випромінювання та детектори космічних частинок. Фотоемульсії, фотоелектронні помножувачі, електронно-оптичні перетворювачі, ПЗЗ-матриці та ін. приймачі випромінювання нині дають змогу астрономам реєструвати випромінювання небесних тіл у всьому діапазоні електромагнітного спектра.

Запитання для самоперевірки

1. Чи дозволяє фотоплатівка реєструвати випромінювання, які не фіксує наше око?

2. Що забезпечує фотографічна емульсія, на відміну від ока?

3. Поясніть, чому є потреба створювати різні приймачі випромінювання?

4. У чому полягає перевага ПЗЗ-матриці над фотоемульсією?

5. Дія яких приймачів випромінювання заснована на явищі внутрішнього фотоефекту?

Додаткові та цитовані джерела інформації до § 7

• І.Б. Вавилова, Л.К. Пакуляк. Українська віртуальна астрономічна обсерваторія — національний представник у міжнародному альянсі віртуальних обсерваторій. (http://dspace.nbuv.gov.ua/bitstream/handle/123456789/38973/09-Vavilova.pdf?sequence=1)

• Анатолій Тугай. Українська віртуальна рентгенівська та гамма-обсерваторія (23.04.2016) (https://www.youtube.com/watch?v=tKUDga9pzLs)

Додатки

Додаток 1

Приймачі випромінювання для різних видів електромагнітних хвиль

№ п/п

Електромагнітний діапазон

Приймач випромінювання

1.

Радіохвилі (приблизно від 1 см до 30000 м)

Резонансні радіосхеми, радіометри

2.

Мікрохвильове випромінювання (приблизно від 0,5 мм до 30 см)

Радіометри

3.

Інфрачервоне випромінювання (приблизно від 0,8 мкм до1 мм)

Спеціальні фотоплатівки, фотоелектричні детектори і фоторезистори, болометри

4.

Видиме світло (від 400 нм до 760 нм)

Око людини, фотоплатівки, фотоелементи, фотопомножувачі

5.

Ультрафіолетове випромінювання (від 10 до 400 нм)

Спеціальні фотоплатівки й фотоелектричні детектори

6.

Рентгенівське випромінювання (від 0,1 нм до 10 нм)

Спеціальні фотоплатівки й детектори

7.

Гамма-випромінювання (від 0,1 до 10-6 нм)

Детектори

Додаток 2

Як фотографують астрономічні об’єкти?

Оскільки небесні світила різняться яскравістю та здійснюють добовий рух разом з небесною сферою, існують особливості в їх фотографуванні.

1. Встановлений нерухомо фотоапарат фіксує всі зорі, видимі неозброєним оком, за кілька десятків секунд. Але точкові зображення зір вже через кілька секунд починають витягуватися в риски. Так проявляє себе добове обертання небесної сфери.

2. Щоб отримати точкові зображення зір, зокрема слабких, фотокамеру закріплюють на трубі телескопа, оснащеного годинниковим механізмом. Це дозволяє робити тривалі експозиції (такий підхід застосовували, використовуючи фотоемульсії). Цифрові камери не дозволяють робити тривалі експозиції, тому, зазвичай, роблять кілька кадрів одного об’єкта чи ділянки неба, а потім об’єднують їх в одне зображення для подальшої обробки. Для цього існують спеціальні комп’ютерні програми.

3. Сонце фотографують тільки через спеціальні фільтри.

Зображення Місяця і планет отримують з короткою експозицією, бо ці світила доволі яскраві. Щоб позбутися ефектів, спричинених тремтінням атмосфери, планети фотографують багато разів, а потім складають окремі кадри в одне зображення.

4. Слабкі небесні світила — зоряні скупчення, туманності, галактики — фотографують з тривалими експозиціями, контролюючи рух телескопа з допомогою гіда.

знати й розуміти

види приймачів випромінювання в астрономії; принцип роботи окремих приймачів випромінювання.

уміти

пояснити принцип роботи приймачів випромінювання.

оцінювати

застосування в астрономічному приладобудуванні досягнень техніки й технологій.






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.