АСТРОНОМІЯ - М. В. Головко 2018
Частина 2. Основи астрономії
Розділ І. Методи і засоби астрономії
ТЕМА 1.1. МЕТОДИ АСТРОНОМІЧНИХ ДОСЛІДЖЕНЬ
§ 3. ОСНОВИ АСТРОФОТОМЕТРІЇ
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.
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. Вимірювання потоків випромінювання від небесних світил дозволяє визначати їхній блиск, тобто освітленість. Такі вимірювання в астрономії забезпечує астрофотометрія.
