АСТРОНОМІЯ - М. В. Головко 2018

Частина 2. Основи астрономії

Розділ І. Методи і засоби астрономії

ТЕМА 1.2. ЗАСОБИ АСТРОНОМІЧНИХ ДОСЛІДЖЕНЬ

§ 6. РАДІОТЕЛЕСКОПИ ТА ТЕЛЕСКОПИ І ДЕТЕКТОРИ ДЛЯ НЕВИДИМОГО ВИПРОМІНЮВАННЯ

Оптичне «вікно», крізь яке людина упродовж тисячоліть спостерігала зоряне небо, доповнилось у 30-х роках минулого століття «радіовікном». Радіоастрономічні дослідження суттєво розширили можливості вивчення небесних тіл та процесів у космічному просторі, адже радіохвилі містять нову інформацію про космічні об'єкти. Вони дозволили вивчати фізичні процеси, які у видимому діапазоні ми не спостерігаємо. З початком космічної ери (1957) астрономія отримала змогу вивчати випромінювання, що не проникають крізь атмосферу Землі. Тепер астрономи можуть вивчати одні й ті самі небесні тіла і явища одночасно в різних діапазонах електромагнітного спектра. Поєднання різних спостережних методів відкрило якісно нові горизонти пізнання Всесвіту.

1. Будова й характеристики радіотелескопа. Принципова схема будови радіотелескопа (далі РТ) не відрізняється від будови телескопа-рефлектора: космічне радіовипромінювання збирає металеве дзеркало параболічної форми — іноді суцільне, іноді ґратчасте, а приймач радіохвиль — не людське око, фотопластинка чи цифрова матриця, а високочутливий радіоприймач.

Принцип дії РТ зводиться до того, що дзеркало фокусує радіохвилі на маленьку дипольну антену, опромінюючи її (ця антена має назву опромінювача), внаслідок чого в ній виникає швидкозмінний електричний струм. Цей струм спеціальні провідники — хвилеводи — передають до радіоприймача, який з'єднано із самописним приладом або комп'ютером. Таким чином реєструють потік радіохвиль певної довжини.

Рис. 6.1. Принципова схема будови радіотелескопа.

Найбільшими у світі РТ з параболічною антеною є радіотелескоп, встановлений в природному карстовому заглибленні на півдні Китаю (провінція Гуйчжоу), з поперечником антени 500 м та аналогічний інструмент обсерваторії Аресибо на острові Пуерто-Ріко (США) з поперечником антени 305 м. Їхні антени нерухомі, а тому завжди спрямовані в зеніт. Через це такі телескопи не можуть реєструвати випромінювання з будь-якої точки неба, але внаслідок добового обертання Землі та можливості зміщувати опромінювач все ж таки їм доступна значна частина небесної сфери.

В Україні під Харковом працює найбільший у світі РТ декаметрового діапазану — УТР-2. Споруджений за ініціативи академіка С. Я. Брауде в 1970 році, радіотелескоп являє собою велику фазовану антенну решітку, що призначена для спостережень у діапазоні 8 — 33 МГц. Його ефективна площа (площа, якою він сприймає випромінювання) становить 150 тисяч кв. м, що перевищує сумарну ефективну площу всіх інших існуючих радіотелескопів у світі.

Упродовж багатьох років на УТР-2 був отриманий величезний обсяг астрофізичної інформації. Доступними для досліджень виявились практично всі об'єкти Всесвіту — від найближчого оточення Землі й Сонячної системи до нашої Галактики і найвіддаленіших об'єктів — радіогалактик та квазарів.

Рис. 6.2. Китайський радіотелескоп (а), РТ обсерваторії Аресибо (б), 100-метровий повноповоротний радіотелескоп (в) та УТР-2 (г).

Зважаючи на те, що ширина радіовікна в атмосфері Землі майже в 10 млн разів більша за ширину оптичного вікна, а будівництво РТ у порівнянні з оптичними телескопами є справою простішою, на Землі збудовано багато радіотелескопів різного типу (див. табл. 6.1).

Таблиця 6.1

Найбільші радіотелескопи світу

На відміну від оптичних телескопів, що мають дуже високу кутову роздільну здатність, роздільна здатність РТ, а надто в тих, що реєструють довгохвильове випромінювання, мала. Для суттєвого підвищення роздільної здатності РТ астрономи використовують явище інтерференції. Пристрій, що працює в радіодіапазоні з використанням інтерференції називають радіоінтерферометром.

Радіоінтерферометр — це щонайменше два радіотелескопи, розділені відстанню (базою) і з'єднані електричним кабелем, посередині якого міститься радіоприймач. Від джерела радіовипромінювання на обидва радіотелескопи безупинно приходять радіохвилі. Ті з них, що потрапляють на ліве дзеркало, проходять більший шлях, ніж радіохвилі, що потрапляють на праве дзеркало. Цю різницю в шляхах називають різницею ходу. Неважко зміркувати: якщо в ній укладається парне число півхвиль, то «ліві» і «праві» радіохвилі прийдуть у приймач з однаковою фазою і підсилять одна одну. За умови непарного числа півхвиль відбудеться протилежне — взаємне гасіння радіохвиль, і радіосигнали зовсім не надійдуть в приймач.

Рис. 6.3. Схема будови радіоінтерферометра.

Радіоінтерферометри набагато «гострозоріші», ніж звичайні радіотелескопи. Наприклад, максимальна кутова роздільна здатність системи радіоінтерферометрів VLA (Very LargeArray, «Дуже велика антена») становить 0,004", що перевищує можливості будь-якого окремого оптичного телескопа на Землі. Хоча, наприклад, Дуже великий телескоп в режимі астрономічного інтерферометра, коли працюють разом 4 восьмиметрові та допоміжні телескопи, може дати кутову роздільну здатність в одну кутову мілісекунду, тобто 0,001".

Якщо віддалити ланки інтерферометра одну від одної на тисячі кілометрів, то така система матиме назву радіоінтерферометра з наддовгою базою (РЗНБ), а її кутова роздільна здатність становитиме тисячні частки секунди. У такі системи об'єднують радіотелескопи, що містяться в різних країнах, а іноді й на різних континентах.

Нині працює глобальна мережа РЗНБ, яка об'єднує крупні телескопи Європи, США, Австралії та інших країн. В Україні на основі радіотелескопа УТР-2 побудовано декаметрову систему радіоінтерферометра з наддовгою базою (РНДБ) УРАН. Крім УТР-2, до неї входять ще чотири радіотелескопи менших розмірів (рис. 6.4).

Рис. 6.4. Українська декаметрова система радіоінтерферометра з наддовгою базою (РНДБ) УРАН.

Сучасна глобальна РЗНБ-мережа дає максимально можливу кутову роздільну здатність на Землі, яка у кілька тисяч разів вища, ніж у будь-якого оптичного телескопа. Об'єктами дослідження в радіоастрономії з допомогою радіотелескопів є практично всі космічні тіла та їх комплекси від тіл Сонячної системи до Всесвіту в цілому, а також речовина і поля, що заповнюють космічний простір, — міжпланетне середовище, міжзоряні газ і пил, магнітні поля, космічні промені, реліктове випромінювання тощо.

2. Рентенівські та гамма-телескопи. Рентгенівські телескопи скляних лінз не використовують, бо більша частина випромінювання проходить крізь скло або поглинається в ньому. Кванти рентгенівського випромінювання мають велику енергію, а тому майже не зазнають заломлення в речовині. Для фокусування рентгенівських променів використовують рентгенівські дзеркала косого падіння, куди рентгенівський промінь падає під дуже малим кутом і наче ковзає вздовж його поверхні. Зазвичай це два дуже тонких керамічних або металевих дзеркала — параболічне й гіперболічне, вкладених одне в одне з невеликим проміжком. Найчастіше для покриття дзеркал використовують золото, іридій, нікель і хром Що вища енергія рентгенівського променя, то меншим має бути кут падіння. Ковзаючи вздовж поверхні одного, а потім другого дзеркала, промені фокусуються і будують у фокусі зображення об'єкта.

Першу у світі принципову схему рентгенівського телескопа, який збирає і фокусує випромінювання з допомогою дзеркальної системи, запропонували в 1960 р. Ріккардо Джіакконі та Бруно Россі.

Рентгенівські телескопи спочатку встановлювали на повітряних кулях, потім на ракетах, зрештою — на штучних супутниках Землі. Завдяки цьому 1948 р. відкрито рентгенівське випромінювання Сонця, а 1960 р. одержано перше його зображення в рентгенівських променях.

1970 р. на орбіту було запущено першу рентгенівську обсерваторію (космічний апарат «Ухуру»). За ним були інші КА, серед них і космічна обсерваторія «Чандра» (1999 р.).

Рис. 6.5. Схема будови рентгенівського телескопа (а) та космічна обсерваторія «Чандра» (б).

Прилади (детектори), що реєструють випромінювання небесних тіл в діапазоні високих енергій, зовні не схожі на оптичні телескопи. Це повною мірою стосується гамма-телескопа — головного інструмента гамма-астрономії. Принцип його дії коротко можна описати так. Гамма-випромінювання, що надходить з космосу, потрапляє у приймач А, наприклад, у пластину зі свинцю. Взаємодіючи з матеріалом пластини, гамма-кванти породжують електрони й позитрони, які далі на великій швидкості потрапляють у черенковський лічильник, де змушують світитися речовину. Це світіння дуже слабке, тому його посилюють і, зрештою, реєструють. Сучасні гамма-телескопи дозволяють реєструвати гамма-випромінювання Молочного Шляху, а також окремих дискретних джерел (наприклад, залишків спалахів Наднових) чи активних ділянок на Сонці під час сонячних спалахів тощо.

3. Детектори нейтрино та гравітаційних хвиль. З огляду на те, що нейтрино — це частинка, яка дуже слабо реагує з речовиною, немає потреби виносити нейтринні телескопи в космос, чи будувати їх на поверхні Землі. Детектори нейтрино треба розміщувати якомога глибше під землею, водою чи льодом (на Південному полюсі). Товстий шар речовини зменшує кількість сторонніх випромінювань, що можуть зменшувати чутливість детектора.

Зазвичай для реєстрації нейтрино використовують кілька методів. Один із них, радіохімічний аналіз, ще 1946 р. запропонував Б. Понтекорво. Принцип реєстрації частинок полягає в тому, що взаємодія нейтрино з ядрами хлору, приводить до утворення атомів радіоактивного аргону, які й можна полічити. Перший такий нейтринний телескоп 1955 р. змонтував Р. Девіс у Південній Дакоті (США) на глибині 1490 м. Приймачем нейтрино був горизонтальний циліндричний бак завдовжки 14 м, що містив майже 400 000 літрів перхлор етилену.

Резервуар можна заповнити галієм. І тоді після взаємодії з нейтрино утворюються ядра радіоактивного германію, кількість яких обраховують так само. Такий принцип діє в установці GALLEX у підземній лабораторії «Гран Сассо» (Італія), що містить тридцять тонн галію. У радянсько-американському експерименті SAGE в Баксанській лабораторії під горою Андирчі на Кавказі використано 60 т галію.

В установці Каміоканде, розміщеній на глибині в 1000 м у цинковій шахті Камі ока в Японських Альпах, використано інший метод. Резервуар заповнений 700 тоннами надчистої води. Унаслідок зіткнення нейтрино з яким-небудь атомом, що входить до складу води, з атомної оболонки вилітає швидкісний електрон, створюючи у воді черенковське світіння

темно-блакитного кольору, яке й реєструють. Черенковське світіння виникає під час руху частинки зі швидкістю більшою за швидкість світла в середовищі, в якому відбувається рух (в даному разі — у воді; не плутайте зі швидкістю світла у вакуумі).

Такий метод дозволяє реєструвати не лише енергію частинок, але й напрямок, з якого вона прилетіла, адже вибитий електрон зберігає напрямок руху нейтрино. У такий спосіб реєструють нейтрино високих енергій (5 — 8 МеВ). Зауважимо, що хлорний метод дозволяє реєеструвати нейтрино з енергією близько 800 кеВ, а галієвий — з енергією близько 200 Кев.

Наступник Каміоканде — детектор Супер-Каміоканде — став до ладу 1996 р. і вміщував у 15 разів більше води, ніж його попередник.

На початку 1997 р. було запущено установку в нікелевій шахті на глибині більше 2000 м в провінції Онтаріо (Канада). У ній використовують важку воду, яка дає можливість розрізняти різні сорти нейтрино. Під ударами різних нейтрино ядро дейтерію, що входить до складу важкої води, розпадається на різні частинки, що дає можливість обрахувати різні сорти нейтрино з енергією в 3,5 МеВ.

Є нейтринний детектор і на Південному полюсі, де під кригою на глибині 2000 м реєструють частинки з енергією до 10 МеВ. Пізніше нейтринні телескопи були створені як в інших районах США, так і в Індії, Південно-Африканській Республіці (на глибині 3000 м).

Як і традиційна астрономія, що працює в дуже широкому діапазоні довжин хвиль, нейтринна астрономія прагне розширити спектр енергій, де можливі спостереження.

Перевага нейтрино над іншими випромінюваннями полягає в тому, що ці частинки без перешкод проходять величезні товщі речовини і можуть донести до нас унікальну інформацію. Наприклад, 1987 р. було зареєстровано майже два десятки нейтрино від Наднової за кілька годин до настання спалаху і приходу світла від неї. Це підтвердило теоретичні розрахунки, згідно з якими нейтрино починають прориватися з центру зорі ще до того, як відбудеться вибух.

Ще один носій астрономічної інформації, гравітаційні хвилі, що виникають під час катастрофічних подій у Всесвіті — злиття масивних компактних об'єктів (нейтронних зір чи чорних дір у подвійних системах), зіткнення галактик тощо. Їх понад 100 років тому передбачив Альберт Айнштайн. Вважають, що гравітаційні хвилі — це брижі (складки), які поширюються в «тканині» простору-часу. Тобто гравітаційна хвиля у просторі-часі стискає й розтягує тіла та об'єкти, які трапляються на її шляху. А після проходження цієї хвилі тіла повертаються до попередньої форми. Як і світло, гравітаційні хвилі поширюються у вигляді коливань і з такою самою швидкістю. Ефекти, пов'язані з дією гравітаційних хвиль на довкілля, такі слабкі, що для їх реєстрації потрібна надзвичайно чутлива апаратура, створення якої перебуває на межі можливостей сучасних технологій.

Нині діє кілька установок-приймачів для реєстрації гравітаційних хвиль. До них належать детектори гравітаційних хвиль японського проекту KAGRA, франко-італійського VIRGO, німецько-англійського GEO600 (розміщений на околицях Ганновера в Німеччині) та гравітаційно-хвильова обсерваторія на основі лазерної інтерферометри (Laser InterferometerGravitational-Wave Observatory, LIGO) в США. Застосування методу інтерферометри зрозумілий: теорія вказує на те, що гравітаційні хвилі мають по черзі стискати й розтягувати простір, змінюючи інтерференційну картину в різних плечах установки.

LIGO — це два окремих приміщення по 3 км завдовжки, де встановлено тонко налагоджену систему лазерів і датчиків, які можуть виявити крихітні брижі у просторі-часі. Обсерваторія така чутлива, що може реєструвати брижі у 10000 разів менші розмірами, ніж протон.

Рис. 6.6. Детектор гравітаційних хвиль LIGO.

Тепер головною задачею LIGO є створення Космічного антенного лазерного інтерферометра (Laser Interferometer Space Antenna — LISA). Ця система, складена з кількох орбітальних апаратів, зможе реєструвати хвилі дуже низької частоти і буде на порядки чутливішою за всі гравітаційні детектори, що існують нині. Тестову орбітальну антену LISAдля тестування деяких технічних рішень в цьому проекті було запущено на орбіту у грудні 2015 року. Проект планують увести в дію 2034 року.

Досі астрономи вивчали Всесвіт з допомогою електромагнітного випромінювання та космічних частинок і дізналися дуже багато. Гравітаційні хвилі — це новий спосіб вивчення Всесвіту.

ТИПОВЕ ЗАВДАННЯ

Поясніть, в який час доби найкраще реєструвати сонячні нейтрино?

Відповідь: В будь-який час, бо нейтрино проникають через величезні товщі речовини майже не взаємодіючи з нею. З огляду на це Земля не є завадою для спостережень в будь-який час доби.

НАВЧАЛЬНЕ ЗАВДАННЯ

• Поясніть будову і принцип роботи радіоінтерферометра.

• Поясніть будову і принцип роботи гравітаційно-хвильової обсерваторії на основі лазерної інтерферометрії.

ВИСНОВКИ

Сучасній астрономії доступні всі види електромагнітного випромінювання космічного походження. Завдяки розвитку космічної техніки є можливість виконувати астрономічні дослідження за межами земної атмосфери. Окрім цього, в астрономії здійснюють реєстрацію нейтрино та гравітаційних хвиль.

ГРАЙ ЩОБ ЗАРОБЛЯТИ

Ігри в які можна грати та заробляти крипту не вкладаючи власні кошти