Астрономия наших дней

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Контрольная работа на тему:

«Астрономия наших дней»

по дисциплине: Концепции современного естествознания

 

 

 

 

Автор работы:

студент

Руководитель работы:

 

 

 

 

 

 

Содержание

 

 

 

Введение

 

Данная контрольная работа посвящена современным вопросам астрономии – той области знаний, которые за последние годы дали наибольшее число научно-технических открытий.

Занимаясь какой-нибудь проблемой космоса, астроном либо решает некую математическую задачу, либо занимается усовершенствованием приборов и методов наблюдений, либо же строит в своем воображении, сознательно или бессознательно, некоторую небольшую модель исследуемой космической системы. При этом основное значение имеет правильное понимание относительных размеров изучаемой системы и интервалов времени.

До начала XVII века невооруженный глаз был единственным оптическим инструментом астрономов. Вся астрономическая техника древних сводилась к созданию различных угломерных инструментов, как можно более точных и прочных. Уже первые телескопы сразу резко повысили разрешающую и проницающую способность человеческого глаза. Вселенная оказалась совсем иной, чем она казалась до тех пор. Постепенно были созданы приемники невидимых излучений и в настоящее время Вселенную мы воспринимаем во всех диапазонах электромагнитного спектра – от гамма-лучей до сверхдлинных радиоволн.

Актуальность данной темы заключается в том, что благодаря телескопам и другим инструментам астрономической техники человек за три с половиной века проник в такие космические дали, куда свет – самое быстрое, что есть в этом мире – может добраться лишь за миллиарды лет. Это означает, что радиус изучаемой человечеством Вселенной растет со скоростью, в огромное число раз превосходящей скорость света.

Цель работы: изучить астрономию наших дней.

Задачи исследования:

Изучить спектральный анализ небесных тел;

проанализировать небо в рентгеновских лучах;

рассмотреть радиоастрономию;

выявить оптические наблюдения;

узнать о других методах наблюдения.

Объект исследования: Вселенная.

При написании контрольной работы была использована литература следующих авторов: Шкловский И.С., Климишин И.А. и др.

 

1 Спектральный анализ небесных тел

 

Сегодня спектральный анализ является одним из основных средств изучения астрономических объектов в астрофизике – изучение интенсивности излучения в отдельных спектральных линиях, в отдельных участках спектра. Спектральный анализ является важнейшим средством для исследования вселенной. Спектральный анализ является методом, с помощью которого определяется химический состав небесных тел, их температура, размеры, строение, расстояние до них и скорость их движения. Спектральный анализ проводится с использованием приборов спектрографа и спектроскопа. В спектроскоп спектр рассматривают, в спектрографе его фотографируют. Фотография спектра называется спектрограммой. Существуют следующие виды спектров.

Сплошной, или непрерывный, спектр в виде радужной полоски дают твердые раскаленные тела (раскаленный уголь, нить электролампы) и находящиеся под большим давлением громадные массы газа. Линейчатый спектр излучения дают разреженные газы и пары при сильном нагревании или под действием электрического разряда. Каждый газ излучает набор ярких линий определенных цветов. Их цвет соответствует определенным длинам волн. Они находятся всегда в одних и тех же местах спектра. Изменения состояния газа или условий его свечения, например нагрев или ионизация, вызывают определенные изменения в спектре данного газа.

Составлены таблицы с перечнем линий каждого газа и с указанием яркости каждой линии. Например, в спектре натрия особенно ярки две желтые линии. Установлено, что спектр атома или молекулы связан с их строением и отражает определенные изменения, происходящие в них в процессе свечения.

Линейчатый спектр поглощения дают газы и пары, когда за ними находится яркий и более горячий источник, дающий непрерывный спектр. Спектр поглощения состоит из непрерывного спектра, перерезанного темными линиями, которые находятся в тех самых местах, где должны быть расположены яркие линии, присущие данному газу. Например, две темные линии поглощения натрия расположены в желтой части спектра.

Сказанное выше позволяет производить анализ химического состава паров, излучающих свет или поглощающих его, находятся ли они в лаборатории или на небесном светиле. Количество атомов или молекул, лежащих на нашем луче зрения, излучающих или поглощающих, определяется по интенсивности линий. Чем больше атомов, тем ярче линия или тем она темнее в спектре поглощения. Солнце и звезды окружены газовыми атмосферами. Непрерывный спектр их видимой поверхности перерезан темными линиями поглощения, возникающими при прохождении света через атмосферу звезд. Поэтому спектры Солнца и звезд — это спектры поглощения.1

По спектру звёзды относят к тому или иному спектральному классу. По спектральной диаграмме можно определить видимую звёздную величину звезды, а далее пользуясь формулами найти абсолютную звёздную величину, светимость, а значит и размер звезды.

Надо помнить, что спектральный анализ позволяет определять химический состав только самосветящихся или поглощающих излучение газов. Химический состав твердого или жидкого тела при помощи спектрального анализа определить нельзя. Когда тело раскалено докрасна, в его сплошном спектре ярче всего красная часть. При дальнейшем нагревании наибольшая яркость в спектре переходит в желтую, потом в зеленую часть и т. д. Теория излучения света, проверенная на опыте, показывает, что распределение яркости «вдоль сплошного спектра» зависит от температуры тела. Зная эту зависимость, можно установить температуру Солнца и звезд. Температуру планет и температуру звезд определяют еще при помощи термоэлемента, помещенного в фокусе телескопа. При нагревании термоэлемента в нем возникает электрический ток, характеризующий количество теплоты, приходящее от светила.2 Но в своем стремлении объяснить природу небесных тел астрономы не сдвинулись бы с места ни на шаг, если бы они не знали как возникают в мировых пространствах электромагнитные волны той или другой частоты. Сегодня уже известно несколько совсем различных механизмов генерирования электромагнитного излучения. Один из них связан с движением электронов в поле атомных ядер – это тепловой механизм. Здесь интенсивность излучения определяется температурой части и их концентрацией в единице объема. Cинхротронное излучение возникает при торможении в магнитном поле релятивистских электронов, т.е. электронов, скорости движения которых близки к скорости света. Электромагнитные волны возникают и при затухании механических колебаний неоднородной плазмы (ионизованного газа), и при переходе быстрых частиц через границу двух сред.

Из сказанного следует, что недостаточно зарегистрировать излучение какого-то объекта в определенной длине волны. Необходимы исследования в широком диапазоне длин волн и все сторонний анализ полученных результатов. Сегодня астрономы, вооруженные современной ракетной техникой, мощными оптическими и радиотелескопами, сложной теорией механизмов излучения, ведут широкое изучение Вселенной в целом и ее отдельных частей. Астрономы убеждены в том, что они правильно понимают природу процессов, происходящих далеко за пределами наших земных лабораторий.

 

2 Небо в рентгеновских лучах

 

В 1995 году исполнилось 100 лет со дня открытия великим немецким физиком Вильгельмом Конрадом Рентгеном нового вида излучения, который получил название рентгеновских лучей. Сейчас трудно представить такую область науки и техники, где бы не использовались эти лучи. Не осталась в стороне и астрономия.

В 1992 году исполнилось 30 лет со дня рождения рентгеновской астрономии. Именно в 1962 году впервые было зарегистрировано рентгеновское излучение от космического источника Скорпион X-1. Рентгеновское излучение Солнца было зарегистрировано еще в 1948 году. С тех пор рентгеновская астрономия достигла впечатляющих успехов. Были открыты мощные источники космического рентгеновского излучения как в нашей Галактике, так и источники внегалактического происхождения.

Под рентгеновским излучением принято понимать электромагнитные волны в области энергий 0,1-300 кэВ. Этот диапазон, в свою очередь, делится на три поддиапазона: 0,1-5 кэВ (мягкое рентгеновское излучение), 5-50 кэВ (классический рентгеновский диапазон) и 50-300 кэВ (жесткое рентгеновское излучение). Электромагнитное излучение в области энергий E≥300 кэВ принято называть гамма-излучением. Такое разделение связано с разными принципами и методами регистрации излучения. Для разных диапазонов характерны и разные механизмы генерации фотонов.

Наша Земля надежно защищена атмосферой от проникающего жесткого электромагнитного излучения. Поэтому рентгеновские источники регистрируются с помощью детекторов, установленных на космических кораблях и спутниках. Такими детекторами являются газовые пропорциональные счетчики или специальные твердые кристаллы – сцинтилляторы, в которых регистрируется ток электронов, возникающих в процессе ионизации под действием рентгеновского космического излучения. В качестве детекторов в последнее время успешно используются зеркальные телескопы, сделанные из специально подобранных материалов, которые эффективно отражают и рассеивают рентгеновские лучи. При этом в фокусе такого телескопа по-прежнему располагаются высокочувствительные пропорциональные счетчики.

Успехи рентгеновской астрономии неразрывно связаны с запуском специализированных рентгеновских спутников. Первым из таких спутников был знаменитый УХУРУ, запущенный американскими учеными в 1970 году и названный так в честь 10-й годовщины независимости Кении (на языке суахили слово uhuru означает "свобода"). С помощью этого спутника зарегистрировано излучение от ~350 космических источников как галактического, так и внегалактического происхождения.

В последующие годы число запущенных специализированных рентгеновских спутников резко возросло.

В 1982 году в России запущен специализированный астрономический спутник АСТРОН, который ведет исследование неба в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах. В 1990 году запущен европейский спутник имени Рентгена – РОСАТ. В разработке последнего проекта ведущая роль принадлежала ученым из ФРГ. Запуск осуществлен с помощью американского космического корабля многоразового действия типа ШАТТЛ. На спутнике РОСАТ размещены большой зеркальный рентгеновский телескоп, работающий в спектральной области от 6 до 100 ангстрем, а также специальный телескоп меньших размеров, действующий в мягком рентгеновском и жестком ультрафиолетовом диапазонах от 60 до 300 ангстрем. Оба телескопа работают одновременно. Чувствительность рентгеновского телескопа в 1000 и 100 раз соответственно превышает чувствительность знаменитых американских спутников УХУРУ и HEAO 1. Задачей спутника на первом этапе работы является выполнение детального обзора неба в рентгеновских лучах.3 С его помощью предполагается открыть не менее десяти тысяч новых космических источников рентгеновского излучения. Точность их координат на первом этапе исследований невелика – около 1' в зависимости от величины потока. Ожидается, что список вновь открытых объектов будет весьма широким: от близких обычных звезд до весьма удаленных необычных квазаров.

На втором этапе предполагается провести детальные исследования уже конкретных источников с целью достижения лучшего пространственного разрешения, исследование характера их временного и спектрального поведения и пр.

В России с начала 90-х годов действует орбитальная обсерватория ГРАНАТ, которая была выведена на орбиту 1 декабря 1989 года. Большую часть времени космический аппарат проводит вне магнитосферы Земли, обращаясь вокруг Земли с периодом около 4 суток, что создает благоприятные условия для длительных наблюдений рентгеновских источников. На протяжении 6 лет (с 1990 по 1995 год) главной мишенью этой космической обсерватории была область центра Галактики, где обнаружено много новых дискретных источников рентгеновского излучения.

В России предполагается запустить новую международную орбитальную рентгеновскую обсерваторию массой около 6 тонн с помощью нового российского спутника СПЕКТР. Обсерватория будет действовать на сильно вытянутой орбите, причем минимальное расстояние до Земли составит ~1000 км, а максимальное – 200000 км. Предполагаемое время работы обсерватории около 15 лет. Вес научного оборудования составит 2,5 тонны. С помощью этой замечательной обсерватории ученые надеются открыть сверхслабые источники космического излучения, находящиеся у самой границы Вселенной.

И недалеко время, когда астрономы перестанут делить излучение на диапазоны, когда небо откроется сразу всеми цветами. Небо в рентгеновских лучах прекрасно - но мы увидим Небо и поразимся, и застынем на некоторое время, впитывая увиденное.

 

3 Радиоастрономия

 

Радиоастрономия – раздел астрономии, изучающий космические объекты путем анализа приходящего от них радиоизлучения. Многие космические тела излучают радиоволны, достигающие Земли: это, в частности, внешние слои Солнца и атмосфер планет, облака межзвездного газа. Радиоизлучением сопровождаются такие явления, как взаимодействие турбулентных потоков газа и ударные волны в межзвездной среде, быстрое вращение нейтронных звезд с сильным магнитным полем, «взрывные» процессы в ядрах галактик и квазаров, солнечные вспышки и др. Приходящие к Земле радиосигналы естественных объектов имеют характер шумов. Эти сигналы принимаются и усиливаются с помощью специальной электронной техники, а затем регистрируются в аналоговом или цифровом виде. Часто радиоастрономическая техника оказывается более чувствительной и дальнодействующей, чем оптическая.

Из всех видов космического электромагнитного излучения к поверхности Земли сквозь ее атмосферу проходят, практически не ослабевая, только видимый свет, близкое (коротковолновое) инфракрасное излучение и часть спектра радиоволн. С одной стороны, радиоволны, имеющие значительно большую длину волны, чем оптическое излучение, легко проходят сквозь облачные атмосферы планет и облака межзвездной пыли, непрозрачные для света. С другой стороны, только самые короткие радиоволны проходят сквозь прозрачные для света области ионизованного газа вокруг звезд и в межзвездном пространстве. Слабые космические сигналы радиоастрономы улавливают с помощью радиотелескопов, основными элементами которых служат антенны. Обычно это металлические рефлекторы в форме параболоида.4 В фокусе рефлектора, там, где концентрируется излучение, помещают собирающее устройство в виде рупора или диполя, которое отводит собранную энергию радиоизлучения к приемной аппаратуре. Рефлекторы диаметром до 100 м делают подвижными и полноповоротными; они могут наводиться на объект в любой части неба и следить за ним. Более крупные рефлекторы (до 300 м в диаметре) – неподвижные, в виде огромной сферической чаши, а наведение на объект происходит за счет вращения Земли и перемещения облучателя в фокусе антенны. Рефлекторы еще большего размера обычно имеют вид части параболоида. Чем больше размер рефлектора, тем детальнее наблюдаемая радиокартина. Часто для ее улучшения один объект наблюдают синхронно двумя радиотелескопами или целой их системой, содержащей несколько десятков антенн, разнесенных иногда на тысячи километров. Диапазоны регистрируемого радиоизлучения. Сквозь земную атмосферу проходят радиоволны длиной от нескольких миллиметров до 30 м, т.е. в диапазоне частот от 10 МГц до 200 ГГц. Таким образом, радиоастрономы имеют дело с частотами, заметно более высокими, чем, например, широковещательный радиодиапазон средних или коротких волн. Однако с появлением УКВ и телевизионного вещания в диапазоне частот 50-1000 МГц, а также радиолокаторов (радаров) в диапазоне 3-30 ГГц у радиоастрономов возникли проблемы: мощные сигналы земных передатчиков в этих диапазонах мешают приему слабых космических сигналов. Поэтому путем международных соглашений радиоастрономам выделено для наблюдения космоса несколько диапазонов частот, в которых запрещена передача сигналов.