Фізика і астрономія. Рівень стандарту. 11 клас. Сиротюк

§ 16. Принцип дії і будова оптичного та радіотелескопа, детекторів нейтрино та гравітаційних хвиль. Сучасні наземні телескопи

Як ви вже знаєте, основним способом дослідження небесних об’єктів і явищ є астрономічні спостереження. Астрономічні спостереження — це цілеспрямована й активна реєстрація інформації про процеси та явища, що відбуваються у Всесвіті. Такі спостереження є основним джерелом знань на емпіричному рівні.

Протягом тисячоліть астрономи вивчали положення небесних об’єктів на зоряному небі та їхнє взаємне переміщення із часом. Точні вимірювання положень зір, планет й інших небесних тіл дають матеріал для визначення відстаней до них та їхніх розмірів, а також для вивчення законів їхнього руху. Результатами кутомірних вимірювань користуються в практичній астрономії, небесній механіці, зоряній астрономії.

Для проведення астрономічних спостережень та їхньої обробки в багатьох країнах створено спеціальні науково-дослідні установи — астрономічні обсерваторії.

Астрономічна обсерваторія (від грец. αστρον — «зоря», лат. observo — «спостерігаю») — науково-дослідна установа, у якій проводять спостереження небесних світил, вивчають їх.

Астрономічні обсерваторії виникли в час зародження астрономії. Їхні залишки знайдено в Європі, Азії, Південній Америці, зокрема Стоунхендж в Англії. Першу державну обсерваторію (тобто таку, що фінансувалася державою) було засновано 1671 р. в Парижі.

Сучасні астрономічні обсерваторії, як правило, спеціалізуються в якійсь певній галузі астрономії. Існують астрометричні, астрофізичні, сонячні обсерваторії тощо. З початком космічної ери стали розрізняти наземні й космічні обсерваторії.

Для виконання астрономічних спостережень й обробки отриманих даних у сучасних обсерваторіях використовують спостережні інструменти (телескопи), світлоприймальну апаратуру, допоміжні прилади для спостережень, електронно-обчислювальну техніку тощо.

Вивчати далекі недосяжні небесні об’єкти можна одним способом — зібравши й проаналізувавши їхнє випромінювання. Для цієї мети і слугують телескопи. При всьому своєму різноманітті телескопи, що приймають електромагнітне випромінювання, розв’язують два основні завдання: 1) зібрати від досліджуваного об’єкта якнайбільше енергії випромінювання певного діапазону електромагнітних хвиль; 2) створити по можливості найчіткіше зображення об’єкта, щоб можна було виділити випромінювання від окремих його точок, а також виміряти кутові відстані між ними.

Залежно від конструктивних особливостей оптичних схем телескопи ділять на: лінзові системи — рефрактори; дзеркальні системи — рефлектори; змішані дзеркально-лінзові системи, до яких належать телескопи Бернхарда Шмідта (1879-1935), Дмитра Максутова (1896-1964) та ін.

Телескоп-рефрактор в основному використовують для візуальних спостережень (мал. 3.2). Він має об’єктив та окуляр. Телескоп-рефрактор, сполучений з фотокамерою, називають астрографом, або астрономічною камерою. Астрограф є великим фотоапаратом, у фокальній площині якого встановлено касету з фотопластинкою. Діаметр об’єктивів рефракторів обмежений складністю створювати великі однорідні блоки оптичного скла, їхньою деформацією та світлопоглинанням. Найбільший діаметр об’єктива телескопа-рефрактора, створеного в наш час, — 102 см (Єркська обсерваторія, США). Недоліками такого типу телескопів вважають велику довжину й спотворення зображення. Для усунення оптичних спотворень використовують багатолінзові об’єктиви з просвітленою оптикою.

Мал. 3.2

Телескоп-рефлектор має дзеркальний об’єктив. У найпростішому рефлекторі об’єктив — це одиночне, зазвичай параболічне дзеркало; зображення отримують у його головному фокусі.

Порівняно з рефракторами сучасні телескопи-рефлектори мають набагато більші об’єктиви. У рефлекторах з діаметром дзеркала понад 2,5 м у головному фокусі іноді встановлюють кабіну для спостерігача. Зі збільшенням розмірів дзеркала в таких телескопах доводиться застосовувати спеціальні системи розвантаження дзеркал, що виключають їхні деформації через власну масу, а також уживати заходів для запобігання їхнім температурним деформаціям.

Створення великих рефлекторів (з діаметром дзеркала 4-6 м) пов’язано з великими технічними труднощами. Тому розробляють конструкції зі складеними з мозаїки дзеркалами, окремі елементи яких вимагають точного налаштування за допомогою спеціальної апаратури, або конструкції, що містять кілька паралельних телескопів, які зводять зображення в одну точку.

У невеликих і середніх за розмірами рефлекторах для зручності спостереження світло відбивається додатковим плоским (вторинним) дзеркалом до стінки труби, де міститься окуляр (мал. 3.3). Рефлектори використовують переважно для фотографування неба, фотоелектричних і спектральних досліджень.

Мал. 3.3

У дзеркально-лінзових телескопах зображення отримують за допомогою складного об’єктива, що містить дзеркала і лінзи. Це дає змогу значно знизити оптичні спотворення телескопа порівняно з дзеркальними або лінзовими системами.

У телескопах системи Шмідта (Естонія) оптичні спотворення головного сферичного дзеркала усуваються за допомогою спеціальної корекційної пластинки складного профілю, встановленої перед ним. У телескопах системи Максутова (Україна) спотворення головного сферичного або еліптичного дзеркал виправляються меніском, встановленим перед дзеркалом (мал. 3.4).

Мал. 3.4

Меніск — це лінза з мало відмінними радіусами кривизни поверхні. Така лінза майже не впливає на загальний хід променів, але помітно виправляє спотворення оптичного зображення.

Основними оптичними параметрами телескопа є: видиме збільшення, роздільна здатність і проникаюча сила.

Видиме збільшення (G) оптичної системи — це відношення кута, під яким спостерігається зображення, що дає оптична система приладу, до кутового розміру об’єкта під час спостереження його безпосередньо оком. Видиме збільшення телескопа можна розрахувати за формулою:

де F_об й F_ок — фокусні відстані об’єктива і окуляра.

Для отримання значного збільшення об’єктиви в телескопах мають бути довгофокусними (фокусна відстань кілька метрів), а окуляри — короткофокусними (від кількох сантиметрів до 6 мм). Неспокійна атмосфера Землі породжує тремтіння та спотворення зображення, розмиває його деталі. Тому навіть на великих телескопах рідко встановлюють збільшення в понад 500 разів.

Під роздільною здатністю (ψ) оптичного телескопа розуміють найменшу кутову відстань між двома зорями, які можна спостерігати в телескоп роздільно. Теоретично роздільна здатність (у секундах дуги) візуального телескопа для жовто-зелених променів, до яких найбільш чутливе око людини, може бути визначена за допомогою формули:

де D — діаметр об’єктива телескопа в міліметрах. На практиці через постійні переміщення повітряних мас роздільна здатність телескопів знижується. Унаслідок чого наземні телескопи забезпечують роздільну здатність близько 1", і тільки іноді за досить сприятливих атмосферних умов вдається досягти роздільної здатності десятих часток секунди.

Також важливою характеристикою телескопа є проникаюча сила (m), що виражається граничною зоряною величиною світила, доступного спостереженню за допомогою цього телескопа за ідеальних атмосферних умов. Для телескопів з діаметром об’єктива D (мм) проникаюча сила m, виражена в зоряних величинах під час візуальних спостережень, визначається за формулою: m = 2,0 + 5lgD.

З 1995 р. працюють два однакових 10-метрових телескопи «Кек-1» і «Кек-2» в обсерваторії Мауна-Кеа. Кожне дзеркало телескопа складається із 36 сегментів. За якість зображення телескопів відповідає адаптивна оптика, що керує кожним сегментом дзеркала. За роздільною здатністю такий телескоп наближається до космічного. Обсерваторія розміщена на висоті 4250 м над Тихим океаном на Гавайських островах.

Значні можливості має телескоп VLT (англ. Very Large Telescope — Дуже Великий Телескоп), що належить європейським країнам і який встановлено на горі Параналь (висота 2635 м) на півночі Чилі (мал. 3.5).

Мал. 3.5

Він складається із чотирьох телескопів, кожен з яких має діаметр 8,2 м. Крайні телескопи розміщено один від одного на відстань 200 м, що дає змогу всьому комплексу працювати в режимі оптичного інтерферометра. Це означає, що якщо телескопи спрямовані на ту саму зорю, то зібране ними випромінювання сумується, а роздільна здатність телескопів, що спільно працюють, еквівалентна застосуванню дзеркала діаметром 200 м.

У світі телескопів з діаметром дзеркала понад 6 м близько двадцяти.

Вивченням космічних радіоджерел випромінювання займається радіоастрономія. Вона зародилася в 1931 р., коли випадково було виявлено радіовипромінювання Чумацького Шляху. Через 15 років у сузір’ї Лебедя знайшли перше точкове джерело радіохвиль — слабку галактику, яку із часом вдалося розглянути в оптичному діапазоні.

Радіовипромінювання більшості небесних об’єктів, що надходить до Землі, надзвичайно слабке. Для виявлення і прийому космічного радіовипромінювання використовують радіотелескопи.

Радіотелескопи складаються з антенного пристрою і чутливої прийомної системи. Прийомна система (радіометр) підсилює прийняте антеною радіовипромінювання та перетворює його в зручну для подальшої обробки форму. Основне призначення антенного пристрою — зібрати максимальну кількість енергії, принесеної радіохвилями від об’єкта. За антену використовують суцільне металеве або сітчасте дзеркало, що має форму параболоїда. Антена радіотелескопа відрізняється від звичайних антен радіозв’язку високою спрямованістю, тобто здатністю виділяти радіовипромінювання в невелику ділянку неба. У фокусі параболоїда розміщено опромінювач — пристрій, що збирає радіовипромінювання, спрямоване на нього дзеркалом. Опромінювач передає прийняту енергію на прийомний пристрій, де сигнал підсилюється, детекторується і реєструється.

Потужність радіосигналу, що надходить на вхід приймача, прямо пропорційна площі антени. Тому антена більшого розміру з тим самим приймачем дає кращу чутливість, тобто дає змогу виявити слабкі джерела з малою потужністю випромінювання. Антени найбільших радіотелескопів сягають сотень метрів. Великий радіотелескоп з поворотним металевим рефлектором діаметром 100 м розміщено недалеко від м. Бонн (Німеччина). Нерухома антена в Аресібо (Пуерто-Рико), розміщена в кратері згаслого вулкана, має діаметр 305 м (мал. 3.6). Для того щоб змінити напрямок прийому випромінювання, у цьому радіотелескопі роблять перестановку опромінювача.

Мал. 3.6

Радіотелескопи можуть бути побудовані з окремих дзеркал, кожне з яких фокусує прийняте випромінювання на один опромінювач. Якщо радіовипромінювання джерела одночасно сприймається двома і більше антенами, розміщеними на деякій відстані одна від одної, а потім ці сигнали сумуються, то внаслідок інтерференції радіосигналів роздільна здатність телескопів значно збільшується. Такий інструмент називають радіоінтерферометром. Радіоінтерферометри з наддовгою базою поєднують радіотелескопи, рознесені на тисячі кілометрів. З їхньою допомогою вдалося одержати кутову роздільну здатність близько 0,0001".

Прикладом є Дуже Великий Масив (англ. Very Large Array, VLA) — радіотелескоп-інтерферометр, Нью-Мексико, США (мал. 3.7).

Мал. 3.7

Радіохвилі вільно проходять крізь величезні міжзоряні газопилові хмари й атмосферу Землі. Тому методи радіоастрономії дуже важливі для вивчення, наприклад, центральних районів Чумацького Шляху та інших галактик, тому що оптичні хвилі від них повністю поглинаються.

У Харкові розміщено найбільший у світі радіотелескоп декаметрових хвиль УТР-2 Радіоастрономічного інституту НАН України. Астрономи, які працюють на УТР-2, перші у світі виявили в міжзоряному середовищі спектральні лінії вуглецю (головні «цеглинки», необхідні для появи органічного життя), каталогізували джерела випромінювань у далекому космосі, розробили теорію гравітаційних лінз, згідно з якою світло від далеких зір і галактик викривляється, вивчили механізми радіовипромінювання Сонця і Юпітера.

Як відомо, у надрах зір, де відбувається синтез гелію, реакції супроводжуються перетворенням протонів в нейтрони з випромінюванням нейтрино. Нейтрино вільно пронизують усю товщу зорі і виходять у міжзоряний простір.

Спроби вловити нейтрино розпочав Раймонд Девіс (1914-2006) (США) у 1955 р. У 1967 р. у штаті Південна Дакота в закинутій шахті на глибині 1455 м змонтували установку — горизонтальний циліндричний бак завдовжки близько 14,4 м і діаметром 6 м, що містить 400 000 л (615 т) чотирихлористого вуглецю С₂Сl₄. У цій сполуці кожен четвертий атом Хлору є ізотопом ³⁷Сl. Порядок спостережень на цьому «телескопі» такий: після кожних 100 днів роботи через бак пропускають 20 000 л газоподібного гелію, що здатний захопити із собою ізотопи Аргону ³⁷Аr, які утворилися в баці. Їх, за обчисленнями, у кожний момент часу має бути кілька десятків. Суміш газів (гелій з поодинокими атомами Аргону) пропускають через вугільні фільтри, охолоджені до 77 К. Результати вимірювань такі: у баці за кожні 2,3 доби утворюється один атом ізотопу ³⁷Аr.

Інший варіант нейтринного «телескопа» — галієвий або літієвий детектор. Труднощі полягають у тому, що для отримання надійних результатів детектор повинен містити десятки тонн галію або літію, тоді як видобувається цих металів у світі дуже мало. Детектори на галії працюють, наприклад, в італійських Альпах під горою Монблан та в надрах гори Андирчі поблизу Ельбруса (Північний Кавказ).

Існують так звані водяні детектори нейтрино, у яких використовують звичайну воду Н₂О або важку воду D₂О (кожний атом Гідрогену тут містить, окрім протона, додатковий нейтрон). Принцип роботи водяних детекторів такий. Нейтрино, проходячи крізь товщу звичайної води, збуджує електрони в молекулах Н₂О або реагує з нейтроном молекули D₂О з утворенням протона й електрона. Надлишок енергії швидко висвічується (відомий з фізики ефект черенковського випромінювання). Реєстрація цього випромінювання дає змогу не тільки підрахувати кількість нейтрино, які взаємодіють з речовиною детектора за одиницю часу, а ще й вказати напрямок руху нейтрино, а отже, встановити напрямок на джерело цього випромінювання.

У 1916 р. було з’ясовано, що в природі можуть існувати слабкі збурення поля тяжіння, які, як і електромагнітні хвилі, є поперечними і також поширюються зі швидкістю поширення світла. Під дією гравітаційної хвилі розподіл пробних зарядів (тобто пробних масових частинок) періодично зазнає певної деформації, яка залежить від енергії хвилі.

Найпростішим детектором гравітаційних хвиль можуть бути дві кулі, з’єднані пружиною. Якщо на них перпендикулярно до осі, що з’єднує центри куль, падає гравітаційна хвиля, то відстань між кулями буде позмінно збільшуватися і зменшуватися.

Джерелом гравітаційних хвиль є будь-який асиметричний рух речовини. Це може бути зоря, якщо вона здійснює так звані квадрупольні пульсації, тобто стискається і розтягується уздовж осі її обертання. Джерелами гравітаційних хвиль є подвійні зорі, а також зоря, яка зазнає різкого стиску — колапсу, якщо лише внаслідок дії певних причин (обертання, дія магнітних сил) цей колапс не є сферично-симетричним.

З 1958 р. Джозеф Вебер (1919-2000) (США) пробував зареєструвати гравітаційні хвилі. Його детектор — алюмінієвий циліндр завдовжки 1,54 м, діаметром 0,6 м і масою 1,5 т, підвішений на спеціальній тонкій нитці в рамі зі сталевих блоків і поміщений у вакуумну камеру, оточену чутливими акустичними фільтрами. Розтяг і стиск циліндра під дією гравітаційної хвилі датчики можуть реєструвати з надзвичайною точністю.

Щоб уникнути похибок, пов’язаних, наприклад, з коливанням земної кори або електричним розрядом в атмосфері, Вебер встановив два аналогічні детектори на відстані 1000 км. Система реєструє лише ті сигнали, початки яких збігаються з точністю до 0,2 с. Ці детектори і справді впродовж багатьох місяців реєстрували в середньому один імпульс на кожні п’ять діб. Однак дотепер жодна інша лабораторія цього не підтвердила, і питання про природу сигналів, які зареєстрував Вебер, залишається нез’ясованим.

Нині розроблено твердотільні гравітаційні антени другого покоління, у яких п’ятитонні алюмінієві циліндри охолоджуються до 2 К, а датчики яких здатні реєструвати амплітуди коливань до 2 · 10^-17 см. У США введено в дію велику лазерно-інтерференційну гравітаційно-хвильову обсерваторію ЛІГО, один інтерферометр якої з базою 4 км встановлено у штаті Луїзіана, другий — з такою самою базою — у штаті Вашингтон. Інструменти об’єднано за допомогою комп’ютерної мережі. Є плани будівництва великих інтерферометрів для цієї самої мети і в інших країнах, а також встановлення супутникових гравітаційних антен, у яких база досягала б сотень мільйонів кілометрів.

11 лютого 2016 року було оголошено про експериментальне відкриття гравітаційних хвиль, існування яких передбачив ще Альберт Ейнштейн.

Гравітаційна хвиля — це поширення змінного гравітаційного поля у просторі. Вважають, що вивчення гравітаційних хвиль допоможе пролити світло на історію Всесвіту і не тільки.

ЗАПИТАННЯ ДО ВИВЧЕНОГО

• 1. Які основні завдання розв’язують в астрономії за допомогою телескопів?
• 2. Як можна визначити видиме збільшення оптичної системи телескопа?
• 3. Що розуміють під роздільною здатністю телескопа? Проникаючою силою?
• 4. Чим відрізняються оптичні системи рефрактора, рефлектора й дзеркально-лінзових (камера Шмідта) телескопів?
• 5. Чим відрізняються: оптичні телескопи від радіотелескопів; радіоінтерферометр від радіотелескопа?

Дослідіть, які астрономічні обсерваторії працювали і працюють на території України.