Глава 2. Свет и вещество

2.1. Природа света

2.1.1. Электромагнитное излучение

Вся информация от звезд, туманностей, галактик и других астрономических объектов поступает в виде электромагнитного излучения.

1

Рисунок 2.1.1.1. Шкала электромагнитного излучения. По горизонтальной оси отложены: внизу – длина волны в метрах, вверху – частота колебаний в герцах

Длины электромагнитных волн радиодиапазона заключены в пределах от 10 км до 0,001 м (1 мм). Диапазон от 1 мм до видимого излучения (т. е. 760 нм) называется инфракрасным диапазоном. Электромагнитные волны с длиной волны короче 390 нм называются ультрафиолетовыми волнами. Наконец, в самой коротковолновой части спектра лежит излучение рентгеновского и гамма-диапазона.

Всякое излучение можно рассматривать как поток квантов – фотонов, распространяющихся со скоростью света, равной c = 299 792 458 м/с. Скорость света связана с длиной и частотой волны соотношением

Энергию квантов света E можно найти, зная его частоту: E = hν, где h – постоянная Планка, равная h ≈ 6,626∙10^–34 Дж∙с. Энергия квантов измеряется в джоулях или электрон-вольтах: 1 эВ = 1,6∙10^–19 Дж. Кванту с энергией в 1 эВ соответствует длина волны λ = 1240 нм.

Глаз человека воспринимает излучение, длина волны которого находится в промежутке от λ = 390 нм (фиолетовый свет) до λ = 760 нм (красный свет). Это – видимый диапазон.

2

Рисунок 2.1.1.2. Прохождение электромагнитного излучения сквозь атмосферу

Излучение в видимой области спектра играет основную роль в жизни человека и хорошо пропускается земной атмосферой. Во многих других участках спектра земная атмосфера поглощает излучение. Видимая область спектра регистрируется оптическими телескопами, а также невооруженным глазом. Глаз – это естественный измерительный прибор, регистрирующий электромагнитное излучение в видимой области спектра.

Площадь зрачка может изменяться в 100 раз, тем самым регулируя поток света, поступающего на сетчатку в дневное время. Днем освещенность от Солнца составляет 10⁵ лк; в то время как ночью звездное небо создает освещенность всего в 10^–5 лк. Поэтому для того, чтобы видеть в темноте, регистрировать излучение должны не колбочки, а палочки – другие элементы глаза. Максимальная чувствительность глаза при дневном зрении приходится на длину волны λ = 555 нм и соответствует желто-зеленому цвету. Ночью она сдвигается в коротковолновую часть спектра λ = 513 нм. Лабораторные исследования показали, что ночью глаз может зарегистрировать изменение звездной величины на 0,1^m.

3

Рисунок 2.1.1.3. Пластинка в центре размером около сантиметра – прибор с зарядовой связью (ПЗС). Эта небольшая микросхема содержит более 150 000 светочувствительных ячеек

В XVII веке появился первый телескоп, а в XX веке – фотоэлектронные умножители (ФЭУ), электронно-оптические преобразователи (ЭОП), приборы с зарядовой связью (ПЗС). Системы ПЗС являются самыми чувствительными и могут регистрировать отдельные кванты света, накапливая информацию о них в особых ячейках – пикселях. В настоящее время разработаны новые виды приборов с зарядовой связью, в которых дрожание атмосферы компенсируется смещением накопленного заряда в ту группу пикселов, в которой в данное время регистрируется излучение. Такие системы ПЗС назвали системами ПЗС с перпендикулярным переносом. Подобные системы позволяют улучшить качество изображения в полтора раза.

В радиодиапазоне через атмосферу Земли проникают радиоволны с длиной волны от 1 до 4 мм и от 8 до 20 м. Длины электромагнитных волн радиодиапазона заключены в пределах от 10 км до 1 мм. Существование радиоволн было предсказано Максвеллом в 1873 году, а первый радиотелескоп появился в 1929 году.

Регистрация инфракрасного излучения впервые была проведена в 1800 году Вильямом Гершелем. Помещая термометр в различные области спектра, полученного с помощью призмы, он зафиксировал нагрев того термометра, который располагался вне видимой области, рядом с красным цветом. Именно Гершель назвал это невидимое излучение инфракрасным излучением, то есть находящимися дальше красных лучей. Земная атмосфера непрозрачна для большей части инфракрасного излучения. В XIX веке для регистрации инфракрасного излучения пользовались термопарой. На ее концах при освещении инфракрасным излучением возникает разность потенциалов, которую можно измерить. В более позднее время детектором инфракрасного излучения становятся полупроводниковые болометры, состоящие из полосок полупроводников. Сопротивление полупроводников при освещении инфракрасным излучением меняется, это регистрируется обычным образом.

4

Рисунок 2.1.1.4. Инфракрасный астрономический спутник IRAS снабжен небольшим телескопом-рефлектором

Инфракрасное излучение интенсивно задерживается земной атмосферой, поэтому инфракрасные телескопы поднимают на самолетах и аэростатах, располагают в открытом космосе. В 1983 году был запущен инфракрасный телескоп IRAS, в котором приемная аппаратура охлаждалась жидким гелием.

Современные телескопы сразу строятся как для наблюдений в видимой области спектра, так и для инфракрасных наблюдений.

Регистрация квантов ультрафиолетового излучения производится с помощью фотоэлектрических приемников излучения, вторично-электронных умножителей. Регистрация ультрафиолетового излучения с длиной волны, меньшей 160 нм, производится специальными счетчиками, аналогичными счетчикам Гейгера–Мюллера, известным из школьного курса физики.

Ультрафиолетовые лучи – это часть электромагнитного спектра, соответствующая длинам волн λ от 390 до 10 нм. Они практически не пропускаются земной атмосферой, поэтому всю регистрирующую аппаратуру приходится выносить в космос.

5

Рисунок 2.1.1.5. Ио, Европа и Ганимед рядом с Юпитером. Снимок IUE

В 1978 году был запущен на орбиту ультрафиолетовый телескоп IUE (International Ultraviolet Explorer), который проработал 19 лет. Информацией, полученной в ходе его работы, воспользовалось около 3000 ученых из 25 стран мира. В 1985 году был запущен специализированный спутник EUVE – Extreme Ultraviolet Explorer, который специализировался в диапазоне 10–100 нм.

Рентгеновское излучение было открыто в 1895 году Рентгеном. Оно беспрепятственно проходит сквозь плотную бумагу и ткани человеческого тела. Это его свойство сейчас широко используется в медицине и технике.

А вот земная атмосфера является прекрасным щитом для рентгеновского излучения. Для регистрации рентгеновского излучения Солнца необходимо поднимать приборы на высоту 100 км. Впервые солнечное излучение в рентгеновском диапазоне было зарегистрировано в 1948 году.

6

Рисунок 2.1.1.6. Фотография растущей Луны в гамма-лучах. ROSAT

Рентгеновское излучение регистрируется специальными счетчиками, аналогичными счетчику Гейгера–Мюллера. В 1971 году был запущен (для наблюдения в рентгеновском диапазоне) спутник «Ухуру», затем космические рентгеновские обсерватории «Эйнштейн», ROSAT. В 1999 году была запущена рентгеновская обсерватория «Чандра».

Самыми первыми были зарегистрированы источник Sco X-1 в созвездии Скорпиона, Сyg X-1 в созвездии Лебедя, затем были открыты вспышечные рентгеновские источники – барстеры, рентгеновские пульсары. Среди рентгеновских источников излучения – тесные двойные системы, остатки вспышек сверхновых, например, Крабовидная туманность.

Гамма-излучение возникает при столкновениях энергичных частиц, испускается возбужденным атомом, при процессах аннигиляции частиц. Источниками гамма-излучения могут быть частицы сверхвысоких энергий. Регистрируется оно детекторами гамма-излучения, сцинциляционными счетчиками и черенковскими счетчиками. Земная атмосфера не пропускает космическое гамма-излучение, поэтому первые результаты исследований были получены после запусков космических станций.

В 1991 году с помощью российско-французского прибора «СИГМА», установленного на спутнике «Гранат», в 120 пк от центра Галактики был обнаружен источник аннигиляционной линии 511 кэВ, который назвали «Великим аннигилятором». Гамма-кванты такой энергии образуются при аннигиляции электронов и позитронов.

Гамма-излучение зарегистрировано от Солнца, активных ядер галактик, квазаров. Но самое поразительное открытие в гамма-астрономии сделано при регистрации гамма-всплесков.

7

Рисунок 2.1.1.7. Распределение гамма-вспышек на небесной сфере

Уже в 70-х годах стало понятно, что всплески гамма-излучения с равной вероятностью приходят с любого направления, то есть распределены изотропно. Ничего подобного в нашей Галактике быть не может. Но в нашей Вселенной есть один практически идеально изотропный объект – сама Вселенная! Именно это заставило многих ученых отказаться от галактической модели гамма-всплесков. В настоящее время считается, что источники гамма-всплесков удалены на расстояния порядка 12–15 миллиардов световых лет. Для объяснения наблюдаемой яркости всплесков приходится считать, что их источники – самые мощные объекты Вселенной.