<< 1. Необходимость внеатмосферных наблюдений | Оглавление | 3. Рентгеновская астрономия >>
Разделы
2. Ультрафиолетовая и оптическая астрономия
2.1. Исследования Солнца
Ультрафиолетовый диапазон был первым, в котором удалось получить серьезные научные результаты. Используя трофейные немецкие боевые ракеты Фау-2 (V-2), советские и американские астрономы и геофизики начиная с 1947 г. изучали спектр Солнца в области короче 300 нм, т.е. в недоступном для наземных инструментов "вакуумном" ультрафиолете В этом диапазоне излучение фотосферы Солнца резко уменьшается и примерно с 180 нм полностью исчезает. В ещ более коротковолновой области спектр Солнца становится почти чисто эмиссионным, т.е. линейчатым. Это связано с тем, что выше фотосферы расположена разреженная хромосфера, ранее, в докосмическую эру изучавшаяся главным образом во время полных солнечных затмений. Температура хромосферы растет с высотой от 4500 К до 100 000 К.
Выше хромосферы расположена солнечная корона, где температура достигает 1-2 млн. К. Переходный слой между хромосферой и короной очень невелик, и температура в нем растет почти скачком от 100 000 до 1 млн. К. При такой температуре водород, гелий и другие легкие атомы полностью ионизуются и, естественно, никаких линий излучать уже не могут. В переходном слое излучают атомы пятикратно ионизованного кислорода (OVI), атомы Si IV, Ne VIII, Mg X и других тяжелых ионов в стадии ионизации выше 5-8. В короне, где температура еще выше, светят ионы Fe XIII - Fe XVII, многократно ионизованные ионы никеля, кальция и других атомов. Как правило, это разрешенные резонансные линии, возникающие при переходе иона в основное энергетическое состояние (на нижний уровень).
Ранее, во время полных солнечных затмений корону исследовали с поверхности Земли в оптическом диапазоне и регистрировали лишь запрещенные линии этих же ионов, связанные с переходами между уровнями расщепленного основного состояния (Fe X, Fe XIII, Fe XIV, Са XV и др.). Обнаружение в первых же ракетных экспериментах резонансных, разрешенных линий высокоионизованных тяжелых и наиболее обильных на Солнце атомов (Fe, Ni, Ca, Mg и др.) стало блестящим триумфом теории горячей короны.
Помимо линейчатого спектра можно исследовать и непрерывный (континуальный) спектр короны и переходной области, связанный с рекомбинационным излучением всех наиболее обильных атомов. Он образуется при наложении друг на друга континуумов различных ионов и создает слабый и довольно сложный уровень непрерывного излучения.
Среди наиболее ярких линий следует отметить линию атомарного водорода La
(Лайман-альфа) с длиной волны 121.6 нм, линию 
102.6 нм,
три линии атомарного кислорода 130.2; 130.4 и
130.5 нм, линию атомарного гелия 58.4 нм и линию однократно ионизованного
гелия 30.4 нм. Наблюдается и яркий водородный рекомбинационный континуум на
длинах волн от 91.2 до 75 нм. В рентгеновской области спектра излучают
высокоионизованные водородоподобные и гелиеподобные ионы Fe, Са, Mg и Ni,
имеющие всего 1 или 2 электрона. Водородоподобные ионы железа излучают линии
вплоть до длины волны 0.2 нм. На сегодня почти 95% из многих сотен линий
УФ и рентгеновского спектра солнечной короны надежно отождествлены как в
результате квантово-механических расчетов, так и лабораторных измерений, в
которых удается создавать в вакуумных камерах разреженную плазму подобную
корональной с температурой до 2 млн. К.
2.2. Исследования звезд
Спектры звезд оказалось исследовать гораздо труднее. Для этого понадобилось вывести на орбиту телескопы с диаметром зеркала 1-2.5 м. Таких спутников из-за их сложности и высоких затрат было выведено не так уж много. Первым был "Коперник" (США, 1972 г.) с диаметром зеркала 90 см. С очень высоким спектральным разрешением (до 0.003 нм) он исследовал небольшие участки спектра нескольких сотен ярких звезд. Целью этого замечательного эксперимента было изучение химического состава межзвездной среды. Наблюдая в спектрах горячих голубых звезд узкие линии поглощения, удалось определить количественный состав и физические условия в плотных и разреженных облаках и в межоблачной среде. Плотность облаков оказалась от 10 до 1000 атомов/см3, в между облаками снижается до 0.03 атома/см3. Была измерена и плотность молекул Н2 и СО в плотных облаках, определена температура в областях разной плотности (от 80 К в плотных облаках до 10 000 К между облаками). В темных глобулах - будущих протозвездах и планетных системах - температура всего 10-20 К. Было измерено и отношение тяжелого изтопа водорода - дейтерия по отношению к атомарному водороду. Важным открытием явилось и измерение содержания молекулярного водорода Н2, начиная от 50% вплотных холодных облаках и до 10-7 в межоблачной среде.
С 1978 по 1996 г. успешно работал на орбите Международный ультрафиолетовый спутник IDE с телескопом всего 45 см в диаметре, запущенный на высокоэллиптическую квазистационарную орбиту. С его помощью исследовались спектры звезд, галактик, квазаров, межзвездной среды. Всего было получено свыше 50 000 спектров! Среди открытий, сделанных с его помощью, следует упомянуть горячую корону нашей Галактики с температурой 105 К и плотностью всего 10-4 атомов/см3. Такие короны существуют и у других галактик. Их спектры во многом похожи на спектр солнечной короны, поэтому такой газ называют "корональным".
Советский спутник "Астрон" с УФ телескопом диаметр 90 см и дифракционным спектрометром был выведен в 1983 г. на высокоапогейную 4-суточную орбиту и успешно проработал почти 7 лет. Специально для него была разработана высокоточная солнечно-звездная система ориентации и стабилизации, позволившая наблюдать звезды вплоть до 12m с более высоким, по сравнению с IUE, спектральным разрешением. Телескоп этого спутника имел точность наведения и стабилизации около 0.2".
Наиболее замечательным на сегодня является Космический телескоп "Хаббл" (США, 1990 г.) с зеркалом 2.4 м. В фокусе этого инструмента установлено несколько спектрометров и камер для получения изображений в десятках фильтров от УФ до ИК области спектра. Благодаря высокому качеству оптики этого телескопа удалось достигнуть углового разрешения близкого к дифракционному пределу, вплоть до 0.03", что в 15-30 раз выше разрешения лучших наземных телескопов. С помощью этого инструмента получены изображения миллионов галактик и квазаров вплоть до 28m! Очень велика и фотометрическая точность этого внеатмосферного телескопа.
История его создания весьма драматична. После вывода с помощью шаттла "Дискавери" на низкую круговую орбиту (450 км) выяснилось, что главное гиперболическое зеркало телескопа сделано неправильно, и прибор не имеет того высокого углового разрешения, которое ожидалось. Пришлось организовать весьма дорогостоящую пилотируемую экспедицию и установить перед всеми детекторами специальные линзовые корректоры для исправления оптических недостатков главного зеркала. С тех пор этот телескоп делает замечательные открытия во всех областях астрономии, главным образом - во внегалактической, где необходимо исследовать предельно слабые объекты.
Многие весьма интересные открытия и исследования были сделаны и без
применения больших телескопов и точных систем астроориентации при
исследовании фона неба в УФ линиях водорода и гелия. Например, таким
способом был открыт и подробно исследован эффект движения нашей Солнечной
системы относительно окружающего межзвездного газа и определены его
параметры. Для этого изучалось солнечное рассеянное излучение в линии
атомарного водорода и в линии
атомарного гелия (58.4 нм). Исследуя зависимость интенсивности излучения в
этих линиях от расстояния от Солнца и от двух пространственных углов (т.е.
составляя карту распределения яркости неба в этих линиях), путем сравнения с
теоретическими расчетами удалось определить плотность атомов Н и Не в
межзвездной среде за пределом Солнечной системы. Плотность атомов Н и Не
оказалась равной 0.06 и 0.018 атомов/см2, их температура около 10 000
К, а скорость движения Солнца относительно межзвездной среды 25 км/с, причем
направление этой скорости примерно на 60o отличается от направления
движения Солнца по отношению к сотне ближайших к нам звезд. Эти данные
относятся к расстояниям от 100 до 1000 а.е., в тысячи раз ближе, чем
расположены ближайшие звезды. Это и есть локальная межзвездная среда.
Степень ее ионизации невелика (около 10-20%), так что она является
"горячей зоной HI", т.е. зоной в основном нейтрального водорода (HI) с
высокой температурой, близкой к температуре зон полностью ионизованного
водорода (HII. А Солнце своим УФ и рентгеновским излучением создаете вокруг
себя грушевидную зону HII размером в 10-25 а.е.
Следует отметить и выдающийся астрометрический эксперимент на европейском спутнике "Гиппарх". С его помощью измерены координаты сотни тысяч звезд с точностью около 0,001" и 2,5 млн звезд с точностью 0,01". Были измерены также и собственные движения сотни тысяч звезд с недостижимой ранее точностью, измерены их параллаксы и блеск. Несомненно, такие эксперименты будут продолжены.
<< 1. Необходимость внеатмосферных наблюдений | Оглавление | 3. Рентгеновская астрономия >>
|
Публикации с ключевыми словами:
внеатмосферная астрономия - рентгеновская астрономия - инфракрасная астрономия - космические обсерватории
Публикации со словами: внеатмосферная астрономия - рентгеновская астрономия - инфракрасная астрономия - космические обсерватории | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
