Галактики
Комментарий автора сайта: Предлагаю вашему вниманию интересную обзорную статью А.Кутырева о первых исследованиях Вселенной в инфракрасном диапазоне в 90-е годы. «Наука и жизнь» №12-1989.
Наши представления о Вселенной существенно меняются по мере того, как с развитием техники становится возможным наблюдение звездного неба в ранее не исследованных диапазонах электромагнитного спектра. Со времен Гершеля и до наших дней перспектива обзора неба в неисследованном участке длин волн завораживала астрономов. Наблюдения шестидесятых и семидесятых годов в радио- и рентгеновских диапазонах длин волн открыли новую неистовую и динамичную Вселенную. Квазары и нейтронные звёзды — только два примера открытий тех революционных работ.
В 1983 году Астрономический Спутник Инфракрасных Исследований (IRAS) провел самый полный на данный момент обзор неба в так называемом «тепловом», прежде плохо исследованном участке инфракрасного спектра. Результаты этого обзора коснулись практически всех разделов астрофизики: от природы Зодиакального облака в Солнечной системе до крупномасштабной структуры галактик во Вселенной. Поскольку охват открытий, сделанных спутником IRAS, столь широк, что невозможно их все отразить в одной публикации, мы кратко коснемся устройства телескопа IRAS, а затем остановимся на двух наиболее интересных явлениях, обнаруженных этим спутником.
Бурное развитие инфракрасной астрономии в 60—70-х годах стало результатом крупного прогресса технологии, особенно в изготовлении высокочувствительных детекторов. В то время некоторые группы начали пионерские наблюдения на телескопах с вершин высоких гор, телескопах, вынесенных за основную толщу земной атмосферы на самолетах или воздушных шарах и даже на маленьких телескопах, выбрасываемых на короткое время за атмосферу ракетами-зондами.
Несмотря на эти успехи, вплоть до начала 80-х годов все инфракрасные наблюдения ограничивались теми небесными источниками — звездами, галактиками, квазарами,— которые уже исследовались в других диапазонах длин волн. Самые ранние обзоры всего неба ограничивались длинами волн короче 30 мкм. Один из них, Обзор Геофизической Лаборатории Воздушных Сил (AFGL), продемонстрировал возможности охлажденного телескопа, вынесенного за атмосферу: тем не менее сохранялась необходимость в более глубоком обзоре неба, охватывающем весь диапазон от 10 мкм до 100 мкм.
Телескоп AFGL нужно было охлаждать потому, что при комнатной температуре все тела сильно излучают в «тепловом» инфракрасном диапазоне, от 10 мкм до 100 мкм . Наземные телескопы просто-таки «купаются» в фоновом инфракрасном излучении от атмосферы и от самого телескопа, и это подавляет сигналы от небесных источников. При наблюдении неба с заатмосферных высот и с сильно охлажденным телескопом этот фон уменьшается примерно в 10 миллионов раз. По случайному совпадению это близко к различию в яркости дневного и ночного неба в оптике. Для того чтобы наглядно представить себе возможности нового спутника, сравним, сколько звезд можно увидеть на небе в ясный солнечный день и глубокой ночью.
Телескоп IRAS, предназначавшийся для вывода за атмосферу, мог охлаждаться до нескольких градусов по шкале Кельвина (почти до абсолютного 0). Инфракрасные приемники в фокальной плоскости телескопа, рассчитанные на 12, 25, 60 и 100 мкм , были расположены так, чтобы в течение 1 года планируемой работы обеспечить шестикратный обзор всего неба. Многократные наблюдения позволяют системе автоматизированной обработки данных отличить неподвижные небесные объекты от других, близких источников инфракрасного излучения, например, мелких частиц пыли вокруг спутника, пересекающих поле зрения телескопа, спутников на высоких орбитах, а также движущихся объектов солнечной системы — астероидов и комет.
Инфракрасные приемники работали, пока сохранялся запас сверхтекучего гелия, 200 литров которого хватило на 300 дней с момента запуска, состоявшегося 25 января 1983 года. Последние данные со спутника были получены 22 ноября 1983 года.
Феномен Веги
Открытие того, что Вега (самая яркая звезда северного полушария), окружена оболочкой из мелких твердых частиц, было, наверное, наиболее удивительным результатом обзора IRAS. Это взбудоражило воображение ученых и широкой публики, так как, по современным научным представлениям, от пылевого облака вокруг звезды до планетной системы один только шаг.
Вега — это одна из наиболее изученных обычных звезд, во многих отношениях она является стандартом для астрономов и выделяется на небосводе только своим блеском. Поэтому можно представить удивление сотрудников проекта IRAS, когда они увидели, что Вега оказалась ярким инфракрасным источником.
До полета IRAS было известно, что ИК-излучение подавляющего большинства звезд соответствует температуре их поверхности. Исключения большей частью связаны с пылью, нагретой излучением звезды, пылью, образовавшейся из-за потери массы звездой.
После запуска спутника IRAS одной из первоочередных задач астрономов наземной станции управления в Чилтоне (Оксфордшир, Англия) была абсолютная калибровка чувствительности телескопа. Для этого тщательно отобрали около дюжины звезд, включая, конечно, Вегу. После того, как специалисты обработали данные, они столкнулись с серьезной проблемой: на 25, 60 и 100 мкм результаты соответствовали наземным оценкам для всех звезд, кроме одной — кроме Веги.
Если убрать Вегу из списка отобранных стандартов, то проблема с аппаратурой устранялась, однако возникала астрофизическая проблема: что является источником избытка излучения от Веги.
Наблюдаемый избыток над ожидаемым потоком излучения от Веги был очень существенным: в 8 раз — на 60 мкм и в 20 раз — на 100 мкм . Медленное сканирование Веги в полосе 60 мкм показало, что источник совпадает по положению со звездой, а его угловой диаметр (видимый угловой размер объекта) — около 20 секунд дуги. При расстоянии до звезды 8,1 парсека (24 световых года), это соответствует линейному размеру около 160 астрономических единиц. (Астрономическая единица — это среднее расстояние от Земли до Солнца, им очень удобно мерить расстояния порядка размеров Солнечной системы.)
Измерения, полученные по наблюдениям Веги, могли быть аппроксимированы суммой спектров двух абсолютно черных тел: одного — с температурой 9700 К (звезды) и второго — с температурой 85 К, ответственного за избыток ИК-излучения.
Простое и логичное объяснение — «чернотельная» оболочка, окружающая Вегу, расположенная на расстоянии около 80 астрономических единиц от звезды и нагретая излучением Веги до температуры около 85 К. Полезно задаться вопросом: какая доля от излучения звезды поглощается этой гипотетической оболочкой? Светимость оболочки составляет примерно 2,6×10 -5 полной светимости Веги, и это есть та доля небесной сферы, которая закрыта этим веществом, если смотреть на него с самой Веги. На эту роль подошли бы мелкие пылевые частицы, летающие вокруг звезды. Они бы закрывали малую долю ее света, поглощали оптическое и ультрафиолетовое излучение и переизлучали поглощенную энергию в инфракрасном диапазоне.
Источник
Инфракрасное излучение: астрономия невидимого
Два главных вестника далеких миров — световые лучи и радиоволны составляют лишь часть обширного семейства электромагнитных волн. И один из членов этого семейства находится как раз на границе между световым и радиодиапазоном. Это — инфракрасные лучи.
Инфракрасное излучение может рассказать астрономам о тех космических объектах, которые имеют сравнительно низкую температуру, недостаточную для того, чтобы излучать видимый свет пли достаточно мощные потоки радиоволн. Подобные объекты весьма интересны, так как они могут представлять собой начальные и заключительные стадии эволюции небесных тел.
Инфракрасный вестник Вселенной обладает чрезвычайно ценным качеством. Инфракрасное излучение хорошо проходит сквозь космическую пыль и межзвездный газ. Но успешно преодолевая эти космические препятствия, инфракрасные электромагнитные волны не могут пробиться сквозь земную атмосферу. Проходя сквозь воздух, они несут значительные потери, и лишь небольшая их часть достигает земной поверхности. Особенно сильно поглощает инфракрасные лучи водяной пар, в меньшей степени двуокись углерода и озон.
Бороться с таким поглощением можно единственным способом: поднимать измерительные приборы как можно выше — в горные районы, а еще лучше на стратостатах, выше основной толщи атмосферы.
Как известно, человеческий глаз не воспринимает инфракрасное излучение, нечувствительны к нему и обычные фотопластинки. Поэтому для фотографирования космических объектов и инфракрасных лучах астрономы пользуются специальными фотоматериалами. Однако и их чувствительность к инфракрасной части спектра тоже довольно низка. Существенную помощь в этой области исследований должна оказать электронная техника.
В настоящее время уже созданы приборы «земного» инфракрасного видения. Улавливая инфракрасное излучение окружающих предметов, они дают возможность видеть их в полной темноте. Сконструированы и астрономические и инфpaкрасные устройства— электронно-оптические преобразователи. Один из таких приборов был создай советскими учеными. Прибор этот, устройство которого напоминает устройство передающей телевизионной камеры, присоединяется к телескопу. Объектив телескопа создает инфракрасное невидимое изображение наблюдаемого объекта на полупрозрачной пластинке — фотокатоде. Под влиянием падающих лучей в фотокатоде образуются электроны. Чем сильнее «освещен» участок, тем больше электронов. Эти электроны с помощью специального приспособления направляются на флуоресцирующий экран и создают изображение наблюдаемого объекта, по уже видимое. С помощью подобной установки па Симеизской обсерватории в 1948 г. была впервые получена фотография центрального района нашей Галактики — галактического ядра.
Как известно, электромагнитное излучение состоит из отдельных порций, так называемых фотонов. Чем больше длина волны, тем меньше энергия фотонов. Фотоны гамма-лучей в 1020 раз более энергичны, чем фотоны радиоволн. Но тем не менее земная атмосфера является для коротковолновых излучений почти неодолимым препятствием.
Если фотографии в «близкой» ультрафиолетовой области, расположенной непосредственно за фиолетовыми лучами видимого света, еще можно получить с помощью обычных наземных телескопов и специальных фотопластинок, то более «далекий» ультрафиолет сделался доступным только тогда, когда появилась возможность ракетных исследований.
Сначала приборы, установленные на борту высотных ракет, зарегистрировали ультрафиолетовый спектр Солнца. А затем американским ученым в 1959 г. удалось получить и «ультрафиолетовый портрет» нашего дневного светила. Любопытно, что на фотокамере, с помощью которой было получено это уникальное изображение, пришлось установить не обычный стеклянный объектив, задерживающий ультрафиолетовые лучи, а объектив, изготовленный из фтористого лития.
На своем новом портрете наше дневное светило предстало перед астрономами в совершенно необычном виде. Но именно эта необычность и представляла интерес для ученых. Сравнивая «ультрафиолетовое Солнце» с «видимым», можно было узнать много нового о физических явлениях, протекающих на его поверхности.
Ультрафиолетовая астрономия на наших глазах становится важным инструментом в изучении Солнца. Но только ли Солнца? Отнюдь пет. Ведь источниками ультрафиолетового излучении могут быть и другие небесные тела. Более того, можно ожидать, что некоторые звезды основную часть своей энергии излучают именно в ультрафиолетовой части спектра. К такому выводу пришел, например, академик В. А. Амбарцумян относительно горячих голубых звезд.
Теперь космический детектив повернулся не совсем обычной стороной — речь шла на этот раз не о расшифровке какого-либо загадочного явления, а о поиске вполне определенных «следов», ожидаемых учеными.
Итак, надо было получить ультрафиолетовый портрет всего неба, своеобразную ультрафиолетовую небесную карту и посмотреть, что она собой представляет. Для этой цели ученые решили сначала произвести фотографирование неба в ультрафиолетовых лучах водорода, в так называемой спектральной линии. Такое решение возникло не случайно. Было заведомо известно, что водород должен обязательно входить в состав не только Солнца, но и других звезд.
Прибор для съемки установили на борту ракеты, которую во время полета сознательно не стабилизировали. Беспорядочно вращаясь и кувыркаясь, она заставила объектив фотокамеры осмотреть все небо. Долгожданные фотографии были получены.
И вот тут-то ультрафиолетовый поиск голубых звезд обернулся самым настоящим детективом. Никаких голубых звезд на фотоснимках не оказалось. И вообще не было никаких отдельных источников ультрафиолетового излучения, за исключением Солнца. Оно выглядело ярким пятном, самым ярким на всей ультрафиолетовой карте, а по мере удаления от него сила свечения плавно уменьшалась. И только в точке прямо противоположной Солнцу — «антисолнечной» точке, располагалось темное пятно.
Это пятно и послужило тем кончиком путеводной нити, за который ухватились астрономы. Если есть «антисолнечное» пятно, значит, линию водорода излучают не различные космические объекты, а само Солнце. Иначе светилось бы все небо либо на снимке были бы и другие темные пятна. В пользу подобного предположения говорило и то, что яркость свечения возрастала по мере приближения к Солнцу. Вырисовывалась такая картина: солнечный водород излучает, а какие-то неведомые «ретрансляторы», расположенные со всех сторон, переизлучают этот ультрафиолетовый «свет». Но что они собой представляют?
Единственный ответ на этот вопрос заключается в том, что наша Земля окружена со всех сторон весьма разреженной газовой оболочкой — геокороной,— состоящая из атомов водорода и простирающейся на -расстояние до 50 тыс. км. Именно эти водородные атомы и играют роль своеобразных ретрансляторов линии «лап-мац-альфа». Наша планета оказалась «коронованной».
Расшифровав первую ультрафиолетовую карту, астрономы решили сделать следующий шаг. Свечение геокороны мешает получить фотографию неба в линии. А что если попытаться перейти на другую длину волны? Регистрирующие приборы снабдил» специальными фильтрами, однако результат вновь окапался неожиданным. Вместо одиночных звезд на ультрафиолетовой карте были обнаружены отдельные размытые пятна. Правда, пятна эти располагались не как попало, а группировались около горячих голубых звезд.
Вновь начался теоретический поиск. Наконец и новая карта была расшифрована. Оказалось, что па этот раз виновником образования загадочных пятен явился околозвездный водород. Поглощая ультрафиолетовое излучение, идущее от звезд, он переизлучает его, но только с несколько большей длиной волны.
Чтобы «отстроиться» и от этого излучения, пришлось принять еще более жесткие меры, другими словами, установить дополнительные фильтры. И тогда, наконец, длительный поиск увенчался успехом. Были обнаружены точечные источники ультрафиолетового излучения, которые, возможно, и представляют собой не что иное, как ультрафиолетовые звезды. Гипотеза академика В. А. Амбарцумяпа о существовании подобного рода объектов получила хорошее подтверждение.
Для улавливания рентгеновских лучей нужна была специальная аппаратура, не похожая па обычные астрономические инструменты. Дело в том, что эти лучи не подчиняются законам обычной геометрической оптики, их нельзя отразить с помощью зеркала или собрать с помощью линзы. Поэтому главным оружием служили специальные счетчики, которые регистрируют каждый попадающий па них рентгеновский фотон. Прикрыв счетчики специальными пленками различной толщины, можно пропускать фотоны определенных энергий и таким образом получать представление о спектральном составе излучения. Можно определять и направление движения рентгеновских фотонов. Для этого счетчик помещают на дно металлического тубуса. Чем длиннее такой тубус, тем точнее можно установить, откуда пришел фотон. Разумеется, точность такого метода определения направления значительно уступает точности оптической или радиоастрономии.
Что же представляет собой рентгеновская карта Солнца? На этом необычном снимке диск нашего дленного светила кажется почти черным. На темном фоне выделяются три яркие области. Как показало сравнение с обычными фотографиями, эти области расположены над активными зонами солнечной поверхности.
Солнце было первым небесным объектом, от которого удалось получить «информацию» в рентгеновской части спектра. Но если рентгеновские лучи испускает Солнце, то их должны испускать и другие космические объекты и в первую очередь другие звезды. Однако на первых порах ракетные исследования никаких новых источников рентгеновского излучения не обнаружили.
И. лишь в апреле 1963 г. во время запуска очередной ракеты группой Фридмана были зарегистрированы сразу два неизвестных ранее источника рентгеновского излучения. Одни из них, довольно мощный, оказался расположенным в созвездии Скорпиона; другой, несколько более слабый — в созвездии Тельца в районе знаменитой Крабовидиой туманности.
Так были обнаружены следы нового вестника Вселенной. Но эти следы предстояло еще разгадать. Надо было найти ответ на вопрос: какова физическая природа источника космических рентгеновских лучей, какие процессы порождают это коротковолновое электромагнитное излучение?
С теоретической точки зрения существовало по меньшей мере две возможности. Еще за несколько лет до описанных событий было установлено, что Крабовидная туманность представляет собой очень мощную космическую «радиостанцию». Вскоре ученые пришли к выводу, что радиоизлучение туманности порождается движением очень быстрых электронов в магнитных полях. Электроны, обладающие еще большим запасом энергии, дают излучение в видимой части спектра. Поэтому вполне естественным казалось предположение, что и рентгеновское излучение Крабовидной туманности также обязано своим происхождением движущимся электронам, но только еще более энергичным.
Однако существовала и другая гипотеза, которой отдавали предпочтение многие ученые, если не большинство. Сторонники этой гипотезы считали, что источником рентгеновского излучения является не вся Крабовидная туманность, а расположенная внутри нее маленькая сверхгорячая звезда.
Разрешить подобный спор могло, разумеется, только наблюдения. Но, к сожалению, возможности современных рентгеновских «телескопов» слишком невелики, чтобы дать надежный ответ на подобный вопрос.
Правда, можно было бы поставить такой эксперимент: постепенно перекрывать какой-либо «заслонкой» излучение туманности и следить за тем, как меняется число регистрируемых счетчиком рентгеновских фотонов. Если верна первая гипотеза и излучает вся туманность, то интенсивность рентгеновских лучей будет меняться постепенно. Если же источником излучения служит отдельная звезда, то интенсивность будет до поры до времени оставаться постоянной, а в какой-то момент сразу упадет до нуля. К сожалению, организация подобного космического эксперимента пока что вне возможностей человека. Но, к счастью для астрономов, этот эксперимент ставит сама природа. Крабовидную туманность приблизительно один раз в 9 лет закрывает Луна.
Конечно, девять лет ожидания — срок немалый. Но, увы, это неизбежное неудобство, с которым сталкиваются ученые в тех случаях, когда они не могут произвести эксперимент, а вынуждены лишь наблюдать то, что само собой совершается в окружающем мире.
Однако на этот раз астрономам явно повезло. Рентгеновское излучение Крабовидной туманности было обнаружено весной 1963 г., а уже летом 1964 г. должно было состояться очередное покрытие туманности Луной.
Разумеется, исследователи не преминули воспользоваться «любезностью» природы. Необходимые наблюдения состоялись, и ответ на вопрос, волновавший астрономов, был получен: излучает не одиночная звезда, а туманность в целом.
Казалось бы, тем самым была раскрыта природа также и второго рентгеновского источника в созвездии Скорпиона.
Однако в астрономии подобные выводы по аналогии — вещь довольно опасная. Вселенная настолько разнообразна, что сходные явления могут порождаться совершенно различными причинами. Тем более, что источник в Скорпионе в восемь раз мощнее, и в том месте, где он находится, нет никаких примечательных объектов — ни звезд, ни туманности, ни источников радиоизлучения.
Единственный в своем роде объект, тем более совершенно неизвестной природы, изучать вообще чрезвычайно трудно: пока он единственный, его не с чем сравнивать.
Поэтому о физической природе источника в Скорпионе можно было только гадать до тех пор, пока ученые не открыли еще несколько подобных же источников (хотя и несколько более слабых). И ни один из них не совпадал с каким-либо радиоисточником. В связи с этим большинство астрономов пришло к выводу, что загадочные источники рентгеновских лучей — это так называемые нейтронные звезды. Нейтронные звезды — особый тип космических объектов. Их существование было теоретически предсказано много лет назад, но до последнего времени их не удавалось наблюдать.
Развивается и последняя из возможных видов электромагнитной астрономии — гамма-астрономия. Этот метод связан с изучением самого коротковолнового вестника Вселенной, как говорят физики, самого «жесткого» электромагнитного излучения.
Источник