Урок "Всеволновая астрономия"

Объявление: По разделу составлена презентация “Всеволновая астрономия” – может использоваться как составляющая часть комбинированного занятия в качестве пособия с применением телекоммуникационных технологий для занятий по программе элективного курса “Астрономия в цифрах и образах”, а также на занятиях по астрономии и физики.

В процессе подготовки презентации по данной теме принимала участие Монастырёва Альвина, ученица 11-го класса, в качестве выполнения творческого задания по данному разделу. По разделу составлены тесты для проверки степени усвоения изучаемого материала.

Цель: обобщение, углубление и систематизация материала о диапазонах электромагнитных излучений и формирование представления “Всеволновая астрономия”.

Задачи:

– Обобщение и углубление астрофизических понятий о методах астрономии и способах регистрации электромагнитного излучения космических тел;
– Аналитическое изучение истории создания представлений о всеволновой астрономии;
– Формирования представления о способах и методах изучения небесных тел и явлений;
– Формирование представлений о взаимосвязи наук о природе и развитие логического мышления.

Оборудование: Фотографии небесных тел и систем телескопов, презентация "Всеволновая астрономия" и тест "Шкала электромагнитного спектра".

Презентация используется как составляющая часть занятия, для закрепления и проверки степени усвоения новой информации – тест.

Историческая справка: шкала электромагнитного спектра и оптические телескопы.

Вселенная насыщена светом. Свет – это так называемый видимый диапазон, который воспринимается нами с помощью органа зрения – глаза. Свет, как известно, представляет собой электромагнитные волны. Понятие “свет” используется в оптике в более широком смысле. Сюда включают электромагнитные волны не только видимого, но и смежных диапазонов. Ультрафиолетовое, видимое и инфракрасное излучение образуют так называемую оптическую область спектра. Выделение такой области обусловлено не только близостью соответствующих участков спектра, но и общностью методов и приборов, используемых для их исследования.

Для измерения длин волн в оптическом диапазоне используются единицы длины 1 нанометр (нм) и 1 микрометр (мкм): 1 нм = 10^–9 м = 10^–7 см = 10^–3 мкм.

Специалисты часто используют более мелкие единицы: микрометр (1 мкм = 10^-6 м) или ангстрем (1Å=10^-10м). Например, длина волны жёлтого света приблизительно равна 5800Å. Оптический спектр ограничен с одной стороны рентгеновскими лучами, а с другой – микроволновым диапазоном радиоизлучения.

Видимый свет занимает диапазон приблизительно от 400 нм до 780 нм или от 0,40 мкм до 0,78 мкм. 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.

Вся шкала электромагнитных волн является свидетельством того, что все излучения обладают одновременно квантовыми и волновыми свойствами. Квантовые и волновые свойства в этом случае не исключают, а дополняют друг друга. Волновые свойства ярче проявляются при малых частотах и менее ярко – при больших. И наоборот, квантовые свойства ярче проявляются при больших частотах и менее ярко – при малых. Чем меньше длина волны, тем ярче проявляются квантовые свойства, а чем больше длина волны, тем ярче проявляются волновые свойства.

XVII век по праву называют “золотым веком оптики”. В это время были открыты новые свойства света, изобретены телескоп и микроскоп. Было доказано, что свет и радиоволны представляют собой поперечные колебания электрического и магнитного поля. Волны отличаются одна от другой амплитудой и длиной. Амплитуда – мера интенсивности света. Длина волны λ есть расстояние между двумя последовательными максимумами или минимумами. В настоящее время установлено, что весь диапазон видимого и невидимого света простирается как в область очень коротких длин волн, так и в область очень длинных радиоволн – в несколько километров – это так называемая шкала электромагнитных волн (Слайд 2 ). Свет коротких волн создаёт ощущение фиолетового цвета, более длинные волны кажутся красными. Глаз чувствителен к очень небольшому диапазону длин волн – от 4 · 10^-7м фиолетовой области до 7 · 10^-7м в красной области. Самыми ощутимыми для глаза являются желто-зеленые лучи (Слайд 3).

До 1609 года изучение небесных тел проводилось невооружённым глазом. В 1609 году Г.Галилей впервые применил оптический телескоп для исследования небесных тел и сделал ряд открытий: (Слайд 4). Но первые телескопы Галилея были далеки от совершенства: первая труба телескопа давала всего лишь трёхкратное увеличение (Слайд 5). После усовершенствования телескопа Галилей имел трубу с 30-кратным увеличением.

Задача телескопа – "уловить" слабый световой поток от звёзд (Слайд 6–7). Чтобы уловить свет далёких звёзд, необходимо было увеличить площадь зрачка – в этом заключалась первоначальная задача телескопа. Поэтому телескоп можно охарактеризовать такой величиной, как "входное отверстие" для света звёзд – объектив, характеристикой которого является диаметр (D). Объектив – та часть телескопа, которая "смотрит" на объект. Ту часть телескопа, к которой прикладывается глаз наблюдателя, называют окуляром (от слова "око"). Объектив строит изображение объекта (Луны, планет) или участков звёздного неба в фокальной плоскости. Окуляр, выполняющий роль лупы, позволяет приблизиться к изображению этого объекта и рассматривать его под большим углом, чем сам объект. Следующее важное свойство телескопа – увеличить угол, под которым мы наблюдаем небесное тело. Увеличение (n^x) телескопа зависит от фокусного расстояния объектива (F) и фокусного расстояния используемого окуляра(f): ð n^x = F/f. Или его можно определить как отношение угловых расстояний: ð n^x = ρ /β, где ρ – угловое расстояние, на котором находятся, например, две звезды, рассматриваемые в телескоп и β – то же самое расстояние между звёздами при наблюдении невооружённым глазом.

В настоящее время на вооружении астрономов имеются оптические телескопы с диаметром объектива более 10 м (Слайды 8–10) и разрабатываются проекты более крупных телескопов (Слайд 11). Земная атмосфера очень сильно поглощает излучение, поэтому вынос телескопа за пределы атмосферы (Слайды 12) позволил расширить возможности оптических телескопов. Создание космических телескопов стало возможным только после 1957 г.

Инфракрасное излучение и радиоволны небесных тел.

В 1800 году первооткрыватель планеты Уран и признанный отец звездной астрономии сэр Уильям Гершель заметил, что солнечный свет, пройдя через цветной фильтр, меняет свою нагревающую способность. Он разложил солнечные лучи в спектр с помощью стеклянной призмы и поместил в каждую цветовую зону одинаковые термометры (Слайд 13). Столбик термометра, освещенного красными лучами, поднялся выше остальных, а самым низким оказалось показание термометра, освещенного фиолетовым светом. Для контроля Гершель поставил градусники и по обе стороны границ видимого светового поля. К его изумлению, максимально нагрелся термометр в темной зоне вблизи красного участка. Гершель понял, что обнаружил невидимые глазу лучи, и вскоре установил, что они отражаются и преломляются подобно видимому свету. Он назвал это излучение калорифическим, то есть тепловым; позднее его переименовали в инфракрасное (infra по латыни означает “ниже”). Инфракрасные лучи испускает любое нагретое тело, даже если оно не светится для глаза. Человек, например, излучает электромагнитные волны λ = 9Ÿ 10^-6 м.

Диапазон инфракрасных волн заключен между 7 000 Å и 5 000 000 Å. 5 000 000 Å – это уже полмиллиметра.

Итак, диапазон тепловых лучей гораздо шире, чем видимый спектр. Земная атмосфера пропускает небольшую часть инфракрасного излучения. Наблюдения в ИК-лучах можно выполнять при помощи наземных телескопов, установленных высоко в горах, со стратостатов и даже с высотных самолётов. С развитием космической техники телескопы стали размещать на спутниках.

Началом инфракрасной астрономии считается первый обзор неба, проведенный в ИК-диапазоне международной космической обсерваторией “IRAS” (InfraRed Astronomical Survey). Обсерватория вышла на околоземную орбиту в 1983 г. и проработал на орбите год (Земля и Вселенная, 1994, № 1). За это время учёным удалось многое узнать об инфракрасной Вселенной и о Солнечной системе, частности, были открыты шесть новых комет и пылевой диск вокруг Веги. Существенно большими возможностями обладала запущенная в 1989 г. на околоземную орбиту американская космическая обсерватория “COBE” (Cоsmic Background Explorer) (Слайд 14). С ее помощью удалось, получить четкое ИК-изображение всего Млечного Пути (Слайд 15–16) и построить модель галактического диска, измерив, в частности, расстояние от плоскости Галактики до Солнца (около 40 св. лет).

Еще большую длину имеют радиоволны. Это – длинноволновый конец электромагнитного спектра (Слайд 17). Радиоволны, как и видимый свет, представляют собой электромагнитные колебания, но длина волны у них неизмеримо больше, чем у световых волн. Радиоастрономы обычно работают в диапазоне длин волн от нескольких миллиметров до 15–20 м. Радиоволны в значительной степени проходят сквозь земную атмосферу, и лишь некоторые из них, которые называют короткими, отражаются от ионизованного слоя земной атмосферы. Многие объекты Вселенной, включая Солнце, планеты, туманности, галактики, и в особенности такие необычные объекты, как, например, пульсары и квазары, излучают радиоволны. Но от изобретения радио до открытия космического радиоизлучения прошло несколько десятилетий. Причина в том, что радиоизлучение космических объектов исключительно слабое, поэтому для его исследования необходимы очень чувствительные приборы и огромные приёмные антенны (Слайд18 ).

Впервые космическое радиоизлучение обнаружил в 1931 г. американский инженер Карл Янский. Поэтому для выражения спектральной плотности потока излучения в радиоастрономии применяется внесистемная единица Янский, 1 Ян = 10^-26 Вт/(м² • Гц). В 1933 г. Янский установил, что это радиоизлучение исходит от Млечного Пути. На это открытие обратил внимание американский радиоинженер Гроут Рёбер. Рёбер составил первую радиокарту неба и обнаружил, что излучает весь Млечный Путь, но наиболее сильно – его центральная часть. Радиоизлучение Солнца в сантиметровом диапазоне было открыто в 1942–1943 годах. Однако планомерное развитие радиоастрономии началось после Второй Мировой войны. Открытие небесных источников радиоизлучения привело к тому, что в конце 40 – начале 50-х годах началось строительство и установка в астрономических обсерваториях радиотелескопов для приема радиоизлучения небесных объектов.

Радиотелескопы состоят из антенны и чувствительного радиоприемника с усилителем Доходящее до Земли радиоизлучение подавляющего большинства небесных тел настолько мало, что для его приема необходимы антенны с полезной площадью в тысячи и десятки тысяч квадратных метров (Слайд 19).

Разрешающая способность, или, разрешение телескопа – это его способность разделить сигналы от двух близких по направлению источников. Минимальный угол (в радианах) между такими источниками определяется отношением длины волны излучения к диаметру телескопа: Р = λ/D. Если антенна диаметром 300 м используется для наблюдения на волне длиной 1 м, то ее разрешение составляет около 1/300 радиана или 11 угловых минут. Это заметно хуже, чем у глаза (около 1 угловой минуты) и намного хуже, чем у крупных оптических телескопов (менее 1 угловой секунды). Для увеличения разрешающей способности стремятся использовать антенны большого диаметра на короткой длине волны. Чтобы существенно увеличить угловое разрешение, радиоастрономы используют интерферометры. Простой радиоинтерферометр состоит из двух радиотелескопов, удаленных на некоторое расстояние. Разрешающая сила такой системы определяется уже не диаметром антенны каждого телескопа, а расстоянием между ними, которое называется базой радиоинтерферометра.

Часто для ее улучшения один объект наблюдают синхронно целой системой радиотелескопов, содержащей несколько десятков антенн, разнесенных иногда на тысячи километров (Слайд 20–22). Некоторые известные радиотелескопы являются также радиолокаторами, например 305-метровый телескоп в Аресибо (Слайд 18). Другие радиотелескопы используют как радары, посылая мощный сигнал и принимая отраженный от объекта импульс. Это позволяет точно определять расстояние до планет и астероидов, измерять их скорость и даже строить карту поверхности.

Радиоастрономические исследования позволяют: а) изучать космические объекты, исследование которых другими методами дает весьма ограниченные сведенья об их физической природе; б) проводить ряд наблюдений днем и в плохую погоду, а также ориентироваться по радиоисточникам; в) радиолокационными методами можно уточнить расстояния до Луны, планет и Солнца, а также исследовать метеоры.

Радиотелескопы бывают ультрафиолетовые, рентгеновские, инфракрасные, гамма телескопы. С соответствующими приемниками их могут запускать на орбитальные станции за пределы земной атмосферы. Они улавливают излучение и передают данные для обработки на Землю. Данные обрабатываются электронно-вычислительными машинами, которые могут выводить результаты на видеоэкран, хранить и строить изображения в условных цветах
Астрономы считают, что в течение последней четверти века радиоастрономия дала для познания Вселенной не меньше, чем классическая астрономия за все предыдущие столетия. В этом диапазоне было обнаружено доказательство расширения Вселенной по обнаружению реликтового излучения.

Внеатмосферная астрономия.

Огромный объём информации о космосе целиком остаётся за пределами земной атмосферы. Большая часть инфракрасного и ультрафиолетового диапазона, а также рентгеновские и гамма-лучи космического происхождения недоступны для наблюдений с поверхности Земли. Для того чтобы изучать Вселенную в этих лучах, необходимо вынести наблюдательные приборы в космос. Наблюдения астрономических объектов с помощью приборов, поднятых за пределы земной атмосферы на борту геофизических ракет или искусственных спутников, называют внеатмосферными наблюдениями.

Излучение, длина волны которого короче видимых лучей фиолетового цвета, называют ультрафиолетовым. Ультрафиолетом считают электромагнитные волны с длиной волны от 100 Å до 7 000 Å. Это излучение вредно для живых организмов, но оно не проходит сквозь атмосферу Земли. Озоновый слой активно поглощает небезопасные лучи. Диапазон ультрафиолетового излучения находится на электромагнитном спектре излучений на частотах между видимым светом и диапазоном рентгеновских и гамма-лучей. Человеческий глаз не видит ультрафиолетовое излучение, т.к. роговая оболочка глаза и глазная линза поглощают ультрафиолет. Источником ультрафиолетового излучения в галактиках являются газовые облака, внутри которых находятся недавно родившиеся массивные звезды, излучающие преимущественно в ультрафиолетовой области спектра. Ультрафиолетовые фотографии небесных объектов делаются в космосе при помощи специальных телескопов. Примером такого телескопа является 50-сантиметровое зеркало космического телескопа “Галекс” (Слайд 23), созданного для сканирования неба в поисках источников ультрафиолетового излучения. Миссия “Галекс” имеет две основные цели: изучение образования и жизни звезд во Вселенной и изучение галактик в ультрафиолетовом диапазоне. Для изучения белых карликов, имеющих температуру поверхности порядка 100 000 К, требуются наблюдения в ультрафиолетовом и мягком рентгеновском диапазонах.

За один раз “Галекс” охватывает область неба диаметром 1,2 градуса. Это – два угловых диаметра полной Луны (Слайд 24). Осмотр тысяч соседних галактик чувствительными ультрафиолетовыми “глазами” телескопа позволил определить три десятка галактик, которые сильно светятся в ультрафиолете (Слайд 25), и имеют большое сходство с юными галактиками, образованными всего несколько миллиардов лет тому назад. Это значит, что образование галактик продолжается и теперь. Это сенсационное открытие заставит заново пересмотреть все модели эволюции Вселенной.

В конце XIX в. немецкий физик Вильгельм Рентген открыл невидимые лучи, названные в его честь рентгеновскими. Длины волн лучей Рентгена заключены между 0,1 Å и 100 Å. Но рентгеновские лучи вредны живым организмам. Они обладают большой проникающей способностью и атмосфера Земли им не помеха. Защищает Землю магнитосфера. Она задерживает многие опасные излучения космоса. В астрономии рентгеновские лучи чаще всего вспоминаются в разговорах о черных дырах, нейтронных звездах и пульсарах. При аккреции вещества вблизи магнитных полюсов релятивистской звезды выделяется огромная энергия, которая и излучается в рентгеновском диапазоне. Мощные вспышки на Солнце также являются источниками рентгеновского излучения (Слайды 26–27). Видимая поверхность Солнца разогрета примерно до 6 тысяч градусов, что соответствует видимому диапазону излучения. Однако корона, окружающая Солнце, разогрета до температуры более миллиона градусов и потому светится в рентгеновском диапазоне спектра.

Рентгеновский телескоп “Чандра” (Chandra X-ray Observatory) вышел в космос в 1999 года. Он должен был наблюдать рентгеновские лучи, исходящие из областей, где есть очень высокая энергия, например, в областях звездных взрывов (Слайд 28). Несмотря на то, что сейчас в космос запущено более десятков аппаратов, ведущих наблюдения в рентгеновском диапазоне (включая телескоп Ньютон Европейского космического агентства), Чандра остается крупнейшим и наиболее эффективным.

Для сравнения потока рентгеновского излучения от космических источников также применяется еще одна внесистемная единица – Краб. Это поток излучения в заданном спектральном интервале от одного конкретного источника – Крабовидной туманности, или Краба (Слайд 29). Такой выбор определяется относительной стабильностью этого источника, поскольку, в отличие от подавляющего большинства остальных рентгеновских источников, пульсар в Крабе не входит в двойную систему и у него отсутствуют эффекты, связанные с орбитальным движением, а поэтому отсутствует и выраженная переменность. Кроме того, Краб является одним из ярчайших рентгеновских источников на небе. По этим причинам Краб служит естественным калибровочным источников для приборов, работающих в космосе. Поскольку спектры рентгеновских источников могут существенно отличаться от спектра Краба, то сравнение потоков, выраженных в Крабах, имеет смысл только в том случае, если эти потоки были измерены в одном и том же спектральном диапазоне, например, сравниваются данные одного и того же прибора по разным источникам.

Принципиального различия между отдельными излучениями нет. Все они представляют собой электромагнитные волны, порождаемые заряженными частицами. Гамма излучение было открыто французским ученым Полем Вилларом в 1900 году. Изучая излучение радия в сильном магнитном поле, Виллар обнаружил коротковолновое электромагнитное излучение, не отклоняющееся, как и свет, магнитным полем. Оно было названо гамма – излучением.

Аппарат, на борту которого находятся несколько инструментов для наблюдений в гамма-диапазоне, назван в честь итальянско-американского физика Энрико Ферми, и официально теперь именуется как Космический гамма-телескоп имени Ферми (Слайд 30). В настоящее время наиболее чувствительными приемниками света являются приборы с зарядовой связью (ПЗС – матрицы), позволяющие регистрировать отдельные кванты света (Слайд 33). Они представляют собой сложную систему полупроводников, в которых используется внутренний фотоэффект.

Вывод. Ещё недавно внеатмосферная астрономия была уделом мечтателей. Теперь она превратилась в развивающуюся отрасль науки. Результаты, полученные на космических телескопах, без малейшего преувеличения перевернули многие наши представления о Вселенной. При помощи современных телескопов астрономы наблюдают объекты, находящиеся на расстоянии около 15 млрд. световых лет, т.е. масштабы мира ”выросли” в 5 – 10¹⁵ раз. Космические аппараты позволяют проводить исследования во всех диапазонах длин волн электромагнитного излучения (радио, инфракрасный, оптический, ультрафиолетовый, рентгеновский и γ – лучах) – (Слайд34–35). Поэтому современную астрономию называют всеволновой наукой.

Закрепление изученного материала проводилось в форме самостоятельной и практической работ: решение задач по определению характеристик телескопов и тестирования.

Тест для закрепления.

1. Как собирается информация на современных телескопах?
А) Глазом; Б) Фотоплёнкой; В) ПЗС – матрицей; Г) Плёнкой.

2. Какое из перечисленных электромагнитных излучений имеет наибольшую длину волны?
А) Инфракрасное; Б) Видимое; В) Ультрафиолетовое; Г) Рентгеновское.

3. Термин “всеволновая астрономия” означает:
А) прозрачность земной атмосферы для всех волн электромагнитного излучения, приходящего из космоса;
Б) изучение небесных объектов во всем диапазоне шкалы электромагнитного спектра;
В) изучение невидимых диапазонов электромагнитного спектра у небесных светил.

4. Внесистемная единица, используемая для выражения плотности потока излучения в радиоастрономии:
А) Электрон-вольт; Б) Джоуль; В) 1 Ян.

5. Инфракрасное излучение впервые открыл:
А) Э.Хаббл; Б) Г. Галилей; В) В. Гершель; Г) А. Пензиас.

6. Какой вид электромагнитных волн имеет наименьшую частоту?
А) Рентгеновские; Б) Ультрафиолетовые; В) Инфракрасные; Г) Радиоволны.

7. Внесистемная единица, используемая для выражения плотности рентгеновского излучения от космических источников
А) Кило-ЭлектронВольт; Б) Джоуль; В) 1 Краб.

8. Какова разрешающая способность глаза?
А) 1 угловая секунда; Б) 1 угловая минута; В) 10 угловых минут; Д) 1 градус.

9. Чтобы уменьшить разрешающую силу телескопа, нужно:
А) Увеличить фокусное расстояние окуляра;
Б) Увеличить фокусное расстояние объектива; В) Увеличить диаметр объектива;
Д) Увеличить фокусное расстояние окуляра и диаметр объектива.

10. Исключите одно открытие, которое не было сделано Галилеем:
А) Горы на Луне; Б) Фазы Венеры; В) Атмосфера Венеры; Д) Спутники у Юпитера.

11. Преимуществом космических телескопов перед наземными является то, что…
А) у них меньше Масса;
Б) им не требуются источники энергии;
В) на них не влияют колебания атмосферы; Г) они не страдают от свечения атмосферы.

12. Солнце излучает большую часть электромагнитной энергии в…
А) радио – и ИК-диапазонах;
Б) ИК – и видимом диапазонах;
В) видимом и УФ-диапазонах;
Г) УФ– и рентгеновском диапазонах.

13. Электромагнитное излучение с длиной волны 550 нм в вакууме воспринимается как…
А)радиоволны; Б)инфракрасное излучение; В) видимый свет; Г)ультрафиолетовое излучение.

14. Использование ПЗС на телескопе позволяет увеличить…
А) фокусное расстояние; Б) увеличение; В) контраст изображения; Г) спектральный выход.

15. Некоторые радиоволны не достигают земной поверхности из-за…
А) солнечного ветра; Б) атмосферных явлений; В) недостатка разрешения; Г) ионосферы.

Ответы: 1В, 2А, 3Б, 4В, 5В, 6Г, 7В, 8Б, 9В, 10В, 11Г, 12Б, 13В, 14В, 15Г.

Информативные источники.

1. Космос: Загадочный мир Вселенной. – М.: АСТ, 2004.
2. Гибилиско С. Астрономия без тайн. – М.– Эксмо, 2008.
3. В.Г. Нагнибеда – Радиотелескопы: настоящее и будущее – лекция. – СПбГУ, 2010.
4. Саган К. Космос. – М.: 2004.
5. Интернет: http://astro.websib.
6. Сайт: ru www.galex.caltech.edu .