Муниципальное образовательное учреждение
средняя общеобразовательная школа №11
РЕФЕРАТ
по астрофизике
на тему:
«Физические методы исследования
в астрономии»
Выполнил:
ученик 10Б класса
Лобышев Д. С.
учитель:
Михайлова Л.В.
Глава 1. Гамма - и рентгеновская астрономия.
1.1. Новые методы исследования Вселенной.
Астрономия в наши дни бурно развивается. Однако сам по себе этот факт отнюдь не служит отличительной особенностью именно середины XX в. По сути дела, быстрый прогресс астрономии начался с той знаменательной ночи 7 января 1610 г., когда Галилей впервые направил свой телескоп в небо.
Галилей изготовлял телескопы (подзорные трубы) своими руками и наблюдения были им начаты с трубой, дававшей лишь 30-кратное увеличение. Чтобы отдать должное величию астрономических исследований Галилея, достаточно напомнить, что он открыл четыре наиболее ярких спутника Юпитера, фазы Венеры, горы на Луне и пятна на Солнце. Дальнейшее развитие астрономии можно охарактеризовать целым рядом достижений, но мы ограничимся указанием на возможность «измерить» успехи астрономии почти за 350 лет (от времени Галилея до середины нашего века) просто диаметром телескопов. Лучшие трубы Галилея имели диаметр лишь немного превосходивший 5 см, их длина равнялась примерно 1 м. Самый большой современный телескоп, вступивший в строй в 1948 г., имеет зеркало диаметром 5 м. Таким образом, угловое разрешение и светосила телескопов возросли соответственно примерно в 100 и 10 000 раз.
Но одно оставалось в астрономии неизменным с давних времен, когда наблюдения проводились только невооруженным глазом, до последнего времени — все наблюдения велись только через «оптическое окно прозрачности» в атмосфере. Как известно, атмосфера пропускает электромагнитные волны с длиной, большей ~3000 Å=0,3 мк и меньшей нескольких десятков микрон. Человеческий глаз чувствителен лишь к еще более узкому участку спектра — от 0,4 до 0,75÷0,8 мк. Из-за этого большая часть наблюдений проводилась в видимом свете, а исследования в близкой ультрафиолетовой и инфракрасной областях, еще возможные с земной поверхности, играли второстепенную роль.
В то же время во Вселенной возникают и несут информацию электромагнитные волны всех диапазонов, с длиной от сотен метров до ничтожных долей ангстрема. Поэтому и без специальных доказательств ясно, что наблюдение Вселенной только через оптическое окно прозрачности чрезвычайно обедняет картину.
В атмосфере помимо оптического окна прозрачности существует «радиоокно». Ему отвечают волны длиной от нескольких миллиметров до десятков метров (для более длинных волн земная атмосфера уже непрозрачна или, во всяком случае, не всегда прозрачна). Меньше чем за 20 лет радиоастрономия колоссально развилась и сама уже делится на ряд направлений: метагалактическую и галактическую радиоастрономию, солнечную радиоастрономию, лунно-планетную и радиолокационную радиоастрономию. Об успехах, достигнутых в каждой из этих областей, написано уже немало статей.
С запуском спутников и космических ракет появилась возможность исследования, так сказать, прямыми методами (примером может служить измерение концентрации электронов в межпланетной среде, осуществленное на ракетах), а также возможность развивать астрономию на спутниках и ракетах. Аппаратура, установленная на спутниках и ракетах, может регистрировать радиоволны, лежащие вне радиоокна прозрачности (т. е. волны короче нескольких миллиметров и длиннее десятков и сотен метров), далекое инфракрасное излучение (длина волны от десятка микрон до радиодиапазона) и все электромагнитные волны короче 0,3 мк, т. е. ультрафиолетовые, рентгеновские и γ-лучи. Наконец, на спутниках и ракетах ведется регистрация первичных космических лучей, в основном протонов и ядер различных элементов с энергией, превосходящей сотни миллионов электронвольт. В первичных космических лучах присутствуют также электроны и позитроны. Космические лучи несут ценную астрономическую информацию.
Итак, действительно, можно утверждать, что оптическая астрономия утратила свое почти монопольное положение, открыты новые окна во Вселенную.
В этой статье мы остановимся несколько подробнее только на двух родственных между собой новых астрономических направлениях — на гамма- и рентгеновской астрономии.
1.2. Гамма-астрономия.
Между гамма (γ)- и рентгеновскими лучами, как известно, не существует никакой резкой границы. Будем поэтому условно называть γ -лучами электромагнитное излучение, которому отвечают кванты (фотоны) с энергией большей 0,1 Мэв=100 000 эв или с длиной волны γ, меньшей 0,1 Å. Существенная разница между гамма- и рентгеновскими лучами состоит в том, что они обычно имеют разное происхождение. Так, рентгеновские лучи испускаются достаточно тяжелыми атомами при переходах электронов между энергетическими уровнями, отвечающими глубоким электронным оболочкам. Кроме того, рентгеновское излучение возникает при торможении достаточно быстрых, но еще не релятивистских электронов. В отличие от этого, γ -лучи испускаются в результате других процессов, которые мы сейчас перечислим.
1. При некоторых переходах между уровнями в атомных ядрах возникают γ -лучи с энергией примерно до 10 Мэв .
2. γ -лучи образуются при аннигиляции пары электрон — позитрон . При этом, если электрон и позитрон имеют малую скорость и аннигилируют в вакууме, обычно возникает только два γ -фотона, причем энергия каждого из них mc2=0,51 Мэв, где m=9,1∙10-28 г — масса электрона.
3. Они возникают также при торможении электронов, скорость которых приближается к скорости света, например, в результате их соударения с протонами или покоящимися электронами. При этом возникает электромагнитное излучение, которому отвечают фотоны с энергией Еλ ≤ Е. Таким образом, на основании принятой нами границы между γ- и рентгеновскими лучами, тормозные γ -лучи образуются электронами с энергией Е, большей 0,1 Мэв.
4. Электроны с достаточно большой энергией генерируют γ -лучи и в результате рассеяния на оптических (световых) фотонах (так называемый комптон-эффект).
В этом последнем процессе быстро движущиеся электроны при столкновении со световыми фотонами передают им часть своей энергии.
В результате энергия рассеянных фотонов оказывается в среднем в (Е/mc2)2 раз больше их энергии до рассеяния. Так, световые фотоны с энергией около 1 эв при рассеянии на релятивистских электронах, имеющих энергию Е >300 mс2=150 Мэв, образуют γ -лучи с энергиями Еγ>0,1 Мэв.
5. При столкновениях космических лучей с ядрами межзвездного газа образуются нейтральные и заряженные π-мезоны. Нейтральные мезоны очень быстро распадаются, порождая два γ -фотона. Энергия этих фотонов зависит от скорости, с которой движется до распада π°-мезон, и от направления вылета, но практически всегда превышает 50 Мэв.
Таким образом, если не говорить о ядерных и аннигиляционных γ-лучах со сравнительно малой энергией, основную роль в генерации γ-излучения играют быстрые частицы и в первую очередь космические лучи, включая их электронную компоненту.
Интенсивность γ -лучей, возникающих в некоторой области Вселенной, очевидно, пропорциональна как интенсивности генерирующих их космических лучей, так и концентрации газа (или световых фотонов в случае процесса 4) в этой области. О характере распределения межзвездного газа некоторые сведения уже получены методами оптической и радиоастрономии.
Что касается распределения космических лучей во Вселенной, то здесь также имеются определенные данные, особенно, когда речь идет о нашей звездной системе — Галактике.
В отличие от космических лучей, γ -лучи распространяются во Вселенной прямолинейно и практически без поглощения. Поэтому их наблюдение в принципе позволяет непосредственно изучать пространственное распределение космических частиц, порождающих эти лучи, а возможно, также и уточнить имеющиеся сведения о плотности межзвездного и межгалактического газа.
Особенно интересны при этом возможности, которые открывает гамма-астрономия для изучения Метагалактики. О космических лучах в Метагалактике, т. е. за пределами Галактики, еще очень мало известно. Но уже первые результаты гамма-астрономии позволили здесь сделать некоторые важные выводы.
Выполненные на американском спутнике «Эксплорер XI» измерения интенсивности γ -лучей с энергией больше 50 Мэв установили верхний предел для их потока из космоса, равный примерно десяти фотонам на 1 м2 в секунду.
Анализ этих данных показывает, что интенсивность электронной компоненты космических лучей в Метагалактике существенно меньше (по крайней мере в 30 раз), чем в Галактике. В противном случае в результате рассеяния электронов на световых фотонах, излучаемых звездами и галактиками, поток γ -лучей был бы выше установленного на опыте верхнего предела.
Малая интенсивность электронной компоненты делает весьма вероятным, что и полная интенсивность космических лучей (включая протоны и более тяжелые ядра) в Метагалактике также мала. Окончательно этот вывод может быть проверен при дальнейшем повышении точности экспериментов по наблюдению космических γ -лучей и, в частности, после оценки интенсивности от упомянутого выше процесса рождения и распада π°-мезонов.
Метагалактическое γ -излучение приходит к нам равномерно со всех сторон. Наоборот, γ-излучение галактического происхождения уже неизотропно. Например, галактические γ -лучи, образующиеся при распаде π°-мезонов, будут в основном приходить от центра Галактики, ибо именно в этом направлении сосредоточено больше всего межзвездного газа .