Главная В избранное Контакты News О проекте Планы сайта Карта
счетчик сайта
Размер шрифта:

Кратко:

КАТАСТРОФЫ ВО ВСЕЛЕННОЙ

С помощью астрономического спутника IRAS ученые смогли по-новому увидеть Вселенную. Впервые было измерено космическое излучение в инфракрасном диапазоне длин волн, и наблюдателям открылись далекие галактики, невидимые в других диапазонах.

Здесь приведены оптические изображения 4 самых ярких инфракрасных галактик, зарегистрированных во время полета IRAS. Существует гипотеза, что галактики, обладающие мощным инфракрасным излучением, образуются в результате столкновения и последующего слияния богатых газом галактик. Такие столкновения приводят в дальнейшем к образованию квазаров — квазизвездных источников излучения, обладающих огромной светимостью.

Слияние галактик (наблюдение в ИК-диапазоне)

Вверху изображена галактика в процессе слияния. У неё ещё 2 ядра, но расстояние между ними уже значительно меньше размеров самой галактики.

квазар — Маркарян 273

На рисунке: квазар — Маркарян 273 — имеет длинный хвост, скорее всего, результат столкновения крупной спиральной галактики с более мелкой.

 

    

дополнительная подготовка

    

 

ГАЛАКТИКИ

Взгляд на инфракрасную Вселенную.

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 2,6Х10-5 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.

>>>Читайте дальше: Взгляд на инфракрасную Вселенную.

Галактики Классификация Галактик. Спиральные ГалактикиСпиральные Галактики с перемычкой. Линзообразные и эллиптические ГалактикиНеправильные и взаимодействующие ГалактикиЭволюция ГалактикМлечный ПутьВзгляд на Галактику сквозь толщу пыли и газа [1 2 3 4]Взгляд на инфракрасную Вселенную [1 2]

 
 
Главная В закладки Контакты Новости О проекте Планы сайта

open
© KV


 


 

Свет галактики представляет собой совокупное излучение миллиардов составляющих её звёзд. Когда свет покидает звезду, некоторые частоты (или цвета) поглощаются атомами в её внешних слоях. Образующиеся спектральные линии позволяют сделать вывод, что звёзды в миллионах световых лет от нас состоят из тех же химических элементов, что наше Солнце и соседние звёзды.

Закрыть урок