Из измерений расстояний между рядами а и б и между изображениями звезды, и по отметкам времени, которые автоматически впечатываются на эту же пластинку, вычисляется время кульминации звезды и ее зенитное расстояние в этот момент. По этим данным, зная склонение и прямое восхождение звезды, определяют географическую широту места наблюдения и точное время.
§ 101. Задачи и основные разделы астрофизики
Цель астрофизики - изучение физической природы и эволюции отдельных космических объектов, включая и всю Вселенную. Таким образом, астрофизика решает наиболее общие задачи астрономии в целом. За последние десятилетия она стала ведущим разделом астрономии. Это не означает, что роль таких “классических” разделов как небесная механика, астрометрия и т.п. - уменьшилась. Наоборот, количество и значимость работ в традиционных областях астрономии в настоящее время также растет, но в астрофизике этот рост происходит быстрее. В целом астрономия развивается гармонически как единая наука, и направление исследований в различных ее разделах учитывает взаимные их интересы, в том числе и астрофизики. Так, например, развитие космических исследований частично способствовало возникновению нового раздела небесной механики - астродинамики. Построение космологических моделей Вселенной предъявляет особые требования к “классическим” задачам астрометрии и т.д. Как известно, за свою многовековую историю астрономия претерпела несколько революций, полностью изменивших ее характер. Одним из результатов этого процесса явилось возникновение и бурное развитие астрофизики. Особенно этому способствовало применение телескопа с начала XVII в., открытие спектрального анализа и изобретение фотографии в XIX в., возникновение фотоэлектрии, радиоастрономии и внеатмосферных методов исследования в XX в. Все это необычайно расширило возможности наблюдательной, или практической астрофизики, и привело к тому, что в середине XX в. астрономия стала всеволновой, т.е. получила возможность извлекать информацию практически из любого диапазона спектра электромагнитного излучения. Параллельно с развитием методов практической астрофизики, благодаря прогрессу в физике и особенно созданию теории излучения и строения атома, развилась теоретическая астрофизика. Ее цель - интерпретация результатов наблюдений, постановка новых задач исследований, а также обоснование методов практической астрофизики. Оба основные раздела астрофизики в свою очередь подразделяются на более частные. Разделение теоретической астрофизики, как правило, производится по объектам исследования: физика звезд, Солнца, планет, туманностей, космических лучей, космология и т.д. Разделы практической астрофизики обычно отражают те или иные применяемые методы: астрофотометрия, астроспектроскопия, астрофотография, колориметрия и т.д. Разделы астрофизики, основанные на применении принципиально новых методов, составившие эпоху в астрономии, и, как правило, включающие соответствующие разделы теоретической астрофизики, получили такие названия, как радиоастрономия, баллонная астрономия, внеатмосферная астрономия (космические исследования), рентгеновская астрономия, гамма-астрономия, нейтринная астрономия. Прежде чем перейти к описанию результатов астрофизических исследований, необходимо усвоить ряд основных определений и понятий. Этому и посвящена настоящая глава.
§ 102. Электромагнитное излучение, исследуемое в астрофизике
Как известно, видимый свет является частным видом электромагнитного излучения, которое испускается не непрерывно, а отдельными порциями (квантами), характеризующимися величиной своей энергии. Совокупность всех видов излучения называется спектром электромагнитного излучения. За единицу измерения энергии квантов обычно принимают электрон-вольт (эв). Это энергия, которую приобретает свободный электрон (т.е. электрический заряд е = 4,8×10-10 СГСЭ), ускоренный электрическим полем с разностью потенциалов в 1 вольт (в) = СГСЭ. Поэтому
Кванты видимого света обладают энергиями в 2-3 эв и занимают лишь небольшую область электромагнитного спектра, исследуемого в астрофизике, который простирается от значений энергии порядка Мэв (мега-, т.е. миллион электрон-вольт) для гамма-лучей до одной миллионной электрон-вольта (10-6 эв) для метровых радиоволн. Между этими крайними видами электромагнитного излучения последовательно располагаются рентгеновские, ультрафиолетовые, визуальные (видимые) и инфракрасные лучи (табл. 1). Электромагнитное излучение обладает волновыми свойствами, проявляющимися в таких явлениях, как интерференция и дифракция. Поэтому, как и всякое колебание, его можно характеризовать длиной волны l и частотой n , произведение которых равно скорости распространения колебаний:
c = l n .(7.1)
У всех электромагнитных волн скорость распространения в вакууме одинакова и составляет 299 792 км/сек, или приближенно, с = 3,00 ×1010 см/сек. Энергия квантов в пропорциональна частоте n электромагнитных колебаний (т.е. обратно пропорциональна длине волны l ) . Коэффициентом пропорциональности является постоянная Планка h = 6,625 × 10 -27 эрг×сек, так что
(7.2)
Кванту с энергией в 1 эв соответствует длина волны l1 = 12 400 Å = 1,24 мк и частота n1 = 2,42 × 1014 гц . Области видимых лучей соответствует интервал длин волн примерно от 3900 Å (фиолетовая граница видимого спектра) до 7600 Å (красная граница). Между ними располагаются все цвета видимого спектра: фиолетовый (3900-4500 Å), синий (4500-4800 Å), голубой (4800-5100 Å), зеленый (5100-5700 Å), желтый (5700-850 Å), оранжевый (5850-6200 Å) и красный (6200-7600 Å). Указанные границы условны, и в действительности цвета излучения плавно переходят друг в друга. Излучение в видимой области спектра играет особенно большую роль в астрономии, так как оно сравнительно хорошо пропускается земной атмосферой. В остальных участках спектра поглощение сказывается значительно сильнее, так что космическое излучение проникает только до некоторого уровня земной атмосферы, изображенного на рис. 84. Сильнее всего атмосфера поглощает коротковолновую область спектра, где находятся ультрафиолетовые, рентгеновские и гамма-лучи. Все они, кроме близкого ультрафиолета (3100-3900 Å), доступны наблюдениям только с ракет и искусственных спутников, оснащенных специальной аппаратурой. В сторону длинных волн от видимой области спектра расположены инфракрасные лучи и радиоволны. Большая часть инфракрасных лучей, начиная примерно с длины волны в 1 микрон (мк), поглощается молекулами воздуха, главным образом молекулами водяных паров и углекислого газа. Наблюдениям с Земли доступно излучение только в некоторых, сравнительно узких “окнах” видимости между полосами молекулярного поглощения. Остальные участки спектра становятся доступными наблюдениям со сравнительно небольших высот и могут изучаться с аэростатов и шаров-зондов или (частично) на некоторых высокогорных обсерваториях.
Земная атмосфера прозрачна для радиоволн в диапазоне примерно от 1 см до 20 м. Волны короче 1 см, за исключением узких областей около 1 мм, 4,5 мм и 8 мм, полностью поглощаются нижними слоями земной атмосферы, а волны длиннее нескольких десятков метров отражаются и поглощаются самыми верхними ее слоями ионосферой.
§ 103. Понятие об астрофотометрии
Количество световой энергии, излучаемой телом, является одной из существенных его характеристик. Имеется два основных способа измерения этой величины: либо непосредственное определение количества световой энергии, дошедшей от данного тела до измерительного прибора, либо сравнение излучения исследуемого объекта с излучением какого-нибудь другого, излучательная способность которого известна. Источники света даже одинаковой мощности могут сильно различаться по спектральному составу своего излучения. Так, например, Солнце больше всего излучает желто-зеленые лучи, в то время как некоторые звезды испускают преимущественно голубые и синие лучи. С другой стороны, имеются объекты (например, так называемые радиогалактики), которые в диапазоне радиоволн излучают в несколько раз сильнее, чем во всех остальных областях спектра. Отсюда видно, что сравнивать излучение двух объектов имеет смысл только в одной и той же спектральной области. Светочувствительный прибор (приемник излучения), как правило, неодинаково реагирует на лучи различных длин волн. Поэтому результаты измерения количества света зависят от того, к каким лучам чувствительнее всего данный прибор, т.е. от его спектральной чувствительности. Обычно можно указать длины волн, ограничивающие интервал спектра, на который реагирует данный прибор (область спектральной чувствительности). Ширина этого интервала называется полосой пропускания данного приемника. Мощность световой энергии обычно характеризуют потоком излучения (световым потоком), являющимся основным понятием фотометрии. Потоком излучения называется количество лучистой энергии, проходящей за единицу времени через данную площадку (например, входное отверстие телескопа). Световой поток, падающий на площадку в 1 см2 некоторой поверхности, называют освещенностью этой поверхности. Если световой поток F равномерно освещает площадь S, то освещенность