uabooks.top

1. A csillagászati megfigyelések és a földi teleszkópok. Amint azt már tudjátok, az égitestek és jelenségek tanulmányozásának fó' módszere a csillagászati megfigyelés. Csillagászati megfigyelésnek nevezzük a Világegyetemben végbemenő' folyamatokkal és jelenségekkel kapcsolatos információ célirányos és aktív rögzítését. Empirikus szinten az ilyen megfigyelések a tudás fó' forrásai.

A csillagászok évezredeken keresztül tanulmányozták az égitestek helyzetét a csillagos égen, kölcsönös elmozdulásukat az idó' teltével. A csillagok, bolygók és más égitestek pontos helyzetének meghatározása alapanyagot biztosít a távolságuk és méreteik meghatározásához, valamint mozgástörvényeik tanulmányozásához. A szögmérések eredményeit a gyakorlati asztronómiában, az égi mechanikában alkalmazzák.

A csillagászati megfigyelések végzésére és az eredményeik feldolgozására sok országban különleges tudományos-kísérleti intézményeket, csillagászati obszervatóriumokat hoztak létre.

A csillagászati obszervatórium (gör. áaxpov — csillag, lat. observe — megfigyelek) tudományos-kísérleti intézmény, ahol az égitestekkel kapcsolatos megfigyeléseket végeznek, tanulmányozzák azokat.

Az obszervatóriumok a csillagászat kialakulásakor jöttek létre. Maradványaikat megtalálhatjuk Európában, Ázsiában, Dél-Amerikában. Többek között ilyen maradvány az Angliában található Stonehenge. Az elsó' állami csillagvizsgálót (tehát amelyet az állam finanszírozott) 1671-ben Párizsban alapították.

A modern csillagvizsgálók általában a csillagászat valamely külön ágára szakosodnak, így tehát léteznek asztrometriai, asztrofizikai, napvizsgáló obszervatóriumok stb. Az űrkorszak kezdetével elkezdtek megkülönböztetni földi és világűri obszervatóriumokat, amelyekről a 17. §-ban lesz szó.

Napjainkban világszerte közel 400 csillagvizsgálót számlálnak. Ukrajnában vezető helyet foglal el az Ukrán Nemzeti Tudományos Akadémia Fő Csillagászati Obszervatóriuma (1944), a Harkiv melletti Rádiócsillagászati Intézet a különleges UTR-2 dekaméteres teleszkópjával, a Krími Asztrofizikai Obszervatórium (1950). A kutatások és megfigyelések bizonyos módszereit megőrizték a lembergi (1769), harkivi (1898), kijevi (1845), odesszai (1971) egyetemek csillagvizsgálói.

A csillagvizsgálók sokáig lakott területeken vagy azok közelében épültek. A XIX. században hegycsúcsokon kezdték elhelyezni őket. A világ legnagyobb csillagvizsgálói között a legismertebbek: az ősi vulkanikus hegy, a Mauna Kea csúcsán található csillagvizsgáló (4205 m, Hawaii-szigetek, 1990-ben helyezték üzembe, tudományos rezervátummá minősítették a különleges asztro-klímája miatt; itt néhány 4-méteres teleszkóp van felállítva, valamint a Keck, Gemini és Subaru teleszkópok); az angol csillagvizsgáló La Palma szigetén (2327 m, 1986); az amerikai Las Campanas csillagvizsgáló (2280 m, 1976) Chilében és az európai La Silla csillagászati obszervatórium (2347 m, 1976), ahol a Very Large Telescope (magyarul: nagyon nagy távcső) található.

A csillagászati megfigyelések végzésére és a kapott adatok feldolgozására a modern obszervatóriumokban megfigyelési eszközöket (teleszkópokat, 2.2. és 2.3. ábrák), fényérzékelő berendezéseket, megfigyelési segédeszközöket, elektronikus számítástechnikai készülékeket alkalmaznak.

Az optikai teleszkópokat a megfigyelt objektumok fényének összegyűjtésére, valamint azok képének megalkotására használják. A teleszkóp növeli a látószöget, amely alatt látható az égitest, és sokszorosan több fény gyűjt össze az égitestről, mint amennyit a megfigyelő szabad szemmel képes. Ennek köszönhetően a teleszkóp segítségével a Földről megfigyelhetőek a legközelebbi égitestek felszínének részletei, valamint számos halvány csillag. Változatosságuk ellenére azok a teleszkópok, amelyek az elektromágneses sugárzást érzékelik, két célt szolgálnak: 1) a lehető legtöbb kisugárzott energiát gyűjteni össze a megfigyelt objektumról (az elektromágneses hullámok bizonyos tartományában); 2) megalkotni a lehető legpontosabb képet az objektumról, hogy a továbbiakban elkülöníthető legyen egyes pontjainak a sugárzása, valamint meghatározható legyen a szögtávolságuk.

Optikai sémájuk szerkezeti sajátosságai alapján az alábbi távcsöveket különböztetjük meg: lencsés rendszerek - refraktorok; türkös rendszerek — reflektorok; vegyes tükör-lencsés rendszerek, amelyhez a Bernhard Schmidt-rendszerű (1879-1935), a Dmitrij Makszutov-rendszerű (1896—1964) és egyéb távcsövek tartoznak.

A refraktor-teleszkópot főleg vizuális megfigyelésekhez alkalmazzák (2.4. ábra). Tárgylencsével és szemlencsével (okulár) rendelkezik. A fényképezőgéppel összekötött refraktor-távcsövet asztrográfnak vagy asztronómiai kamerának nevezik. Az asztrográf egy nagy fényképezőgép, amelynek fókuszsíkjában egy fotografikus lemezt tartalmazó kazetta van elhelyezve. A refraktorok tárgy-

lencseátmérőjének méreteit korlátozza a nagyobb homogén optikai üvegtömbök előállításának nehézsége, azok deformációja és a fényelnyelés növekedése. A mi időnkben elkészült legnagyobb átmérőjű refraktor-objektív 102 cm-es (Yerkes Obszervatórium, USA). Az ilyen típusú távcsövek hátránya a nagy hosszúság és a kép torzulása. Az optikai torzulások kiküszöbölésére sok lencsés, világosított optikával rendelkező objektíveket (tárgylencséket) használnak.

A reflektor-teleszkóp tükrös tárgylencsével rendelkezik. A legegyszerűbb reflektorban az objektív egy parabolikus tükör; a képet a gyújtópontjában kapják meg.

A refraktorokhoz képest a modern reflektor-távcsövek sokkal nagyobb objektívvei rendelkeznek. A 2,5 m-es átmérőjű tükörrel felszerelt reflektorok gyújtópontjában néha fülkét állítanak a megfigyelő számára. A tükör méretének növelésével az ilyen teleszkópokban szükségessé válik a tükör tehermentesítésére szolgáló speciális rendszerek használata, amelyek kiküszöbölik a saját súlyuk miatt bekövetkező deformációt, valamint a hő okozta deformáció kiküszöbölésére irányuló intézkedések.

A nagy reflektorok létrehozása (4-6 m átmérőjű) nagy technikai nehézségeket is jelent. Ezért olyan mozaik tükrökből álló szerkezetek felépítésén dolgoznak, amelyeknek egyes elemei pontos beállításokat igényelnek speciális felszerelés vagy szerkezetek segítségével, ami néhány párhuzamos távcsőből áll, amelyek egy pontban keresztezik a képeket.

A nagy és közepes méretű reflektorokban a megfigyelés kényelmének érdekében a fényt még egy (másodlagos) síktükör is visszaveri a cső falára, ahol az okulár (szemlencse) található (2.5. ábra). A reflektorokat általában az ég fényképezésére, foto-elektromos és spektrális megfigyelésekre használják.

A tükör-lencsés teleszkópokban a képet összerakható tárgylencse segítségével kapják, amely tükröt és lencsét is tartalmaz. Ez lehetővé teszi az optikai torzulások jelentős csökkenését a tükrös vagy lencsés rendszerekhez képest.

A Schmidt-rendszerű (Észtország) teleszkópokban a fő gömbtükör okozta optikai torzulást elé helyezett speciális korrekciós lemez segítségével küszöbölik ki. A Makszutov-rendszerű (Ukrajna) teleszkópokban a fő gömbtükör vagy ellipszis alakú tükör okozta torzulásokat a tükör elé helyezett meniszkusz (homo-rú-domború) lencse segítségével javítják (2.6. ábra).

A meniszkusz egy olyan lencse, amelynek a felületi görbületi sugarai csak kissé térnek el egymástól. Az ilyen lencse alig hat a sugarak általános menetére, de láthatóan javít az optikai kép hibáin.

A teleszkóp fő optikai paraméterei a nagyítás, felbontóképesség és a behatoló erő.

A látószög, amely alatt az optikai műszer által alkotott kép látható, és az objektum szabad szemmel történő megfigyelésekor mért szögnagyság arányát az optikai rendszer nagyításának (G) nevezzük. A teleszkóp nagyítását az alábbi képlet segítségével határozhatjuk meg:

ahol F_ob és F_ok — az objektív és az okulár gyújtótávolsága.

Jelentősebb nagyítás elérése érdekében a teleszkópban található objektívnek bifokálisnak kell lennie (néhány méteres fókusztávolsággal), az okulár pedig rövid fókusztávolságú (néhány cm-től 6 mm-ig). A Föld légkörének nyugtalansága következtében a kapott kép sziporkázik és eltorzul, részletei elmosódnak. Ezért a nagy teleszkópokon is ritkán állítanak be 500-nál nagyobb nagyítási mértéket.

Az optikai teleszkóp цг felbontása alatt azt a két csillag közötti legkisebb szög-távolságot értik, amelyeket a teleszkópban külön (felbontva) lehet megfigyelni. Elméletileg a vizuális teleszkóp felbontását (ívmásodpercekben) a sárgászöld sugarak esetében - amelyekre az emberi szem a legérzékenyebb - az alábbi képlet segítségével lehet meghatározni:

ahol D - a teleszkóp tárgylencséjének átmérője milliméterben. A gyakorlatban a légtömegek folyamatos mozgása miatt a teleszkópok felbontási képessége csökken. Ennek következtében a földi teleszkópok közel l"-es felbontási képességet biztosítanak, és csak néha, kedvező légköri körülmények között sikerül tizedmásodperces felbontást elérni.

A teleszkópoknak ugyancsak fontos jellemzője a behatoló erő (m), amely az adott teleszkóppal, ideális légköri körülmények között megfigyelhető látszólagos fényesség (magnitúdó) határértékében nyilvánul meg. A D (mm) átmérőjű tárgylencsével rendelkező teleszkóp m behatoló ereje, vizuális megfigyelés esetén (magnitúdóban kifejezve), a következő képlet alapján határozható meg: m = 2,0 + 51gD.

1995 óta két egyforma 10 méteres teleszkóp üzemel a Mauna Kea csillagvizsgálóban: Keck I és Keck II. A teleszkóp minden egyes tükre 36 szegmensből áll. A teleszkópok alkotta kép minőségéért az ún. adaptív optika felelős, amely a tükör minden egyes szegmensét irányítja. Felbontási képességét tekintve az ilyen teleszkóp megközelíti az űrteleszkópot. Az obszervatórium a Csendes-óceán fölött 4205 m-rel található, a Hawaii-szigeteken.

Jelentős potenciállal rendelkezik a VLT (angolul Very Large Telescope - igen nagy teleszkóp), amely az európai országokhoz tartozik. Chile északi részén, a Pa-ranal-hegyen (magassága 2635 m) van felállítva (2.7. ábra).

A VLT négy teleszkópból áll, amelyek mindegyike 8,2 m átmérőjű. A szélső teleszkópok közötti távolság 200 m, ami lehetővé teszi, hogy az egész komplexum optikai interferométer módban működjön. Ez azt jelenti, hogyha a teleszkópok ugyanarra a csillagra vannak irányítva, akkor az általuk összegyűjtött sugárzás összeadódik, az együttesen működő teleszkópok felbontási képessége pedig egy 200 m átmérőjű tükör használatával egyenértékű.

Világszerte közel húsz olyan teleszkóp van, amely 6 m-nél nagyobb tükörrel rendelkezik.

A rádióhullámok űrbéli forrásainak tanulmányozásával a rádiócsillagászat foglalkozik. 1931-ben vette kezdetét, amikor véletlenül a Tejút felól észleltek rádióhullámokat. 15 évvel később a Hattyú csillagképben felfedezték az első rádióhullám-pontforrást, egy gyenge galaxist, amelyet később sikerült optikai tartományban is megfigyelni.

A legtöbb égitesttől származó sugárzás, amely eléri a Földet, nagyon gyenge. Az űrbéli rádióhullámok kimutatására és észlelésére rádióteleszkópokat használnak.

A rádióteleszkópok antennából és érzékeny vevőrendszerből állnak. A vevőrendszer vagy radiométer felerősíti az antenna által fogott rádióhullámokat és a továbbiakban könnyen feldolgozható formába alakítja át. Az antenna fő feladata, hogy a lehető legtöbb energiát gyűjtse össze az objektumról érkező rádióhullámokból. Antenna gyanánt egységes fém vagy paraboloid alakú rácsszerű tükröt használnak. A rádióteleszkóp antennája nagyfokú irányítottságával eltér a rádiókommunikációs antennától, azaz képes az égbolt kis részén szelektálni a rádióhullámokat. A paraboloid gyújtópontjában található az érzékelő, az a készülék, amely összegyűjti a tükör által ráirányított rádiósugárzást. Az érzékelő a vevőkészülékre továbbítja a kapott energiát, ahol a jel felerősödik, megtörténik az észlelése és regisztrációja.

A vevőkészülék bemenetére érkező rádiójel teljesítménye egyenesen arányos az antenna területével. Ezért a nagyobb méretű antenna ugyanazzal a vevőkészülékkel párosítva érzékenyebb, tehát lehetővé teszi a gyenge, alacsony teljesítményű sugárzást kibocsátó források észlelését. A legnagyobb rádióteleszkópok antennái több száz méteresek. Németországban, Bonn közelében található egy nagy rádióteleszkóp, amely 100 m átmérőjű, fém forgó reflektorral rendelkezik. Az Arecibóban (Puerto Rico), egy szunnyadó vulkán kráterében elhelyezett mozdulatlan antenna átmérője 305 m (2.8. ábra). A sugárzás érzékelési irányának megváltoztatása céljából ebben a teleszkópban átrendezik az érzékelőt.

A rádióteleszkópok külön tükrökből is felépülhetnek, amelyek mindegyike egy érzékelőre fókuszálja a felfogott sugárzást. Ha a forrás rádióhullámait egyszerre két vagy több (egymástól bizonyos távolságra helyezett) antenna is fogja, akkor — a jelek összeadása után - a rádióhullámok interferenciája következtében jelentősen megnő a teleszkópok felbontási képessége. Ezt az eszközt rádióinterferométer-nek nevezzük. A különösen hosszú alapú rádióin-terferométerek több ezer kilométer távolságra lévő rádióteleszkópokat kötnek össze. A segítségükkel sikerült 0,000l"-es szögfelbontást elérni.

Ilyen például a VIA (angolul Very Large Array — igen nagy tömb) rádióteleszkóp-interferométer,

Uj-Mexikó, USA (2.9. ábra).

A rádióhullámok szabadon átjutnak a hatalmas csillagközi gáz és porfelhőkön és a Föld légkörén.

Ezért a rádiócsillagászat módszerei nagyon fontosak, például a Tejútrendszer középső részének és más galaxisok tanulmányozásában, mert az optikai hullámok teljesen elnyelődnek.

Harkivban, Ukrajna Nemzeti Tudományos Akadémiájának Rádiócsillagászati Intézetében található a világ legnagyobb dekaméteres teleszkópja, az UTR-2. Csillagászok az UTR-2 segítségével a világon először mutatták ki a csillagközi térben a szén spektrális vonalait (a szerves élet kialakulásának fő „építőelemeit”), katalogizálták a távoli világűr sugárzásának forrásait, kidolgozták a gravitációs lencsék elméletét, amely szerint a fény elhajlik a távoli csillagoktól és galaxisoktól, tanulmányozták a Nap és a Jupiter rádiósugárzásának mechanizmusait.

2. Neutrínó- és gravitációs hullámérzékelők. Mint tudjuk, a csillagok mélyében, ahol a hélium szintézise történik, a reakciókat a protonok neutronná való átalakulása kíséri, ami neutrínók kibocsátásához vezet. A neutrínók könnyen keresztülhatolnak a csillagon, és kijutnak a csillagközi térbe.

A neutrínó kimutatására tett próbálkozásokat 1955-ben az amerikai Raymond Davis (1914-2006) kezdte el. 1967-ben Dél-Dakota államban egy elhagyatott bányában, 1455 m mélyen összeállítottak egy készüléket (vízszintes, közel 14,4 m hosszú és 6 m átmérőjű cilinder alakú tartály), amely 400 000 1 (615 t) szén-tet-rakloridot (C₂C1₄) tartalmazott. Ebben a kémiai vegyületben minden negyedik klóratom ³⁷C1 izotóp. Ezzel a „teleszkóppal” a megfigyelés rendje a következő: minden 100. üzemelési nap után 20 000 1 gáz állapotú héliumot eresztenek át a tartályon, amely képes magával ragadni a tartályban keletkezett argonizotópokat (³⁷Ar). Számítások szerint minden pillanatban több tucat ilyen izotópnak kell lennie. A gázkeveréket (egy-egy argonatomot tartalmazó hélium) 77 K-re hűtött szénszűrőkön eresztik át. A mérések eredménye a következő: a tartályban 2-3 naponta egy ³⁷Ar izotópatom keletkezik.

A neutrínó-„teleszkóp” másik változata a galliumos vagy lítiumos érzékelő. A nehézség abban áll, hogy a megbízható eredmények érdekében az érzékelő több tíz tonna galliumot vagy lítiumot kell hogy tartalmazzon, miközben ezeknek a fémeknek a kitermelése világszerte nagyon alacsony. Galliummal töltött detektorok üzemelnek például az olasz Alpokban a Mont Blanc alatt és az Elbrusz közelében található Andirchi-hegység mélyén (Eszak-Kaukázus).

Léteznek ún. víz alapú neutrínódetektorok, amelyekben közönséges vizet (H₂0) vagy nehézvizet (D₂0) alkalmaznak (benne minden hidrogénatom a protonon kívül egy neutront is tartalmaz). A víz alapú detektorok működési elve a következő. A neutrínó, miközben áthalad a közönséges vízrétegen, gerjeszti a H₂0 molekulákban található elektronokat vagy pedig reakcióba lép a D₂0 molekula neutronjával, miután proton és elektron keletkezik. Az energiafölösleg sugárzás formájában távozik (a fizikából ismert Cserenkov-sugárzás). Ennek a sugárzásnak a detektálása nem csak a neutrínók mennyiségének meghatározását teszi lehetővé, hanem a neutrínó mozgásirányát is; tehát a sugárzás forrásának iránya is meghatározható.

1916-ban kiderült, hogy a természetben a gravitációs mezőnek léteznek olyan gyenge perturbációi, amelyek, mint az elektromágneses hullámok is, szintén ke-resztirányúak és ugyancsak fénysebességgel terjednek. A gravitációs hullám hatására a próbatöltések (azaz próba anyagi részecskék) eloszlása, a hullám energiájának függvényében, periodikusan deformálódik.

Tehát miközben a gravitációs hullám átmegy egy bizonyos tömegeloszláson, a nehézségi erő perturbációinak kialakulásához vezet. Ezért a legegyszerűbb gravitációs hullámdetektor két, rugóval összekötött gömb lehet. Ha a golyók középpontját összekötő tengelyre merőlegesen esik a gravitációs hullám, akkor a golyók közötti távolság felváltva növekedni és csökkenni fog.

Az anyag bármely aszimmetrikus mozgása lehet gravitációs hullámforrás. Ez lehet egy csillag, ha összezsugorodik vagy tágul például a forgástengelye mentén. Gravitációs hullámforrások a kettős csillagok, valamint az a csillag, amely hirtelen összenyomódik (összeomlik), ha csak bizonyos oknál fogva (forgás, mágneses erők) az összeomlás nem gömbszimmetrikus.

Az amerikai Joseph Weber (1919-2000) 1958 óta próbálkozott detektor segítségével gravitációs hullámokat regisztrálni. Ez egy 1,54 m hosszú, 0,6 m átmérőjű és 1,5 t tömegű alumíniumhenger volt, amelyet speciális, vékony fonalra függesztettek egy acél keretben és érzékeny akusztikus szűrőkkel körülvett vákuumkamrába helyeztek. A henger gravitációs hullám hatása alatt történő nyújtását és ösz-szenyomását a szenzorok különös pontossággal tudják rögzíteni.

A földkéreg ingadozása vagy a légkör elektromos kisülései okozta hibák elkerülése végett Weber egymástól 1000 km távolságra két egyforma detektort helyezett el. A rendszer csak azokat a jeleket rögzíti, amelyeknek a kezdete 0,2 s pontossággal megegyezik. Ezek a detektorok valójában ötnaponta egy impulzust regisztráltak. Ugyanakkor a mai napig egy laboratórium sem támasztotta ezt alá, ezért a Weber által regisztrált jelek természete ismeretlen marad.

Napjainkban kifejlesztették a gravitációs szilárdtest-antennák második generációját, amelyekben öt tonnás alumínium hengereket hűtenek le 2 K-ig, a szenzorok pedig képesek 2 x НГ¹⁷ cm-nél kisebb amplitúdójú kilengéseket rögzíteni. Az USA-ban üzemel a LIGO nagy lézer-interferenciás gravitációs obszervatórium, amelyben az egyik interferométer alapja 4 km hosszú és Louisiana államban található, a másik ugyanekkora pedig Washington államban. A készülékeket számító-gépes hálózat köti össze. Tervben van ugyanezzel a céllal más országokban is nagy interferométerek építése, valamint műholdas gravitációs antennák elhelyezése, amelyeknek a bázisa elérné a több százmillió kilométert.

2016. november 11-én bejelentették a gravitációs hullámok kísérleti felfedezését, amelyeknek a létezését még Albert Einstein megjósolta.

Gravitációs hullámnak nevezzük a változó gravitációs mező terjedését a térben. Úgy vélik, hogy a gravitációs hullámok tanulmányozása segít majd fényt deríteni a Világegyetem történetére és még többre is.

KÉRDÉSEK A TANULTAKHOZ

1. Milyen alapvető feladatokat oldanak meg a csillagászatban teleszkópok segítségével?

2. Hogyan határozzuk meg a teleszkóp optikai rendszerének a nagyítását?

3. Mit értenek a teleszkóp felbontási képességén és behatoló erején?

4. Miben különböznek a refraktor, reflektor és a tükrös-lencsés (Schmidt-kamra) teleszkóp optikai rendszerei?

5. Miben különbözik az optikai teleszkóp és a rádióteleszkóp; a rádióinterferomé-ter és a teleszkóp?

6. Nevezzetek meg néhány csillagászati obszervatóriumot!

 

Ez a csillagászat tankönyve 11. évfolyamának anyaga Szirotyuk, Mirosnicsenko