Что означает всеволновая астрономия

Урок 22 Телескопы и их характеристики. Методы астрофизических исследований. Всеволновая астрономия

Урок 22 Телескопы и их характеристики. Методы астрофизических исследований. Всеволновая астрономия

Тема. Телескопы и их характеристики. Методы астрофизических исследований. Всеволновая астрономия

Учащиеся должны знать:

1. Назначение телескопов.

2. Телескопы во всех диапазонах электромагнитных волн.

3. Методы астрофизических исследований.

Основные понятия. Телескопы. Астрофизические исследования.

Демонстрационный материал. Модели телескопы.

Самостоятельная деятельность учащихся. Выполнение заданий с помощью электронного планетария.

Мировоззренческий аспект урока. Формирование научного подхода к изучению Вселенной во всём диапазоне электромагнитных волн.

Использование новых информационных технологий. Работа с интерактивным моделями

Краткое содержание урока

I. Актуализация знаний. Методы астрофизических исследований

II. Изучение нового материала

III. Закрепление материала.

Объяснение учителя, беседа

IV. Самостоятельная работа с планетарием и подвижной картой.

V. Домашнее задание

Запись на доске учителя

I. Методы астрофизических исследований

Астрономия изучает строение Вселенной, движение, физическую природу, происхождение и эволюцию небесных тел и образованных ими систем. Астрономия исследует также фундаментальные свойства окружающей нас Вселенной.

Как наука, астрономия основывается, прежде всего, на наблюдениях. В отличие от физиков астрономы лишены возможности ставить эксперименты. Практически всю информацию о небесных телах приносит нам электромагнитное излучение. Только в последние сорок лет отдельные миры стали изучать непосредственно: зондировать атмосферы планет, изучать лунный и марсианский грунт, изучать непосредственно атмосферу Титана.

В XIX веке физические методы исследования проникли в астрономию, и возникла симбиотическая наука – астрофизика, которая изучает физические свойства космических тел. Астрофизика делится на: а) практическую астрофизику, в которой разрабатываются и применяются практические методы астрофизических исследований и соответствующие инструменты и приборы, способные получить максимально полную и объективную информацию о космических телах; б) теоретическую астрофизику, в которой на основании законов физики даются объяснения наблюдаемым физическим явлениям.

Телескопы бывают самыми разными – оптические (общего астрофизического назначения, коронографы, телескопы для наблюдения ИСЗ), радиотелескопы, инфракрасные, нейтринные, рентгеновские. При всем своем многообразии, все телескопы, принимающие электромагнитное излучение, решают две основных задачи:

· создать максимально резкое изображение и, при визуальных наблюдениях, увеличить угловые расстояния между объектами (звездами, галактиками и т. п.);

· собрать как можно больше энергии излучения, увеличить освещенность изображения объектов.

Способность увеличивать угол характеризуется увеличением телескопа. Оно равно отношению фокусных расстояний объектива F и окуляра f.

Изучение Вселенной началось и продолжается в течение нескольких тысячелетий, но вплоть до середины прошлого века исследования были исключительно в оптическом диапазоне электромагнитных волн. Поэтому доступной областью излучения был диапазон от 400 до 700 нм. Первые астрономические научные наблюдения являлись астрометрическими, изучалось только расположение планет, звёзд и их видимое движение на небесной сфере.

Наблюдения в оптическом диапазоне. Древняя обсерватория Стоунхендж и БТА.

В XX веке астрономия стала всеволновой. В настоящее время излучение от космических объектов регистрируется во всем диапазоне электромагнитного спектра от длинноволнового радиоизлучения (частота 107 Гц, длина волны l = 30 м) до гамма-излучения (частота 1027 Гц, длина волны l = 3×10–19м = 3×10–10нм).

Астрономические наблюдения проводятся во всем диапазоне электромагнитных волн.

Наблюдения в других спектральных диапазонах позволили сделать важные открытия. Сначала были изобретены радиотелескопы. Так, радиоволны принесли информацию о наличии крупных молекул в холодных молекулярных облаках, об активных галактиках, о строении ядер галактик, в том числе и нашей Галактики, тогда как оптическое излучение от центра Галактики полностью задерживается космической пылью. Любой радиотелескоп по принципу своего действия похож на оптический: он собирает излучение и фокусирует его на детекторе, настроенном на выбранную длину волны, а затем преобразует этот сигнал, показывая условно раскрашенное изображение неба или объекта. Чтобы существенно улучшить угловое разрешение, в радиоастрономии используют радиоинтерферометры. Простейший радиоинтерферометр состоит из двух радиотелескопов, разнесенных на расстояние, называемое базой интерферометра. Радиотелескопы, находящиеся в разных странах и даже на разных континентах, также могут соединяться в единую систему наблюдений. Такие системы получили название радиоинтерферометров со сверхдлинной базой (РСДБ). Такие системы дают максимально возможное угловое разрешение, в несколько тысяч раз лучше, чем у любого оптического телескопа.

Наша Земля надежно защищена атмосферой от проникающего жесткого электромагнитного излучения, от инфракрасного излучения. Поэтому современные инфракрасные, рентгеновские и гамма обсерватории вынесены за пределы земной атмосферы.

Модель Инфракрасные телескопы

Модель Рентгеновские телескопы

Наблюдения в рентгеновском и гамма-диапазонах позволяли исследовать космические объекты на поздних стадиях их жизни, открыть пульсары, черные дыры, столкновения скоплений галактик и т. д.

Составные части современной астрономии.

С помощью астрофизических методов можно определять скорости космических объектов, химический состав, массу, оценивать их размеры. Космос является гигантской физической лабораторией, в которой естественным путем создаются физические условия, невозможные на Земле, – экстремальные значения температур, плотностей, светимостей и т. д. Природа космических тел и космического пространства является предметом исследования не только астрономов, но и физиков.

Почему можно проводить наблюдения на Земле в радиодиапазоне, но нельзя проводить в гамма-диапазоне? Почему есть наземные радиотелескопы и нет наземных гамма-телескопов? К какому типу телескопов относится орбитальная обсерватория Чандра? В каком диапазоне проводятся наблюдения на этой обсерватории? На какой максимальной частоте проводятся наблюдения и к какому диапазону это относится? Какие объекты являются яркими источниками рентгеновского излучения? Как их наблюдают с Земли или с помощью орбитальных рентгеновских телескопов? Какие объекты являются мощными источниками гамма-излучения? На каких самых длинных волнах ведутся наблюдения радиотелескопами? (Ответ: 30 м. Радиоволны с длиной волны λ > 30 м не проходят через атмосферу Земли). На каких минимальных частотах ведутся наблюдения радиотелескопами? (Ответ: 10 МГц).

1. Какое из перечисленных электромагнитных излучений имеет наибольшую длину волны?

А. Инфракрасное излучение.

Б. Видимое излучение.

В. Ультрафиолетовое излучение

Г. Рентгеновское излучение

2. Термин «всеволновая астрономия» означает:

А. прозрачность земной атмосферы для всех волн электромагнитного излучения, приходящего из космоса;

Б. изучение излучения небесных объектов во всем диапазоне электромагнитного спектра от радиоволн до гамма-излучения;

В. изучение невидимых диапазонов электромагнитного спектра у небесных светил;

Г. изучение излучения небесных объектов во всем диапазоне видимого спектра электромагнитного излучения, от красного до синего цветов.

3. Разрешающая способность глаза, то есть восприятие двух звезд (точечных источников) раздельно, равна минимальному углу зрения:

4. Увеличение разрешающей способности телескопа возможно:

А. При уменьшении диаметра объектива;

Б. При уменьшении длины волны регистрируемого излучения

В. При уменьшении диаметра окуляра

Г. При увеличении длины волны регистрируемого излучения

5. Как можно вычислить увеличение телескопа?

А. Отношение диаметра объектива к фокусному расстоянию окуляра.

Б. Отношение фокусного расстояния окуляра к фокусному расстоянию объектива.

В. Отношение фокусного расстояния объектива к фокусному расстоянию окуляра.

Г. Отношение диаметра объектива к фокусному расстоянию объектива.

6. Самый большой в мире наземный телескоп имеет диаметр около:

1. Какое из перечисленных электромагнитных излучений имеет наименьшую длину волны?

Б. Видимое излучение.

В. Ультрафиолетовое излучение

Г. Рентгеновское излучение

2. Термин «всеволновая астрономия» означает:

А. изучение невидимых диапазонов электромагнитного спектра у небесных светил;

Б. изучение излучения небесных объектов во всем диапазоне видимого спектра электромагнитного излучения, от красного до синего цветов.

В. прозрачность земной атмосферы для всех волн электромагнитного излучения, приходящего из космоса;

Г. изучение излучения небесных объектов во всем диапазоне электромагнитного спектра от радиоволн до гамма-излучения;

А. Для увеличения углового размера небесного объекта.

Б. Для усиления блеска звезд.

В. Для увеличения углового расстояния между небесными объектами

Г. Для всего вышеперечисленного

4. Космический телескоп им. Хаббла имеет диаметр:

5. Чем собирается свет в телескопе-рефлекторе?

А. Выпуклым зеркалом

В. Вогнутым зеркалом

Г. Рассеивающей линзой

6. Как можно вычислить увеличение телескопа?

А. Отношение диаметра объектива к фокусному расстоянию окуляра.

Б. Отношение фокусного расстояния объектива к фокусному расстоянию окуляра

В. Отношение диаметра объектива к фокусному расстоянию объектива

Г. Отношение фокусного расстояния окуляра к фокусному расстоянию объектива

Источник

Всеволновая астрономия

В начале этой главы мы уже коснулись особенностей общенаучной революции XX века, которая повлекла за собой новый, неизвестный ранее уровень взаимодействия науки и общества. Наука или, как ее зачастую справедливо теперь называют, Большая Наука стала громадной областью общественной жизни. Она поддерживается и управляется государством, и это как никогда ранее резко подчеркнуло зависимость науки от социально-политических и экономических факторов. В одних странах в государственные цели управления наукой входит благо народа, в других она откровенно поставлена на службу правящему классу, однако внешние признаки современной науки в странах с различными социально-экономическими системами во многом схожи. Наука резко «вздорожала» и способна поглотить сегодня до 5-6% валового национального продукта. Профессия научного работника в развитых странах вошла в число массовых профессий. Окрепла тенденция к комплексно-системному единству знания, т. е. к сближению и взаимопроникновению естественных, технических и общественных наук; на стыках наук возникло немало направлений комплексных исследований, таких как математические методы исторических исследований, техническая эстетика, структурная лингвистика, математическая социология и многие другие.

Наука резко расширила свое влияние на культуру. Характерные в этом отношении примеры: всеобщий интерес к жанру научной фантастики, превращение научно-популярного жанра в крупную отрасль современной литературы. Во многом под влиянием запросов науки формируется в настоящее время система образования. Значительное влияние достижений науки испытывает на себе философия.

Крупные перемены в XX в. произошли в существе научного метода. Если еще в XIX в. в науке безраздельно царил «лапласов детерминизм», а на Вселенную смотрели как на отличный раз и навсегда отлаженный «часовой механизм», то теперь наступило время уяснить, сколь велика в природе роль случайных процессов. Оказалось, что немаловажна роль и самого ученого. Как метко заметил выдающийся физик В. Гейзенберг, то, что мы исследуем – это не просто природа, а «природа, которая выступает в том виде, в каком она выявляется благодаря нашему способу постановки вопросов».

В XX в. отчетливо проявлялась тенденция к технизации эксперимента с использованием дорогостоящих уникальных установок. Более того, в экспериментальном отношении на смену одиночным проверочным опытам пришло комплексное моделирование явлений в их динамике. Возможности математического моделирования процессов и явлений способствовали дальнейшей математизации науки и обогатили творческую функцию математики.

Место науки в современном обществе определяется ее богатыми возможностями как непосредственной производительной силы. От физики ожидается овладение новыми видами энергии, в первую очередь, благодаря управляемой термоядерной реакции. Химия доказала свою эффективность, например, в создании принципиально новых конструкционных материалов. Биология, в частности, способствовала «зеленой революции» – резкому повышению продуктивности сельского хозяйства. Технические науки служат основой технологического перевооружения производства. Эти примеры легко умножать.

Перспективные направления современной науки во многом определяются стоящими перед человечеством глобальными проблемами, имеющими преимущественно экологическую окраску: истощение сырьевых ресурсов, включая энергетические проблемы, нехватку питьевой воды и т. п., загрязнение окружающей среды с пагубными последствиями для фауны и флоры, необходимость овладения богатствами Мирового океана, космическим пространством и т. д.

Разумеется, астрономия не осталась в стороне от событий общенаучной революции XX в. Однако, как это ни горько для астрономов, в XX в. она утратила некогда заслуженно ей принадлежавшую роль лидера естествознания. Она перестала быть «законодательницей мод». Теперь на ведущее место среди фундаментальных наук выдвинулись физика, биология, химия. Но это вовсе не означает, что темпы развития астрономии сократились. В условиях общенаучной революции, приобщившись к достижениям других научных дисциплин и достижениям техники, астрономия тоже совершила грандиозный скачок, преобразовавшись из астрономии оптической в астрономию всеволновую.

Мы уже имели ранее случай упомянуть, что энергия, которая идет к Земле от других небесных тел в форме электромагнитного излучения, заключена в нескольких диапазонах спектра, которые выделялись исторически по особенностям методов их изучения и регистрации. Еще в 1800 г. Вильям Гершель, наблюдая солнечный спектр, оставил термометр за его красным концом и обнаружил там повышение температуры. Так были открыты невидимые «тепловые» лучи – инфракрасное излучение.

Годом позже сходным образом по влиянию на хлористое, серебро было обнаружено излучение ультрафиолетовое.

Оптический диапазон – видимый свет – лишь ничтожная доля электромагнитного спектра. Энергия поступает к Земле также в форме гамма-, рентгеновского, ультрафиолетового, инфракрасного излучения и радиоволн.

Оптический диапазон, доступный невооруженному глазу, был освоен человеком с момента рождения. Насколько это позволяла атмосфера, велись скромные наблюдения в инфракрасной области. Инфракрасное излучение сильно поглощается содержащимся в воздухе водяным паром, и поэтому телескопы со спектральными приемниками инфракрасного излучения стремятся устанавливать в высокогорных и засушливых районах. Как мы рассказывали, в середине XX в. был успешно освоен радиодиапазон. Для наблюдений в остальных участках спектра пришлось поднять астрономические приборы в заатмосферные высоты. Поначалу для этой цели использовали полеты самолетов и стратостатов, позже стали устанавливать аппаратуру на искусственных спутниках Земли.

Под астрофизикой высоких энергий мы понимаем сегодня самую молодую область экспериментальной астрофизики, которая занимается наблюдениями коротковолновой части электромагнитного спектра: ультрафиолетового, рентгеновского и гамма-излучения. Энергия излучения в этих областях спектра намного выше, чем во всех остальных, и такое излучение дает представление о космических процессах, проходящих с наибольшим выделением энергии. Существо подобных процессов во многих отношениях остается загадкой, и отсюда проистекает ценность внеатмосферных астрономических наблюдений на пилотируемых космических кораблях и автоматических космических аппаратах. Наблюдения в рентгеновском диапазоне, например, привели к открытию нескольких десятков неизвестного ранее типа вспыхивающих объектов. Они расположены преимущественно близ центра нашей Галактики и в некоторых богатых шаровых скоплениях. Интервалы между всплесками рентгеновского излучения составляют от нескольких часов до нескольких дней. Эти новые объекты «рентгеновского неба» получили название барстеров.

Всеволновая астрономия – детище XX века, и она стала реальностью лишь на базе освоения многих достижений физики, электроники, кибернетики, космонавтики. Астрофизика высоких энергий делает первые шаги. Мы воздерживаемся от упоминания ряда ее конкретных открытий последнего десятилетия, но вновь и вновь подчеркнем, что она изменила дух астрономии. Астрономия окончательно перестала быть наукой о статичном мире. В сферу ее интересов ворвались процессы эволюции, протекающие в метагалактических масштабах, ворвались природные объекты, отличающиеся экстремальными плотностями и температурами. Не будет удивительно, если дальнейшее их исследование действительно поведет в скором времени даже к необходимости пересмотра кое-каких физических представлений. Благодаря прогрессу этой отрасли астрофизики мы с фактами в руках можем характеризовать особенности гигантских нестационарных и взрывных процессов, гораздо более уверенно строить модели начальных стадий расширения Вселенной.

Источник

Что означает всеволновая астрономия

Государственный технический университет, Санкт-Петербург

Современная астрономия всеволновая, она основывается на регистрации излучения во всех диапазонах спектра. Появились новые направления: радио-, рентгеновская и гамма-астрономия, астрономия фотонов сверхвысокой энергии, нейтринная и гравитационная астрономия. Астрономия открыла новые небесные объекты, свойства которых необычны с точки зрения традиционной лабораторной физики: это компактные звезды, нейтронные звезды, черные дыры, квазары.

Введение

Под астрономией понимают науку о небесных объектах. Однако часто используют и термин астрофизика.

Самый существенный вопрос для астрофизики, каким образом возможно получить информацию о небесных объектах. В настоящее время известны четыре канала получения информации.

Электромагнитное излучение: гамма-лучи, рентгеновские лучи, ультрафиолетовое, видимое, инфракрасное и радио-излучения.

Космические лучи, которые достигают окрестности Земли и могут взаимодействовать с ее атмосферой. Первичный состав космических лучей включает высокоэнергичные электроны, протоны и тяжелые ядра, а также нестабильные нейтроны и мезоны. В первичный состав космических лучей входят также антипротоны и позитроны, то есть антиматерия. Но значительная часть из них образуется в результате взаимодействия протонов и ядер с межзвездным и межпланетным веществом, а также с атмосферами звезд и планет.

Гравитационные волны, которые возникают при взрывах массивных звезд и могут дать информацию о движениях массивных небесных тел. Хотя гравитационные волны и не были детектированы напрямую, существует много наблюдательных данных, которые подтверждают их существование.

Следует обратить внимание на разницу между скоплениями звезд, образующими галактики, и скоплениями галактик. Расстояние между членами звездного скопления огромны по сравнению с размерами звезд. Расстояния между членами скопления галактик всего лишь в несколько раз больше, чем размеры галактик.

Скопления галактик обнаруживают одну замечательную особенность: для многих из них масса, определенная по скоростям собственного движения галактик в скоплении, оказывается заметно больше массы, определенной по общей светимости галактик. Первый способ нахождения массы основан на предположении, что скопления представляют собой стационарные гравитационно-связанные системы. Полная механическая энергия каждой такой системы должна быть отрицательной, причем кинетическая энергия должна составлять (в среднем по времени) половину модуля гравитационной потенциальной энергии, то есть

Это соотношение представляет собой так называемую вириальную теорему классической механики. Она получается как прямое следствие уравнений движения при общей стационарности системы. Например, для частицы массы m, обращающейся по стационарной круговой орбите вокруг центральной массы , скорость движения определяется из условия равенства (по модулю) центробежной и гравитационной сил (см. рис. 1):

где — радиус орбиты.

Легко провести доказательство и для любой системы произвольного числа частиц.

Если размер скопления и дисперсия скоростей галактик известны, то из (2) следует оценка массы скопления:

Определенную таким способом массу называют вириальной.

Другой способ определения массы состоит в том, что полную наблюдаемую светимость скопления умножают на принимаемое за стандартное отношение масса/светимость, найденное независимо для отдельных галактик. Это последнее отношение различно для галактик различных типов, но если известно, что в данном скоплении преобладают галактики какого-то определенного типа, то суммарную массу этих галактик можно таким способом действительно оценить. И вот оказывается, что суммарная масса галактик почти всегда меньше вириальной массы скопления:

Это обстоятельство (его называют вириальным парадоксом) было установлено Цвикки еще в 30-е годы. Результаты новых детальных исследований, выполненных в последние годы, подтверждают этот парадокс.

С учетом скрытых масс эта величина возрастает примерно втрое.

Другим ее фундаментальным свойством является нестационарность. Наблюдения показывают, что галактики и скопления галактик, разделенные расстояниями, превосходящими размер ячейки неоднородности, удаляются друг от друга. Этот факт был установлен благодаря измерению лучевых скоростей галактик.

Первое успешное определение лучевой скорости галактики по наблюдению доплеровского смещения ее спектральных линий было выполнено в 1912 году Слайфером в обсерватории Ловелла. Он нашел, что одна из галактик в созвездии Андромеды приближается к Земле со скоростью порядка 200 км/с. Это удивительный результат, если вспомнить, что большинство звезд движется со скоростями не более 50 км/с. Изучая спектры других галактик, Слайфер нашел, что для большинства из них характерно красное смещение линий, то есть в отличие от галактики в Андромеде эти галактики удаляются, а не приближаются. Смещение спектральных линий снова давало большие скорости. К 1914 году Слайфер измерил спектры 13 галактик; все они, за исключением двух, удалялись со скоростями около 300 км/с.

Такие скорости намного превосходили самые большие скорости, когда-либо измеренные в астрономии. Однако самое удивительное было впереди. К 1917 году были зарегистрированы скорости в 600 км/с, но даже этот результат был вскоре превзойден.

Значение результатов Слайфера прояснилось в дальнейшем благодаря важному открытию Хаббла, который показал, что скорости удаления галактик отнюдь не случайны. Исходя из измеренных им расстояний до спиральных галактик, Хаббл в 1929 году установил, что вплоть до расстояний в 6 млн. световых лет скорости галактик пропорциональны расстояниям до них:

В настоящее время наиболее вероятным считается значение

Величина, обратная постоянной Хаббла, может рассматриваться как возраст нашей Метагалактики:

Величина не зависит от направления, а это означает, что Метагалактика не только однородна, но и изотропна.

Данные о распределении и движении галактик были до недавнего времени единственным источником сведений о Метагалактике. В 1965 году было открыто существование электромагнитного излучения, однородно заполняющего Метагалактику и приходящего равномерно со всех сторон. Измерения его интенсивности в диапазоне длин волн от 20 до 0,3 см показали, что это излучение равновесно, то есть имеет планковский спектр с температурой = 2,7 K. В этой области длин волн изотропия этого излучения установлена с точностью до десятой доли процента, что значительно превышает точность, с которой установлена изотропия постоянной Хаббла (

Подставляя в (10) выражение для массы

а вместо скорости , находим

Итак, критическое значение средней плотности в Метагалактике зависит от постоянной Хаббла . При значении постоянной = 75 (км/с)/Мпк получаем:

Природа невидимой (скрытой) массы (материи)

Аксион

В обычных звездах типа Солнца нейтрино рождаются в ядерных реакциях, обеспечивающих наблюдаемую светимость звезд. При взрывах сверхновых звезд и звездных гравитационных коллапсах температура в центре звезды поднимается настолько, что рождаются позитроны и даже -мезоны (пионы) и мюоны, которые образуют нейтрино в реакциях

Нейтронные звезды

Черная дыра

Гравитационный радиус чрезвычайно мал даже для больших масс (например, для Солнца, имеющего массу 2 г, = 3 км).

Поле тяготения черной дыры описывается теорией тяготения Эйнштейна. Согласно этой теории, вблизи черной дыры геометрические свойства пространства описываются неэвклидовой (римановой) геометрией, а время течет медленнее, чем вдали, вне сильного поля тяготения.

По современным представлениям, массивные звезды (с массой в несколько масс Солнца и больше), заканчивая свою эволюцию, могут в конце концов сжаться (сколлапсировать) и превратиться в черную дыру.

Основные методы поиска «скрытой массы»

Если «скрытая масса» состоит из компактных звездных объектов (MACHOS, см. табл. 1), то они могут быть обнаружены по эффекту гравитационной фокусировки, то есть будут действовать как гравитационные линзы, отклоняя и усиливая свет далеких звезд или галактик.

Таблица 1. Возможные обладатели «скрытой» массы

Гравитационная линза

Солнце, двигаясь относительно разреженного межзвездного газа, фокусирует своим тяготением поток газа, собирая его вдоль луча, направленного в сторону, противоположную движению Солнца (рис. 1). Уплотнение потока газа вдоль луча фокусировки непосредственно наблюдается по его излучению в линии гелия ( = 584 нм) с помощью приборов, установленных на космических аппаратах.

При прохождении света вблизи гравитирующего тела его траектория искривляется, свет притягивается к телу (рис. 2).

Рис. 2. Фокусировка массивным космическим телом C (Солнцем или звездой) набегающего потока частиц.

Для обычных тел угол отклонения мал () и выражается формулой

где — прицельный параметр, — масса тяготеющего тела. Как видно из рис. 3, лучи, вышедшие из светящейся точки И, огибают тело С и достигают наблюдателя Н. Если источник света протяженный, то наблюдатель увидит два сильно астигматичных изображения объекта. Тело С, которое своим тяготением искривляет поток лучей, получило название гравитационной линзы. Если гравитирующая масса линзы С не сосредоточена в центре объекта, а распределена по некоторому объему и лучи света могут свободно проходить через эту массу (такой случай реализуется для большей части объема галактик или скопления галактик), то траектории лучей будут более сложными. Как правило, наблюдатель сможет увидеть три изображения светящегося объекта (третий луч может проходить через центральную часть гравитационной линзы, почти не отклоняясь от своего пути).

Рис. 3. Схематическое изображение гравитационной линзы. Массивное тело C, расположенное между источником излучения И и наблюдателем Н, искривляет лучи, и наблюдатель видит два изображения А и В источника.

Гравитационная фокусировка света своеобразно проявляется при его распространении в пространстве, заполненном прозрачной тяготеющей материей.

Тяготение материи, находящейся в конусе лучей, искривляет их, как схематически показано на рис. 4.

Рис. 4. Эффект увеличения видимых угловых размеров a источника излучения И И с ростом космологического расстояния до наблюдателя Н.

Чем дальше объект, тем большая масса содержится в конусе лучей, тем сильнее отклонение. Это приводит к тому, что, начиная с некоторого расстояния во Вселенной, более далекий объект имеет уже не меньшие угловые размеры, а большие, чем такой же объект, расположенный ближе.

Программа EROS

Известно, что кривые вращения, наблюдаемые у спиральных галактик, показывают, что у таких галактик должно быть гало из темного вещества. Считается, что масса гало должна быть в десять раз больше, чем масса видимых частей галактик. Природа темного вещества доподлинно не известна. Это могут быть взаимодействующие элементарные частицы или темные астрономические объекты типа коричневых карликов и черных дыр. Идентификация природы гало оказала бы сильное влияние на космологию и на теорию образования галактик.

Пачинский предполагал, что темные астрономические объекты в нашем Гало могут быть обнаружены при наблюдениях блеска отдельных звезд в Большом Магеллановом облаке (БМО). Все дело в гравитационном отклонении света: если массивный объект гало пройдет рядом с лучом зрения, направленным на звезду БМО, количество света, получаемого наблюдателем от этой звезды, увеличится. Увеличение является функцией от параметра удара, то есть минимального расстояния между лучом зрения и массивным дефлектором, при котором отклонение еще не происходит. Выражая увеличение через нормальный параметр удара

Поскольку наблюдатель, звезда и дефлектор находятся в относительном движении, то длительность увеличения порядка , где — относительная поперечная скорость дефлектора. При линзировании звезд в БМО объектами нашего гало эта относительная скорость приблизительно равна 200 км/с и наиболее вероятное время линзирования примерно составляет

(когда говорится «время линзирования», имеется в виду то время, в течение которого увеличение составляет более чем 0,3 звездной величины). Так как пропорционально , то количество случаев микролинзирования, фиксируемых за время наблюдения, обратно пропорционально . И чтобы наблюдать один случай с характерным временем , произведение количества наблюдаемых звезд и времени наблюдения должно быть порядка 10 6 .

Источник