Сайтът все още се разработва и може да има грешки и неточности. Ако забележиш такава, пиши ни на ninelibera@gmail.com.

Методи за наблюдение

〰️ На 14 септември 2015 г. в 9:50 UTC, дни преди официалното начало на наблюденията с обновения детектор, LIGO в Луизиана засича странен сигнал: за 0,2 секунди му расте от 35 до 250 Hz – „чирп“. 7 милисекунди по-късно същият сигнал пристига и в другия детектор в щата Вашингтон. Вълната е пътувала 1,3 милиарда години от две сливащи се . Тя разтяга и свива 4-километровите ръце на детектора с няколкостотин пъти по-малко от размера на . Това е първият път, в който човечеството „чува“ Вселената с нещо различно от светлина.

1. Атмосферата: щит и пречка

Атмосферата ни пази от рентгеновите и ултравиолетовите лъчи – и затова ги крие от телескопите. Пропуска видимата светлина, и част от инфрачервеното в отделни „прозорци“ (виж „Светлина и спектри“). Но дори видимата светлина не минава безнаказано: турбулентността размазва образите. Затова обсерваториите са на високи и сухи планини – Атакама, Мауна Кеа, Ла Палма.

Т

Seeing и дифракция

Турбулентността се описва с параметъра на Фрийд r0r_0 – размера на „спокойна“ клетка въздух (10–20 cm във видимото на добро място). Без корекция образът на звезда има ширина θ≈λ/r0\theta \approx \lambda / r_0, независимо от размера на телескопа. Телескопът с диаметър DD би дал θ≈1,22λ/D\theta \approx 1{,}22 \lambda / D. Тъй като r0∝λ6/5r_0 \propto \lambda^{6/5}, в инфрачервено атмосферата пречи по-малко.

Пример

При r0=10 cmr_0 = 10\ \mathrm{cm} (на 0,5 µm) колко е seeing във видимото и при 2,2 µm? Колко остро би виждал 8-метров телескоп при 2,2 µm?

  1. Видимо: θ≈0,98⋅0,5⋅10−6/0,1≈4,9⋅10−6 rad≈1,0′′\theta \approx 0{,}98 \cdot 0{,}5 \cdot 10^{-6} / 0{,}1 \approx 4{,}9 \cdot 10^{-6}\ \mathrm{rad} \approx 1{,}0''
  2. При 2,2 µm: r0=10 cm⋅(2,2/0,5)6/5≈59 cm⇒θ≈0,98⋅2,2⋅10−6/0,59≈0,75′′r_0 = 10\ \mathrm{cm} \cdot (2{,}2 / 0{,}5)^{6/5} \approx 59\ \mathrm{cm} \Rightarrow \theta \approx 0{,}98 \cdot 2{,}2 \cdot 10^{-6} / 0{,}59 \approx 0{,}75''
  3. Дифракционна граница: 1,03⋅2,2⋅10−6/8≈2,8⋅10−7 rad≈0,06′′1{,}03 \cdot 2{,}2 \cdot 10^{-6} / 8 \approx 2{,}8 \cdot 10^{-7}\ \mathrm{rad} \approx 0{,}06'' – 13 пъти по-остро. Адаптивната оптика печели точно това

Трептенето на звездите и адаптивната оптика

Звезда през 8-метров телескоп. Турбулентните слоеве на въздуха разбиват образа на десетки „спекли“, които подскачат стотици пъти в секунда. Деформируемо огледало може да ги изправи.

0,5″кратка експозицияпрофил на образа (√ на яркостта)без адаптивна оптикас адаптивна оптика−1″+1″атмосфера (seeing): 0,59″ · дифракция: 0,058″r₀ = 75 cm · ~115 спеклиStrehl = 81%

Всяко „петънце“ е образ с дифракционна острота, но атмосферата ги разпилява. Пуснете анимацията: така изглежда звездата за милисекунди.

2. Вселената в различни цветове

Всеки диапазон показва вещество с различна температура и различни процеси. Студеният газ и прахът светят в радио и далечно инфрачервено, звездите – във видимото, а горещият газ около черните дупки – в рентгеново. Синхротронното излъчване на бързи електрони в обхваща целия .

Т

Закон на Вин като пътеводител

Топлинното излъчване на тяло с температура TT е най-силно при дължина на вълната λmax=b/T\lambda_{\mathrm{max}} = b / T, b=2,9⋅10−3 m⋅Kb = 2{,}9 \cdot 10^{-3}\ \mathrm{m\cdot K}. Оттук: всеки обхват на спектъра „вижда“ вещество с определена температура.

Пример

В какъв диапазон да наблюдаваме: прах с 30 K, звезда с 6000 K и газ в купове галактики с 107 K10^7\ \mathrm{K}?

  1. Прах: λ=2,9⋅10−3/30≈97 μm\lambda = 2{,}9 \cdot 10^{-3} / 30 \approx 97\ \mathrm{\mu m} – далечно инфрачервено (Хершел, ALMA)
  2. Звезда: λ≈480 nm\lambda \approx 480\ \mathrm{nm} – видимо
  3. Газ: λ≈0,29 nm\lambda \approx 0{,}29\ \mathrm{nm} – рентгеново (Чандра). Затова куповете галактики в рентгеново са огромни светещи облаци

Един обект – шест различни картини

Всеки диапазон на спектъра показва различни физични процеси. Сменяйте „очите“ си и вижте какво се появява и какво изчезва (схематично).

Видимодължина на вълната: 0,4 – 0,7 µmминава през атмосферата: дателескопи: Хъбъл, VLTРадиоИнфра.Видим.Ултра.Рентг.Гама← по-дълги вълнипо-висока енергия →Мъглявината Рак (M1), ~11 св. години

Нишките светят в линиите на водорода, кислорода и сярата – остатъци от звездата, избухнала през 1054 г. Вътре – синкав синхротронен „туман“.

3. Детектори: броене на фотони

Окото регистрира само няколко процента от и „експонира“ за около 0,1 s. Фотографската плака – 1–3%, но може да събира светлина с часове. Днешните ПЗС и CMOS матрици превръщат до 90% от фотоните в електрони и броят всеки от тях. Освен снимки (фотометрия) телескопите правят спектри – разлагат светлината, за да определят състава, температурата и скоростта (виж „Светлина и спектри“).

Т

Отношение сигнал/шум

Броят фотони се подчинява на статистиката на Поасон: ако очакваме NN фотона, неопределеността е N\sqrt{N}. Затова S/N=N⋆/N⋆+nпикс(Nнебе+R2)S/N = N_{\star} / \sqrt{N_{\star} + n_{\text{пикс}}(N_{\text{небе}} + R^2)}, където NнебеN_{\text{небе}} са фотоните от небето в един пиксел, а RR е шумът при отчитане. Когато доминират фотоните на звездата, S/N≈N⋆∝tS/N \approx \sqrt{N_{\star}} \propto \sqrt{t}.

Пример

От звезда идват 50 фотоелектрона в секунда. Колко дълго трябва да снимаме за S/N=100S/N = 100, ако другите шумове са пренебрежими?

  1. S/N=N⇒N=1002=10 000S/N = \sqrt{N} \Rightarrow N = 100^2 = 10\,000 фотоелектрона
  2. t=10 000/50=200 st = 10\,000 / 50 = 200\ \mathrm{s}
  3. За S/N=1000S/N = 1000 (точност 0,1%) – 100 пъти по-дълго: 5,6 часа

Фотони, шум и експозиция

ПЗС-матрицата брои фотоелектрони. Сигналът расте пропорционално на времето, а шумът – само като корен квадратен от него. Колко дълго трябва да снимаме, за да изплуват слабите звезди?

161820222426галактика 21числата – звездни величини V · пиксел 0,5″ · seeing 1,5″S/N = N★ / √(N★ + n_пикс · (N_небе + R²))V = 16:S/N 412V = 18:S/N 153V = 20:S/N 45,7V = 22:S/N 9,4V = 24:S/N 1,6V = 26:S/N 0,3фотони от небето: 275 на пикселзвезда V = 20: 4371 фотоелектронагранична величина (S/N = 5): V ≈ 22,7

При кратки експозиции доминира шумът при отчитане (R = 5 e⁻), при дълги – светлината на самото нощно небе. Тогава S/N расте като √t: за да слезете с 1 звездна величина по-слабо, трябва ~6 пъти по-дълга експозиция (2,5² = 6,3). По-голямото огледало събира повече фотони и от звездата, и от небето – затова печели и тъмното място, далеч от градските светлини. Най-големият български телескоп е 2-метровият в НАО Рожен.

4. Отвъд светлината

Днес „пратениците“, които ни носят вести от Вселената, са четири вида. Когато видим едно събитие с няколко от тях, говорим за многовестоносна астрономия.

🌈 Светлина

От радиовълни до гама-лъчи – основният ни източник на информация от хилядолетия.

👻 Неутрино

Минават през цялата Земя. Идват от ядрото на Слънцето, от свръхновата SN 1987A (25 неутрино, часове преди светлината) и от далечни активни ядра. IceCube е 1 km31\ \mathrm{km^{3}} лед под Южния полюс.

☄️ Космически лъчи

Протони и ядра с огромна енергия. Магнитните полета ги отклоняват, затова трудно разбираме откъде идват.

〰️ Гравитационни вълни

Вълнички в самото пространство-време. Носят информация от места, откъдето светлина не излиза – сливащи се черни дупки.

Т

Гравитационна вълна

Ускорено движещи се маси (например две обикалящи се черни дупки) излъчват вълни на пространство-времето, които се движат със скоростта на светлината. Вълната разтяга пространството в една посока и го свива в перпендикулярната; относителната деформация е h=ΔL/Lh = \Delta L / L. За двойна система честотата на вълната е два пъти орбиталната.

Пример

При GW150914 максималната деформация е h≈10−21h \approx 10^{-21}. С колко се променя ръката на LIGO (L=4 kmL = 4\ \mathrm{km})?

  1. ΔL=h⋅L=10−21⋅4000 m=4⋅10−18 m\Delta L = h \cdot L = 10^{-21} \cdot 4000\ \mathrm{m} = 4 \cdot 10^{-18}\ \mathrm{m}
  2. Размерът на протона е ~1,7⋅10−15 m⇒ΔL1{,}7 \cdot 10^{-15}\ \mathrm{m} \Rightarrow \Delta L е ~400 пъти по-малко
  3. Лазерната светлина минава ~300 пъти напред-назад в ръцете, а огледалата (40 kg) са окачени като махала и изолирани от всякакви вибрации

„Чирпът“ на две сливащи се тела

Две черни дупки или неутронни звезди обикалят все по-близо и по-бързо, излъчвайки гравитационни вълни. Честотата и амплитудата растат до сливането – „чирп“, като чуруликане на птица. Формата му издава масите.

сливанедеформация h (последните 846 ms)затихванемасата на „чирпа“ ℳ = (m₁m₂)^(3/5) / M^(1/5) = 28,1 M☉от 20 Hz до сливането: 846 ms · крайна честота ≈ 68 Hzизлъчена енергия ≈ 3,2 M☉c² (грубо)максимално h ≈ 1,3 · 10⁻²¹ ⇒ ръката на LIGO (4 km) се променя с 5,0 · 10⁻¹⁸ mТова е ~340 пъти по-малко от размера на протона.

Първото засичане на гравитационни вълни – 14 септември 2015 г. Две черни дупки на 1,3 млрд. св. години се сливат за части от секундата; три слънчеви маси се превръщат в енергия на вълните. Нобелова награда 2017 г. Детекторите LIGO (САЩ), Virgo (Италия) и KAGRA (Япония) са лазерни интерферометри с ръце от 3–4 km. Досега са засечени стотици сливания.

Гравитационни вълни с много ниски честоти (нанохерци – периоди от години) се търсят по : вълните леко променят времето на пристигане на импулсите им. През 2023 г. няколко колаборации съобщиха за признаци на фон от такива вълни – вероятно от двойки свръхмасивни черни дупки в цялата Вселена.

5. Бъдещето

🔭 Extremely Large Telescope

Огледало от 39 m от 798 сегмента, в пустинята Атакама. Ще събира 15 пъти повече светлина от днешните най-големи телескопи. Очаква се в края на 2020-те.

📷 Обсерватория „Вера Рубин“

Камера от 3,2 гигапиксела снима цялото южно небе на всеки няколко нощи – „филм“ на Вселената за 10 години. Първите снимки – 2025 г.

📡 Square Kilometre Array

Хиляди антени в Южна Африка и Австралия – най-големият радиотелескоп. Ще търси първите звезди чрез линията 21 cm.

🛰️ LISA

Три космически апарата на 2,5 млн. km един от друг – детектор на гравитационни вълни от свръхмасивни черни дупки. Планирано изстрелване – 2035 г.

6. 🎯 Бърз тест

1 / 7
✓ 0

Защо звездите трептят?

7. 📝 Задачи за упражнение

0 / 0

Ниво А· Областен кръг

Ниво В· Национален кръг

Дробите – като 3/2, десетичните – със запетая.

Дробите – като 3/2, десетичните – със запетая.

Ниво С· Международна олимпиада

Дробите – като 3/2, десетичните – със запетая.

Дробите – като 3/2, десетичните – със запетая.

Дробите – като 3/2, десетичните – със запетая.

8. Обобщение

  • ✓ Атмосферата поглъща UV, рентгеново и гама и размазва образите (seeing≈λ/r0\text{seeing} \approx \lambda / r_0 ~ 1″)
  • ✓ коригира вълновия фронт – най-добре в инфрачервено
  • ✓ Различните диапазони показват различни температури и процеси (λmax=bT\lambda_{\mathrm{max}} = \frac{b}{T})
  • ✓ ПЗС матриците броят до 90% от фотоните; S/N≈NS/N \approx \sqrt{N}, при небе – ∝Dt\propto D\sqrt{t}
  • ✓ Четири „пратеника“: светлина, , космически лъчи, гравитационни вълни
  • ✓ Гравитационни вълни: h=ΔLLh = \frac{\Delta L}{L} ~ 10−2110^{-21}; „чирпът“ издава масите
  • ✓ Бъдещето: ELT, Вера Рубин, SKA, LISA

💡Интересен факт

За адаптивната оптика често няма достатъчно ярка звезда близо до целта. Тогава телескопите изстрелват в небето мощен оранжев с на натриевата линия. На височина ~90 km той възбужда тънък слой натриеви атоми, оставени от изгорелите , и те светят като изкуствена звезда. Метеорите, за които говорихме в урока „Комети и метеори“, помагат на най-големите телескопи да виждат остро!