Какие источники радиоизлучения известны в нашей галактике кратко

Обновлено: 04.07.2024

Сравнение с оптической астрономией.

Из всех видов космического электромагнитного излучения к поверхности Земли сквозь ее атмосферу проходят, практически не ослабевая, только видимый свет, близкое (коротковолновое) инфракрасное излучение и часть спектра радиоволн. С одной стороны, радиоволны, имеющие значительно большую длину волны, чем оптическое излучение, легко проходят сквозь облачные атмосферы планет и облака межзвездной пыли, непрозрачные для света. С другой стороны, только самые короткие радиоволны проходят сквозь прозрачные для света области ионизованного газа вокруг звезд и в межзвездном пространстве.

Слабые космические сигналы радиоастрономы улавливают с помощью радиотелескопов, основными элементами которых служат антенны. Обычно это металлические рефлекторы в форме параболоида. В фокусе рефлектора, там, где концентрируется излучение, помещают собирающее устройство в виде рупора или диполя, которое отводит собранную энергию радиоизлучения к приемной аппаратуре. Рефлекторы диаметром до 100 м делают подвижными и полноповоротными; они могут наводиться на объект в любой части неба и следить за ним. Более крупные рефлекторы (до 300 м в диаметре) – неподвижные, в виде огромной сферической чаши, а наведение на объект происходит за счет вращения Земли и перемещения облучателя в фокусе антенны. Рефлекторы еще большего размера обычно имеют вид части параболоида. Чем больше размер рефлектора, тем детальнее наблюдаемая радиокартина. Часто для ее улучшения один объект наблюдают синхронно двумя радиотелескопами или целой их системой, содержащей несколько десятков антенн, разнесенных иногда на тысячи километров.

Диапазоны регистрируемого радиоизлучения.

Сквозь земную атмосферу проходят радиоволны длиной от нескольких миллиметров до 30 м, т.е. в диапазоне частот от 10 МГц до 200 ГГц. Таким образом, радиоастрономы имеют дело с частотами, заметно более высокими, чем, например, широковещательный радиодиапазон средних или коротких волн. Однако с появлением УКВ и телевизионного вещания в диапазоне частот 50–1000 МГц, а также радиолокаторов (радаров) в диапазоне 3–30 ГГц у радиоастрономов возникли проблемы: мощные сигналы земных передатчиков в этих диапазонах мешают приему слабых космических сигналов. Поэтому путем международных соглашений радиоастрономам выделено для наблюдения космоса несколько диапазонов частот, в которых запрещена передача сигналов.

Историческая справка.

Планомерное развитие радиоастрономии началось после Второй мировой войны. В Великобритании были созданы крупная обсерватория Джодрелл-Бэнк (Манчестерский университет) и станция Кавендишской лаборатории (Кембридж). Радиофизическая лаборатория (Сидней) организовала несколько станций в Австралии. Нидерландские радиоастрономы стали изучать облака межзвездного водорода. В СССР были построены радиотелескопы под Серпуховом, в Пулкове, в Крыму.

Крупнейшими радиообсерваториями США являются Национальные радиоастрономические обсерватории в Грин-Бэнк (шт. Зап.Виргиния) и Шарлотсвилле (шт. Виргиния), обсерватория Корнеллского университета в Аресибо (о. Пуэрто-Рико), обсерватория Калифорнийского технологического института в Оуэнс-Вэлли (шт. Калифорния), Линкольновская лаборатория Массачусетского технологического института и обсерватория Ок-Ридж Гарвардского университета (шт. Массачусетс), обсерватория Хэт-Крик Калифорнийского университета в Беркли (шт. Калифорния), Радиоастрономическая обсерватория пяти колледжей Массачусетского университета (шт. Массачусетс).

Типы радиотелескопов.

В простейшем виде радиотелескоп состоит из антенны, приемника и регистрирующего устройства. Радиотелескоп может только принимать сигналы из космоса, а радиолокатор может излучать мощный сигнал и принимать отраженное от космического объекта эхо. Некоторые известные радиотелескопы являются также радиолокаторами, например 305-метровый телескоп в Аресибо. См. также РАДИОЛОКАЦИОННАЯ АСТРОНОМИЯ.

Параболические антенны.

Разрешающая способность, или, просто, разрешение телескопа – это его способность разделить сигналы от двух близких по направлению источников. Минимальный угол (в радианах) между такими источниками определяется отношением длины волны излучения к диаметру телескопа. Если антенна диаметром 300 м используется для наблюдения на волне длиной 1 м, то ее разрешение составляет около 1/300 радиана или 11ў. Это заметно хуже, чем у человеческого глаза (около 1ў) и намного хуже, чем у крупных оптических телескопов (менее 1ўў). Для увеличения разрешающей способности стремятся использовать антенны большого диаметра на короткой длине волны. Однако при этом возникает серьезная проблема: если форма антенны отличается от идеального параболоида более чем на 1/15 длины волны, то такая антенна не может точно фокусировать приходящее излучение.

Радиоинтерферометры.

Простейший из них по принципу действия похож на оптический интерферометр Майкельсона и состоит из двух небольших антенн, находящихся друг от друга на некотором расстоянии, называемом базой. Сигнал источника достигает одной из антенн чуть раньше, чем другой: разница в пути сигнала определяется базой интерферометра и углом между ней и направлением на источник. Если эта разница составляет целое число длин волн, то сложенные вместе сигналы усиливают друг друга; если нечетное число полуволн – то ослабляют. Поэтому при перемещении источника по небу его суммарный сигнал периодически усиливается и ослабляется, аналогично светлым и темным полосам в оптическом интерферометре. Чем больше база прибора, тем чаще располагаются полосы. Это позволяет точнее определять положение на небе точечных источников или детальнее исследовать структуру протяженных источников.

Радиоинтерферометр Калифорнийского технологического института в Оуэнс-Вэлли состоит из трех 27-метровых параболических антенн, которые могут передвигаться по рельсовым путям на расстояние 488 м в направлениях север-юг и запад-восток. Меняя таким образом размер и направление базы, можно исследовать структуру источников в разных масштабах и направлениях. Похожая система работает и в Грин-Бэнк.

Интерферометры другого типа состоят из двух линейных рядов антенн, образующих крест. Каждый из рядов имеет высокое разрешение в направлении своей протяженности, а вместе они точно локализуют источник на небе. В начале 1950-х годов в Австралии такие системы создавали У.Кристиансен и Б.Миллс. Крест Миллса состоит из двух рядов элементарных дипольных антенн, а крест Кристиансена – из рядов параболических антенн; существуют также кресты из параболических цилиндров. Первый крест Миллса, сооруженный в 1952 близ Сиднея (Австралия), имел плечи по 457 м, второй, законченный в 1957, – по 1067 м. Позже в Хоскинтауне (шт. Новый Южный Уэльс, Австралия) был построен крест из двух параболических цилиндров длиной по 1554 м. В крестообразном телескопе Стэнфордского университета каждое плечо длиной 114 м состоит из 16 трехметровых параболических антенн. Физический институт Российской АН имеет близ Серпухова крестообразный телескоп из двух параболических цилиндров длиной по 1 км. Такой же инструмент используется в Университете Болоньи (Италия), а крест вблизи Сиднея имеет плечи по 1,6 км.

Развитие этих идей привело к созданию гигантских инструментов. Например, на плато Св. Августина, к западу от Сокорро (шт. Нью-Мексико) сооружен радиоинтерферометр VLA (Very Large Array, очень большая решетка) Национальной радиоастрономической обсерватории США. Это система из 27 параболических полноповоротных антенн диаметром по 25 м, имеющая три плеча по 22,4 км, расположенных в виде буквы Y. Предельно большими для наземной радиоастрономии стали межконтинентальные интерферометры, отдельные антенны которых расположены в разных странах и даже на разных континентах. Разрешающая способность таких систем достигает 0,001ўў.

Радиоизлучение Солнца.

Галактические радиоисточники.

Излучение космических радиоисточников бывает двух типов: тепловое и нетепловое (обычно синхротронное). Тепловое излучение рождается в горячем газе от случайного (теплового) движения заряженных частиц – электронов и протонов. Его интенсивность в широком диапазоне спектра почти постоянна, но на длинных волнах она быстро уменьшается. Такое излучение характерно для эмиссионных туманностей. Остальные источники имеют нетепловое излучение, интенсивность которого растет с увеличением длины волны. В этих источниках излучение возникает при движении очень быстрых электронов в магнитном поле. Скорости электронов близки к скорости света, и это не может быть следствием простого теплового движения. Для разгона электронов до таких скоростей в лаборатории используют специальные ускорители – синхротроны. Как это происходит в естественных условиях, не совсем ясно. Синхротронное излучение сильно поляризовано. Это позволяет обнаруживать его в космических источниках и по направлению поляризации определять ориентацию их магнитного поля. Таким методом исследованы межзвездные магнитные поля в нашей и соседних галактиках.

Одним из важнейших достижений радиоастрономии стало открытие активных процессов в ядрах галактик. Радионаблюдения указывали на это еще в 1950-е годы, но окончательное подтверждение появилось в 1962, когда с помощью 5-метрового оптического телескопа обсерватории Маунт-Паломар (США) были независимо обнаружены бурные процессы в ядре галактики М 82.

Отождествление источников.

В.Бааде и Р.Минковский из обсерваторий Маунт-Вилсон и Маунт-Паломар (США) отождествили многие яркие радиоисточники с оптическими объектами. Например, ярчайший источник в Лебеде оказался связан с очень далекой и слабой галактикой необычной формы, ставшей прототипом радиогалактик. Мощный радиоисточник в Тельце они отождествили с остатком взрыва сверхновой звезды, отмеченной в китайской летописи 1054. Мощный источник в Кассиопее также оказался остатком сверхновой, вспыхнувшей всего лет 300 назад, но не замеченной никем.

Фоновое излучение.

Кроме отождествленных и неотождествленных дискретных источников, наблюдается суммарный фон от миллионов далеких галактик и облаков межзвездного газа нашей Галактики. С повышением чувствительности и разрешающей способности радиотелескопов из этого фона удается выделить все больше дискретных источников.

Радиоизлучение планет.

В 1956 К.Мейер из Военно-морской лаборатории США открыл излучение Венеры на волне 3 см. В 1955 Б.Бурке и К.Франклин из института Карнеги в Вашингтоне обнаружили короткие всплески радиоизлучения от Юпитера на волне 13,5 м. Дальнейшие исследования в Австралии показали, что всплески излучения от Юпитера приходят в те моменты, когда определенные зоны его поверхности обращены к Земле. В дециметровом диапазоне кроме теплового излучения наблюдалось и синхротронное, что указывало на наличие у Юпитера мощного магнитного поля, которое позже было действительно обнаружено космическими зондами.

Радиолокационные исследования планет позволяют точно определять их расстояние от Земли, скорость их суточного вращения и свойства поверхности. Радиолокация Венеры позволила изучить топографию ее поверхности, закрытой от оптических телескопов плотным облачным слоем. См. также РАДИОЛОКАЦИОННАЯ АСТРОНОМИЯ.

Излучение водорода.

Нейтральный атомарный водород – возможно, самый распространенный элемент в межзвездном пространстве. Он способен излучать радиолинию с длиной волны 21 см, которая была предсказана в 1944 нидерландским теоретиком Х. ван де Хюлстом и обнаружена в 1951 Х.Юэном и Э.Парселом из Гарвардского университета (США). Существование узкой линии в радиодиапазоне оказалось очень полезным: измеряя ее доплеровское смещение, можно очень точно определять лучевую скорость наблюдаемого облака газа. При этом приемная аппаратура радиотелескопа сканирует некоторый диапазон длин волн в районе линии 21 см и отмечает пики излучения. Каждый такой пик – это линия излучения водорода, смещенная по частоте из-за движения одного из облаков, попавших в поле зрения антенны телескопа.

Около 5% водорода в Галактике вследствие высокой температуры находится в ионизованном состоянии. Когда свободные электроны пролетают вблизи положительно заряженных ядер водорода – протонов, они испытывают притяжение, движутся ускоренно и при этом излучают электромагнитные кванты. Иногда, потеряв энергию, электрон оказывается захваченным на один из верхних уровней атома (т.е. происходит рекомбинация). Спускаясь затем каскадно на устойчивый нижний уровень, электрон также излучает кванты энергии. Такое излучение свободных и рекомбинирующих электронов наблюдается в радиодиапазоне от эмиссионных туманностей и позволяет обнаруживать их даже в тех случаях, когда оптическое излучение не может достичь Земли из-за поглощения в межзвездной пыли. Благодаря этому радиоастрономы смогли обнаружить практически все эмиссионные туманности в Галактике. См. также ТУМАННОСТИ.

Млечный Путь.

Наша Галактика – довольно плоская спиральная звездная система диаметром около 100 тыс. св. лет. Солнце – одна из 100 млн. ее звезд – движется по орбите почти точно в плоскости галактического диска на расстоянии около 30 тыс. св. лет от его центра. Радиоволны, свободно проходящие сквозь облака межзвездной пыли, идеально подходят для изучения спиральных рукавов Галактики, содержащих много межзвездного газа. Наблюдая в линии 21 см скопления облаков нейтрального водорода, можно довольно точно определять строение спиральных рукавов и их положение: они тянутся почти от самого центра Галактики до расстояния в 40 тыс. св. лет. В области центра Галактики движение газа довольно беспорядочное; возможно, газ движется там радиально от центра. См. также МЛЕЧНЫЙ ПУТЬ.

Молекулы и формирование звезд.

Исследование облаков атомарного водорода показало, что они тесно связаны с процессом формирования звезд. Как показал Т.Менон из Гарвардского университета (США), комплекс молодых звезд в Орионе с известной яркой эмиссионной Туманностью Ориона, пылевой туманностью Конская голова и множеством массивных горячих звезд погружен в огромное облако водорода массой 60 тыс. масс Солнца. Наиболее холодные и плотные части таких облаков содержат многие виды молекул и атомных групп. Простейшая и самая распространенная из них – молекула водорода H₂, но встечаются и более сложные: гидроксил (OH), окись углерода (CO), вода (H₂O), аммиак (NH₃), формальдегид (H₂CO), метиловый спирт (CH₃OH), этиловый спирт (CH₃CH₂OH), ацетон (CH₃CH₃CO) и т.д. Всего в межзвездных облаках открыто около 100 различных молекул, самые сложные из которых содержат 13 атомов. В недрах молекулярных облаков под действием гравитации межзвездное вещество сжимается в звезды, а из остатков этого вещества вокруг звезд формируются планетные системы. Не исключено, что межзвездные органические молекулы, попадая в атмосферы планет, дают начало развитию жизни. См. также МЕЖЗВЕЗДНОЕ ВЕЩЕСТВО.

Космологические исследования.

Астрономы считают, что эволюция нашей Вселенной началась 10–15 млрд. лет назад с колоссального взрыва, после которого началось ее расширение. Радионаблюдения далеких галактик и квазаров помогают узнать состояние Вселенной в глубоком прошлом. Значительно глубже проникнуть в прошлое нашего мира помогло открытие реликтового радиоизлучения, оставшегося от первого этапа расширения горячего вещества Вселенной. Это открытие, удостоенное Нобелевской премии, было сделано А.Пензиасом и Р.Уилсоном. Оно окончательно подтвердило справедливость представлений о Большом взрыве, родившем нашу Вселенную.

КОСМИ́ЧЕСКОЕ РАДИОИЗЛУЧЕ́НИЕ, электромагнитные волны длиной от 1 мм до нескольких км, приходящие на Землю от астрономич. объектов. К. р. – предмет исследования радиоастрономии . Различаются два вида К. р. – излучение с непрерывным спектром (континуум) и линейчатое К. р. на выделенных частотах, соответствующих энергетич. переходам в атомах и молекулах. Источниками К. р. являются Солнце, планеты и малые тела Солнечной системы, объекты нашей Галактики – облака межзвёздного газа (как ионизованного, так и нейтрального) и звёзды, а также внегалактич. объекты – галактики, квазары. Особый вид К. р. – реликтовое фоновое радиоизлучение, возникшее на ранней стадии эволюции Вселенной (см. Микроволновое фоновое излучение ).

Интересно сравнить этот спектр со спектром электронов космических лучей, наблюдаемых в верхних слоях атмосферы (рис. 18.8).

(кликните для просмотра скана)

Рис. 18.7. Спектр радиоизлучения Галактики. I — излучение высокоширотных областей в направлении на антицентр, II — излучение спиральных рукавов [16].

Рассмотрим сначала область высоких энергий, Мы имеем дело с электронами, поэтому таким энергиям соответствует Видно, что примерно от и до спектр электронов близок к степенному, причем спектральный индекс равен Это замечательно, ведь спектральный индекс радиоизлучения этих электронов великолепно согласуется с высокочастотными измерениями радиоспектра Галактики. Энергии, для которых должна быть существенной солнечная модуляция, значительно ниже рассматриваемых, поэтому можно с достаточной уверенностью считать, что спектр релятивистских электронов в верхних слоях атмосферы соответствует спектру электронов, заполняющих диск Галактики.

К сожалению, одних этих данных недостаточно, чтобы определить среднюю напряженность магнитного поля, поскольку из сравнения спектров радиоизлучения и космических лучей мы находим лишь комбинацию а отдельно и напряженность поля, и константу х получить нельзя. Некоторую надежду на определение каждой из этих величин в отдельности дает существование излома в спектре радиоизлучения, ведь такой же излом есть в спектре электронов вблизи (рис. 18.8). Многие авторы считают, что эти изломы связаны, а тогда по ним можно определить напряженность магнитного поля в Галактике:

(кликните для просмотра скана)

где частота излома. Очевидно, метод будет точнее, если сопоставить наблюдаемый спектр радиоизлучения Галактики и спектр, получаемый сверткой синхротронной излучательной способности со спектром электронов. К сожалению, такой расчет произвести нельзя, поскольку спектр электронов в верхних слоях атмосферы сильно искажен солнечной модуляцией. Она существенна для частиц с жесткостью порядка а для ультрарелятивистских частиц как раз соответствует Поэтому электроны в области излома должны были подвергнуться сильному воздействию в межпланетной среде и точная форма исходного спектра вблизи известна плохо.

Очень обидно, что солнечная модуляция мешает как раз там, откуда можно было бы извлечь информацию о напряженности магнитного поля Галактики. Зато если бы удалось измерить напряженность каким-либо другим способом, то по наблюдаемому спектру галактического радиоизлучения можно было бы определить спектр электронов в межзвездном пространстве и, таким образом, прямо оценить амплитуду солнечной модуляции. Это один из лучших способов исследования солнечной модуляции.

Есть другая возможность определения напряженности магнитного поля. Зная спектр электронов космических лучей (рис. 18.8), нетрудно рассчитать абсолютную излучательную способность единицы объема как функцию напряженности поля и сравнить ее с радиоизлучением Галактики. Локальную излучательную способность можно оценить с точностью до фактора 2, причем найденное таким образом значение В близко к что значительно превышает значения полученные по измерениям фарадеевского вращения. Это расхождение известно давно, однако до сих пор общепринятого объяснения ему нет. Галактическое магнитное поле кажется довольно однородным в окрестности Солнца, поэтому маловероятно, чтобы измерения давали заниженную оценку вследствие обращений знака поля вдоль луча зрения. Простейшее объяснение состоит в том, что поток электронов космических лучей в окрестности Солнечной системы ниже, чем в среднем в Галактике.

Галактическое радиоизлучение сильно поляризовано, и раз уж разговор зашел о фарадеевском вращении, отметим, что по ориентации плоскости поляризации можно судить о структуре локального магнитного поля. Меры вращения поляризованного излучения Галактики меньше, чем внегалактических источников и пульсаров в той же области неба. Это значит, что основная часть поляризованного излучения генерируется совсем близко к Солнцу в области размером Поэтому поляризация галактического радиоизлучения не обязательно несет информацию о крупномасштабном распределении магнитного поля в Галактике, хотя наблюдения и согласуются с картиной, описанной в п. 17.5.5.

Радиогалактики – это космические системы, которые отличаются мощным излучением в длинноволновом диапазоне. Его интенсивность на несколько порядков больше, чем у обычных галактик, в т.ч. и у Млечного пути.

Происхождение и источники излучения

Радиоизлучение таких галактик имеет синхротронную природу. При высвобождении большого количества энергии (например, взрывах) возникают сверхбыстрые заряженные частицы, которые двигаются по траекториям, искаженным магнитным полем. Мощность синхротронного излучения галактики может достигать 10 45 эрг/с.

Вопрос, что является источником излучения в радиогалактиках, не имеет единого ответа, поскольку длинные волны могут возникать при процессах в активном ядре, гало и при выбросах.

Радиоизображения показывают, что источники чаще всего имеют двойное строение и большую протяженность.

Примеры радиогалактик

Ближайшая к нам радиогалактика – это Центавр А, или Кентавр А (NGC 5128). Расстояние до нее составляет около 4 мегапарсек. Среди других примеров радиогалактик стоит выделить Лебедь А и Печь А. Обе были открыты еще в XIX веке и являются мощными источниками внегалактического радиоизлучения.

По современной классификации, примером радиогалактики служит и квазар. Он также имеет активное ядро, а по радиоанализу невозможно точно определить класс объекта.

Всего на сегодняшний день открыто около 800 объектов этого типа. В декабре 2020 года ученые из Кейптауна открыли 2 новых сверхмассивных радиогалактики.

Производитель оставляет за собой право вносить любые изменения в стоимость, модельный ряд и технические характеристики или прекращать производство изделия без предварительного уведомления.

Другие обзоры и статьи о телескопах и астрономии:

Обзоры оптической техники и аксессуаров:

Статьи о телескопах. Как выбрать, настроить и провести первые наблюдения:

Читайте также: