Как измеряют температуру различных объектов в космосе?

Космос

#физика #космос #научно-популярное #какизмеряюттемпературузвёзд #наука

Возможно, вам не раз попадались забавные реплики вроде: «Как можно измерить температуру звезды или планеты? Эти учёные, что, с градусником туда летали?!» Температура звёзд, к примеру, – это тысячи градусов, поэтому никакой термометр тут явно не сгодится. На самом же деле, для того, чтобы узнать температуру какой-нибудь далёкой звезды или планеты, вовсе не нужно лететь туда с градусником, и всё это в реальности не так уж и сложно!

Начнём со звёзд

Представьте, что вы пришли в кузницу, где куют новые клинки. Когда металл нагревается, он меняет свой цвет: сначала лезвие краснеет, потом становится ярко-оранжевым, потом жёлтым, точно языки пламени, а при самых высоких температурах юный клинок будет белого цвета. Почти то же самое и со звёздами. Так, красные – самые холодные звёзды, а белые и голубые гиганты – самые горячие. Кстати, отсюда и пошло знаменитое крылатое выражение «довести до белого каления», когда речь заходит о бурном накале страстей и чувств. Но только одним цветом не обойдёшься, здесь есть и свои тонкости.

Итак, у астрофизиков есть несколько способов измерения температуры.

Анализ цвета

Если уж мы заговорили о цвете, то может показаться логичным, что он-то и подскажет нам ответ на вопрос о том, какая температура у звезды. Невнимательному наблюдателю покажется, что «в черноте все звёзды белы», но на самом деле это не так. Например, Антарес – красный, из-за чего его часто путают с Марсом, Арктур – оранжевый, Капелла и вовсе разноцветная и переливается словно бы всеми цветами радуги, Вега – бело-голубая. По аналогии с клинком в кузнице, для себя мы будем знать, что Антарес намного холоднее Веги. Учёные измеряют показатели с помощью специального прибора - фотоэлектрического фотометра. Свет пропускается через различные фильтры и определение количества, которое проходит через каждый фильтр. Измерения фотометра преобразуются в температуру с использованием стандартных шкал. Этот метод очень полезен, когда хороший спектр звезды недоступен, и, надо заметить, он достаточно точный, но всё же дает плохие результаты для измерения температуры более холодных звезд.

Закон смещения Вина

Он касается спектра излучения черного тела и заключается в том, что кривая излучения черного тела для разных температур будет иметь пик на разных длинах волн, которые обратно пропорциональны температуре. Используя эту обратную зависимость между длиной волны и температурой, можно вычислить температуры звезд.

Но что же такое – чёрное тело? Это тело, поглощающее всё падающее на него электромагнитное излучение (свет) во всех диапазонах и ничего не отражающее. Несмотря на своё название, абсолютно чёрное тело само может испускать электромагнитное излучение любой частоты и визуально иметь цвет. Спектр излучения абсолютно чёрного тела определяется только его температурой.

Закон смещения Вина всё же не даёт точных результатов, поскольку звезды, как правило, не являются черными телами.

Закон Стефана — Больцмана

Это ещё один метод измерения температуры звёзд. Он описывает мощность, излучаемую черным телом, с точки зрения его температуры. Сначала измеряется полный поток света, исходящий от звезды, оценивается светимость, затем с помощью интерферометров определяется радиус светила, потом все эти величины подставляются в формулу Больцмана и так определяется температура. Единственный недостаток этого метода – на очень далёких расстояниях довольно трудно определить точный радиус звезды.

Спектральный анализ

У каждого атома есть определённый уровень энергии. Чем выше этот уровень, тем, соответственно, будет выше температура и наоборот. Переходы между уровнями могут привести к излучению или поглощению света на определенной длине волны в зависимости от разницы в энергии между соответствующими уровнями. Во внутренних областях звёзды горячее, чем на поверхности. Более «холодные» вышележащие слои поглощают излучение, исходящее из центра звезды. Это приводит к появлению линий поглощения в полученном нами спектре.

Спектральный анализ заключается в измерении силы этих линий поглощения для различных химических элементов и разных длин волн. Сила линии поглощения зависит в первую очередь от температуры звезды и количества конкретного химического элемента. Но и здесь есть свои подвохи: так, на силу линии поглощения могут влиять, к примеру, гравитация, турбулентность, структура атмосферы звезды, газопылевые облака и прочие «преграды». Тем не менее, этот метод измерения температуры считается самым точным.

Таким образом, для вычисления точной температуры интересующей звезды проще воспользоваться несколькими методами одновременно, чтобы, как говорится, «уж наверняка».

А что насчёт остальных объектов?

Туманности и молекулярные облака ведь тоже имеют температуру. Туманности освещаются близлежащими, обычно молодыми звёздами, поэтому для измерения температур туманностей используется определение по отражённому (обычно инфракрасному) спектру. Кстати, по нему можно определить не только температуру, но и химический состав туманностей.

У холодных молекулярных облаков наблюдения нескольких линий радиоизлучения одного типа молекул тоже дают возможность определить состав газа, его плотность и температуру. Для горячего галактического или внегалактического газа используют кинетическую температуру, по скоростям движения молекул, которые, в свою очередь, определяются из спектров радиоизлучения ионизированных атомов при столкновениях. В некоторых случаях состав и температуру газа облаков определяют по линям поглощения излучения от далёких квазаров.

Как мы видим, лететь с градусником к звёздам, туманностям и газопылевым облакам совершенно не понадобится!

* По материалам New-Science, Rambler News, Wikipedia.

https://futurita.ru/kosmos/kosmos_2293.html

Источник: https://futurita.ru/kosmos/kosmos_2293.html