Astrofizyka w pigułce - ebook

WSTĘP

Badanie zawartości naszego Wszechświata – od skraju ziemskiej atmosfery do odległych gwiazd i dalej – tradycyjnie nazywane jest „astronomią”, choć przed XVI wiekiem tematykę te określano częściej terminem „astrologia”. Ludzie zawsze wykraczali poza zwykłe odnotowywanie położenia gwiazd i planet na niebie, próbując wyjaśnić to, co widzą – ale zazwyczaj w kategoriach jedynych znanych im schematów poznawczych: mitologii lub religii.

Charakter tych metod wyjaśniania zmienił się diametralnie, gdy Johannes Kepler znalazł regularności w ruchach planet i próbował je objaśnić za pomocą różnych teorii geometrycznych. W 1609 roku zostały opublikowane jego pierwsze dwa prawa, w tym pierwsze prawo ruchu po orbitach eliptycznych. Niespełna sto lat później sir Isaac Newton zdołał zinterpretować ruchy planet w kategoriach działania siły grawitacji. Była to pierwsza, bardzo udana, próba wyjaśnienia zdarzeń i sytuacji astronomicznych za pomocą opartej na fizyce teorii oddziaływania sił na materię. W ten sposób Newton stworzył nową subdyscyplinę astronomii, którą obecnie nazywamy astrofizyką. Najważniejszą cechą tej nowej „astrofizyki” była zdolność do tworzenia szczegółowych matematycznych przewidywań tego, czego astronom powinien się spodziewać, gdyby zastosować podstawową teorię fizyczną i jej sposoby wyjaśnienia.

Astrofizyka jest dyscypliną naukową, która wyjaśnia procesy astronomiczne i pochodzenie głównych obiektów we Wszechświecie w kategoriach działania sił na materię, w pełni wykorzystując szczegółowe teorie matematyczne fizyki, aby pokazać, jak układy astronomiczne są formowane i ewoluują w czasie. Książka ta naświetla niektóre z głównych tematów współczesnej astrofizyki. Jest to opowieść nie tylko o tym, jak rzeczy pojawiają się w przestrzeni, ale dlaczego przybrały taki wygląd jako układy materii ewoluujące w czasie.Rozdział 1.
Obserwowanie Wszechświata

Od czasu pojawienia się słowa drukowanego instrumenty astronomiczne diametralnie zmieniły swoją dokładność, przeznaczenie i wygląd. Od prostych teodolitów i teleskopów krzyżowych używanych w XVI wieku aż po potężne teleskopy kosmiczne XXI wieku astronomowie używali wielu różnych narzędzi, które pomagały im odkrywać to, co znajduje się poza Ziemią.

WIDMO ELEKTROMAGNETYCZNE

Widmo elektromagnetyczne (EM) to zbiór fotonów uporządkowanych według rosnącej długości fal, które mogą być emitowane przez obiekty w wyniku różnych procesów fizycznych. Poprzez badanie promieniowania EM można zdiagnozować rodzaje zachodzących procesów fizycznych. Na przykład, jeśli źródło jest silnym emiterem promieniowania rentgenowskiego, można stwierdzić, że zawiera ono bardzo gorące gazy (zwane plazmą) o temperaturze powyżej 100 000 K. Zakrzywiony kształt zwany widmem ciała czarnego można bezpośrednio wykorzystać ten fakt do określenia temperatury źródła. Jeśli kształt widma gwałtownie wzrasta w kierunku dłuższych fal, oznacza to, że w źródle znajdują się elektrony, które w silnych polach magnetycznych poruszają się z prędkością niemal bliską prędkości światła. Ponadto jeśli światło pojawia się jako dyskretne, pojedyncze linie emisji, to wiadomo, że źródło jest półprzezroczystą chmurą gazu z emisją z poszczególnych populacji atomów, takich jak wapń, żelazo, tlen itd.

Rodzaje teleskopów używanych do skupiania promieniowania EM zależą od długości fali fotonów. Przy optycznych długościach fal, na które nasze oczy są wrażliwe (w pobliżu 500 nm), wystarczą proste soczewki i lustra, aby skupić i odbić energię EM. Przy znacznie dłuższych falach, mierzonych w milimetrach i centymetrach, potrzebna jest technologia odbiorników radiowych, w których duże, metalowe „talerze” paraboliczne są używane do skupiania energii fal radiowych.

Oprócz wykrywania słabych obiektów, zwiększenie apertury teleskopu znacznie poprawia „moc” rozdzielczą systemu. Podstawowy wzór dla teleskopów to

,

gdzie _λ_ to długość fali świetlnej w metrach, a _D_ to średnica zwierciadła (soczewki) w metrach. Ludzkie oko ma aperturę około 5 mm przy pełnej adaptacji do ciemności, więc przy długości fali 500 nm jego rozdzielczość dla _λ_ = 500 × 10–9 m i _D_ = 0,005 m wynosi 30 sekund kątowych. Lustro o średnicy 15 cm, popularne wśród astronomów amatorów, może rozróżniać obiekty o rozmiarach 1 sekundy kątowej, takie jak kratery księżycowe o średnicy 2 km. Jednak turbulencje i stabilność atmosfery mogą ograniczyć widzenie (seeing) do około 1 sekundy kątowej, rozmazując szczegóły w świetle migoczących gwiazd. Dopiero w latach dziewięćdziesiątych ubiegłego wieku, gdy szybkość komputerów i serwomotorów znacznie wzrosła, technika lustra adaptywnego mogła być powszechnie stosowana w celu wyeliminowania migotania gwiazd. Technika ta jest tak skuteczna, że nowoczesne teleskopy naziemne na ogół przewyższają w niektórych rodzajach obserwacji Kosmiczny Teleskop Hubble’a.

TELESKOPY JAKO „KOLEKTORY ŚWIATŁA”

Przez tysiąclecia poznawaliśmy Wszechświat, obserwując go gołym okiem, którego średnica soczewki wynosi 5 mm i które jest wyposażone w organiczny fotodetektor zwany siatkówką. Jednak poprzez dodanie większej soczewki lub lustra można stworzyć instrument, który znacznie zwiększa liczbę fotonów docierających do ludzkiego oka. Najważniejszym zadaniem tych instrumentów, zwanych teleskopami, jest zebranie jak największej ilości fotonów światła z odległych źródeł, spełniających rolę kolektorów światła. Funkcja ta jest proporcjonalna do powierzchni głównego obiektywu teleskopu.

Duże zwierciadła teleskopu (i ogólnie apertury optyczne) zwiększają ilość światła zbieranego z niewyraźnych obiektów, umożliwiając ich szczegółowe badanie. Apertura ludzkiego oka wynosi tylko około 5 mm i pozwala nam widzieć gwiazdy na niebie do wielkości gwiazdowej 6 magnitudo (+6m). Przy zwiększaniu powierzchni soczewki obiektywu lub lustra granica jasności wzrasta o 5 magnitudo na każde stukrotne zwiększenie powierzchni. W sąsiedztwie Słońca większość gwiazd ma jasność od +6m do +15m, podczas gdy najciemniejsze gwiazdy i galaktyki w widzialnym Wszechświecie mają zwykle jasność od +20m do +30m. Aby je badać, potrzebujemy największych apertur, jakie możemy uzyskać, aby zebrać ich słabe światło, dlatego też astronomowie nieustannie budują coraz większe teleskopy.

Teleskopy refrakcyjne wykorzystują duży obiektyw na jednym końcu cylindrycznej tuby oraz zestaw mniejszych soczewek na drugim końcu cylindra, zwanym okularem. Teleskop Galileusza z 1609 roku miał powiększenie około 21× przy średnicy obiektywu około 37 mm, podczas gdy największy refraktor w Obserwatorium Yerkes, zbudowany w 1895 roku, ma obiektyw o średnicy 102 cm. Teleskopy refrakcyjne o dowolnych rozmiarach są trudne do wykonania ze względu na liczbę powierzchni optycznych, które muszą być precyzyjnie wypolerowane, aby skupiały światło. Ponadto są one podtrzymywane na całym obwodzie, więc masywna soczewka obiektywu teleskopu Yerkes, ważąca 250 kg, zwisa w jego środku, powodując zmiany optyczne podczas

Ewolucja wielkości teleskopu pokazująca wielkość średnicy zwierciadła głównego w metrach (oś pionowa)

ruchu teleskopu. Ograniczenie to jest głównym powodem, dla którego w XX wieku zaniechano budowy dużych refraktorów.

Teleskopy zwierciadlane wykorzystują duże zwierciadło lub zbiór segmentów zwierciadeł do odbijania światła do ogniska, do którego można wstawić okular w celu powiększenia obrazu. Ponieważ tylko przednia powierzchnia zwierciadła głównego ma wymaganą krzywiznę paraboliczną z powierzchnią odbijającą, cała tylna strona zwierciadła może być użyta do podtrzymania ciężaru zwierciadła bez uszczerbku dla optyki. Pierwszy reflektor Isaaca Newtona z 1668 roku miał metalowe zwierciadło główne, aperturę 15 cm i powiększenie 40×.

Niski koszt i wyjątkowa zdolność skupiania światła przez teleskopy zwierciadlane sprawiły, że szybko stały się najbardziej pożądanymi instrumentami optycznymi w badaniach astronomicznych. Początkowo zwierciadła główne stanowiły pojedynczy kawałek szkła o wadze kilku tysięcy kilogramów, ale pod koniec lat 70. XX wieku zastosowano nowe podejście polegające na łączeniu kilkunastu mniejszych zwierciadeł w większe struktury optyczne. Doprowadziło to do powstania obecnego Wielkiego Teleskopu Kanaryjskiego (Gran Telescopio Canarias), którego 36 zwierciadeł zapewnia aperturę o średnicy 10,4 m.

Inną techniką często stosowaną w astronomii jest interferometria. Łącząc sygnały świetlne lub radiowe ze źródła oglądanego przez dwa teleskopy oddzielone od siebie o _D_ metrów, można utworzyć teleskop o efektywnej średnicy _D_ metrów i znacznie poprawić rozdzielczość teleskopu. Teleskopy oparte na interferometrach mogą obecnie dostrzec szczegóły o wielkości 0,001 sekundy kątowej na falach radiowych, dorównując największym teleskopom optycznym.

Radioteleskop Very Large Array (VLA) w Nowym Meksyku składa się z 26 anten umieszczonych na bazie o średnicy około 36 km i może rozróżniać szczegóły o wielkości 0,043 sekundy kątowej. Z kolei niektóre transkontynentalne projekty interferometii wielkobazowej (Very Long Baseline Interferometry, VLBI) obejmują dziesiątki pojedynczych obserwatoriów radiowych i mogą osiągnąć rozdzielczość 10 mikrosekund kątowych (0,00001") przy długości fali 1,3 mm. Pod warunkiem że źródło emituje wystarczającą ilość energii na tych długościach fal, można uzyskać niemal fotograficzne obrazy obiektów schowanych głęboko w przesłaniających je chmurach lub optycznie niewidocznej plazmy wyrzucanej z rdzeni odległych kwazarów.

Układ interferometryczny VLA w Nowym Meksyku łączy sygnały z 26 radioteleskopów, tworząc teleskop o bardzo wysokiej rozdzielczości, który umożliwia tworzenie obrazów radiowych o jakości fotograficznej odległych mgławic i galaktyk

Ukryte pyłowe ramię w NGC 1291 zostało ujawnione przez Kosmiczny Teleskop Spitzera, który wykrywa i obrazuje promieniowanie podczerwone pochodzące od ciepłych ziaren pyłu w obłokach międzygwiazdowych

Podczerwoną część EM zaczęto badać na poważnie po tym, jak pod koniec lat sześćdziesiątych opracowano czułe detektory „ciepła” zdolne do tworzenia obrazów. Przełom nastąpił w 1983 roku wraz z pojawieniem się Satelity Astronomii Podczerwieni (Infrared Astronomical Satellite, IRAS), opracowanego przez Europejską Agencję Kosmiczną przy współpracy międzynarodowej. Satelita ten wykorzystał czułe czujniki ciepła i przeskanował nimi niebo, tworząc mapy całego nieba na czterech długościach fali, 12, 25, 60 i 100 mikronów, odkrywając w ten sposób złożony świat wielu źródeł. Kosmiczny Teleskop Spitzera, wystrzelony przez NASA w 2003 roku, tworzy obecnie fotograficznej jakości obrazy w podczerwieni różnych galaktyk i obszarów gwiazdotwórczych. W połączeniu z radiowymi i optycznymi obrazami tego samego źródła można uzyskać prawdziwie wielopoziomową perspektywę, która ujawnia mechanizmy stojące za różnymi zjawiskami, takimi jak powstawanie gwiazd i oddziaływania supermasywnych czarnych dziur.

Obserwatorium Chandra, które wykrywa promieniowanie rentgenowskie, ujawnia strumienie materii opuszczające pulsar w centrum pozostałości po supernowej z Mgławicy Kraba

Przy krótszych długościach fal mamy do czynienia ze światem rentgenowskim, który został po raz pierwszy odkryty pod koniec lat 40. XX wieku podczas startów rakiet przez Ricarda Giacconi, astronoma z Naval Research Laboratory. Tym ważnym pasmem interesowano się w latach sześćdziesiątych, a w 1978 roku uruchomiono Obserwatorium Astronomiczne Wysokich Energii Einsteina (HEAO-2). Ten skomplikowany instrument wykorzystujący fale rentgenowskie został ostatecznie zastąpiony przez Teleskop Kosmiczny Chandra (Chandra X-ray Observatory) uruchomiony w 1999 roku. Wspólnie dostarczyły one wysokiej rozdzielczości obrazów bardzo energetycznych źródeł niebieskich, takich jak pozostałości po supernowych, pulsary, czarne dziury i aktywne galaktyki. Po raz pierwszy odkryto również, że młode gwiazdy są silnymi źródłami energii promieniowania rentgenowskiego.

Teleskopy promieniowania gamma to niewiele więcej niż ważące tonę pudełka z ołowiu z detektorami cząstek w ich rdzeniach, które patrzą na niebo przez nieosłonięte „okna”. Uruchomione w 1991 roku Obserwatorium Promieniowania Gamma Comptona zwróciło spektakularny „obraz” nieba, na którym codziennie pojawiają się wybuchy energii pochodzące z odległych źródeł Wszechświata, oddalonych o ponad miliard lat świetlnych. Te wybuchy promieniowania gamma (_Gamma-Ray Bursts_, GRBs) pozostają do dziś aktywnym obszarem badań.

DETEKTORY NIEELEKTROMAGNETYCZNE

Oprócz promieniowania elektromagnetycznego przenoszonego przez fotony, Wszechświat przemierzają inne rodzaje posłańców informacji z własnymi historiami o naturze kosmicznych źródeł.

NEUTRINA

Neutrina to cząstki elementarne o masie ponad pół miliona razy mniejszej od masy elektronu, które poruszają się z prędkością bliską prędkości światła. W całym Wszechświecie są one wytwarzane w rdzeniach wszystkich gwiazd, a także tworzą reliktowe promieniowanie tła, pozostałe po samym Wielkim Wybuchu. Wnętrze Słońca jest najsilniejszym lokalnym źródłem neutrin. W detektorach, takich jak Super-Kamiokande Neutrino Observatory w Japonii, ogromny zbiornik z czułymi detektorami światła (lampy fotopowielaczowe) wykrywa przepływający przez niego krótki błysk neutrina. Jego kierunek jest odnotowywany, a z czasem wiele takich detekcji składa się na obraz nieba o bardzo niskiej rozdzielczości. Słoneczny piec jądrowy świeci jasno jako neutrinowa „gwiazda”, co ostatecznie dowodzi, że w jądrze Słońca zachodzi fuzja jądrowa na poziomie przewidywanym przez teorie budowy i ewolucji gwiazd.

Promieniowanie grawitacyjne

Od czasu gdy Albert Einstein po raz pierwszy stwierdził, że fale grawitacyjne będą rozchodzić się od dowolnego obiektu grawitacyjnego pod wpływem przyspieszenia, fizycy i astronomowie próbowali opracować wiele technologii wykrywania zmian w lokalnej geometrii przestrzeni, które są wynikiem przejścia fali grawitacyjnej w pobliżu Ziemi. Najbardziej obiecujący był detektor koincydencji oparty na interferometrze. Dwie wiązki światła laserowego byłyby odbijane w próżniowej rurze o długości wielu kilometrów w dwóch osiach oddalonych od siebie o 90 stopni.

Ten impuls fal grawitacyjnych został wykryty w 2015 roku przez obserwatoria LIGO w Livingston i Hanford; ujawnia on zniekształcenie czasoprzestrzeni w pobliżu Ziemi spowodowane przez zderzenie i fuzję dwóch czarnych dziur o masach równych 29 i 36 mas Słońca

Przechodząca fala grawitacyjna niezauważalnie zmieniłaby te odległości, powodując, że połączone wiązki wykazywałyby efekt interferencji. Kiedy dwa takie „obserwatoria” zostaną umieszczone tysiące kilometrów od siebie, zbieżność w czasie dokładnych sygnałów wskaże, że wykryto efekt fal grawitacyjnych obejmujący całą planetę. Dwa detektory LIGO (Laser Interferometry Gravity Observatory), jeden w Hanford w stanie Waszyngton, a drugi w Livingston w stanie Luizjana, wykryły już dziesięć takich wybuchów od 2015 roku. To nie tylko potwierdziło stuletnie przewidywania Einsteina, ale otworzyło okno na badanie zderzeń czarnych dziur i gwiazd neutronowych miliardy lat świetlnych od Ziemi.

Fotografia

Szkice pozostały sposobem ilustrowania w książkach astronomicznych aż do wydania _The_ _Elements of Astronomy_ Charlesa Younga w 1892 roku. Potrzebny był lepszy sposób na uchwycenie rzeczywistego wyglądu obiektu bez udziału człowieka. Rozwiązaniem było pojawienie się fotografii w roku 1800. Technika ta została po raz pierwszy zastosowana w fotografii astronomicznej w 1840 roku przez Johna Williama Drapera, który dagerotypował Księżyc w pełni, a następnie w 1845 roku przez Louisa Fizeau, który wykonał pierwsze szczegółowe zdjęcie Słońca ukazujące plamy słoneczne.

Jedno z pierwszych zdjęć Słońca wykonanych przez Leona Foucaulta i Louisa Fizeau w 1845 roku

W pierwszej połowie XX wieku w technologii fotograficznej nastąpił duży postęp, który nabrał tempa w poszukiwaniu większych szybkości, krótszych czasów naświetlania i prostszych technik wywoływania. Główne bodźce do rozwoju tej technologii pochodziły z zastosowań wojskowych oraz z rozwijającego się programu kosmicznego NASA. W 1965 roku sonda kosmiczna Mariner 4, należąca do NASA, przeleciała obok Marsa i wykonała kilkadziesiąt zdjęć jego pokrytego kraterami krajobrazu. Użyła ona skanującej lampy wideo, której analogowy sygnał natężenia światła został zdigitalizowany do postaci ciągu liczb i przesłany telemetrem na Ziemię w celu odtworzenia obrazu.

Następnie w 1976 roku astronomowie James Janesick i Gerald Smith z Laboratorium Napędu Odrzutowego NASA i Uniwersytetu Arizony uzyskali obrazy Jowisza, Saturna i Urana, używając elektronicznego systemu obrazowania zwanego urządzeniem o sprzężeniu ładunkowym (_charge-coupled device_, CCD). Do 1979 roku Narodowe Obserwatorium w Kitt Peak zamontowało na swoim jednometrowym teleskopie kamerę cyfrową o rozdzielczości 320×512 pikseli i szybko udowodniło wyższość CCD nad płytkami fotograficznymi. W latach dziewięćdziesiątych Kosmiczny Teleskop Hubble’a wykorzystywał kilka matryc obrazujących, w tym kamery WFPC-3 o rozdzielczości 4096×4096 (16 megapikseli).

Galaktyka Messier 101 oglądana przez Kosmiczny Teleskop Hubble’a ukazuje złożone mgławice i obszary gwiazdotwórcze, a także pojedyncze gwiazdy

Naziemne lewiatany, takie jak LSST, Large Synoptic Survey Telescope1, wykorzystują matryce o rozdzielczości 3200 megapikseli. Dla porównania, dostępne od 2008 roku aparaty fotograficzne w smartfonach mają matryce o rozdzielczości 16 megapikseli, ale ich jakość jest znacznie niższa niż jakość astronomicznych aparatów fotograficznych tej samej wielkości.

W miarę jak teleskopy stawały się coraz potężniejsze, konieczne stało się opracowanie oprzyrządowania, które pozwoliłoby w pełni wykorzystać dostarczane przez nie informacje. Astronomowie opracowali urządzenia do dokładnego pomiaru pozycji gwiazd, pomiaru natężenia ich światła i analizy ich własności widmowych. Można je opisać za pomocą takich terminów jak: mikrometria, fotometria i spektroskopia.

Mikrometria

Astronomowie zdali sobie sprawę, że niektóre gwiazdy tworzą pary – gwiazdy podwójne, które przemierzają przestrzeń kosmiczną. Doprowadziło to do pomysłu umieszczenia w okularze urządzenia pomiarowego, które mogłoby rejestrować pozycje gwiazd na przestrzeni miesięcy i lat. W XVI i XVII wieku zastosowano wiele konstrukcji mikrometrów. Mikrometry pozycyjne zostały zaprojektowane w taki sposób, że przez okular astronom mógł umieścić jedną nić pomiarową w położeniu gwiazdy ze wschodu na zachód, a drugą nić przesuwać w kierunku północ-południe. Współrzędne gwiazd podwójnych mogły być wtedy rejestrowane z dokładnością do ułamków sekundy kątowej, aby wyznaczyć orbitę gwiazdy drugorzędnej.

Gwiazda 70 Ophiuchus A jest gwiazdą podwójną. Te pomiary mikrometryczne z lat 1825–1910 pokazują ruch towarzyszącej gwiazdy 70 Ophiuchus B na przestrzeni 90 lat z główną gwiazdą znajdującą się w centrum.

Spektroskopia

Gdy w połowie XIX wieku pojawiła się spektroskopia laboratoryjna, w ciągu następnego stulecia astronomowie szybko zaadaptowali tę technologię do określania składu pierwiastkowego Słońca, planet, gwiazd, mgławic i galaktyk. Techniki fotograficzne zostały wykorzystane przez harwardzkich astronomów Annie Jump Cannon i Howarda Pickeringa do jednoczesnej klasyfikacji setek widm przy użyciu prostego pryzmatycznego klina nałożonego na aperturę teleskopu w celu rozproszenia światła gwiazd. Również w tym czasie, w 1895 roku, George Ellery Hale odkrył, że jeśli użyjemy spektroskopu jako filtra, możemy skanować światło wychodzące z poszczególnych linii widmowych i tworzyć obraz Słońca w określonych długościach fal. Zapoczątkowało to rozwój spektrofotometrii, która jest dziś szeroko stosowana nie tylko do badania aktywności Słońca, ale także do badania właściwości mgławic i galaktyk na wielu długościach fal. Technologie spektrofotograficzne zyskały na znaczeniu w latach 20. XX wieku, gdy astronomowie Vesto Slipher i Edwin Hubble zwrócili uwagę na słabe galaktyki i odkryli ekspansję Wszechświata.

Wielki Teleskop Obserwatorium Lick, zbudowany w 1888 roku, o aperturze 91 mm, znajdujący się w Mount Hamilton w Kalifornii. Po znacznym udoskonaleniu technologii w 1885 roku działa do dziś

Równoległy pomiar światła setek galaktyk w tym samym czasie może być teraz dokonany za pomocą światłowodów. W spektrometrze wielowłóknowym na płaszczyźnie ogniskowej teleskopu umieszczona jest metalowa płytka, w której wywiercone są setki otworów. Każdy otwór jest wyśrodkowany na określonej galaktyce, która ma być zobrazowana w konkretnym miejscu na niebie. Do każdego otworu podłączony jest pojedynczy światłowód. Światło z galaktyki jest przenoszone do spektrometru i staje się własnym widmem światła. W ciągu każdej godziny można w ten sposób przeanalizować ponad sto galaktyk i wyznaczyć ich przesunięcia dopplerowskie za pomocą programu komputerowego.

Wielowłóknowy spektrograf Hydra w Narodowym Obserwatorium Kitt Peak. Każdy światłowód doprowadza światło z jednej galaktyki do głównego spektrografu, dzięki czemu setki widm galaktyk mogą być fotografowane w tym samym czasie

Ważną cechą spektroskopów jest ich zdolność do rozpraszania światła o wystarczająco dużym zakresie, aby można było dostrzec cechy widma o bardzo wąskiej długości fali. Rozdzielczość spektroskopu jest zdefiniowana jako _R_ = _λ_/Δ_λ_. Oznacza, że linia wodoru-alfa _λ_ = 6563 Angstremów może być rozdzielona za pomocą spektroskopu o rozdzielczości _R_ = 110 000, tak że można dostrzec małe cechy rzędu Δ_λ_ = 0,06 Angstremów. Dla badań przesunięcia dopplerowskiego oznacza to, że instrument może również wykryć różnice prędkości _V _= _c _× 1/_R_, gdzie _c_ jest prędkością światła, a więc Δ_V_ = 3 km/s.

Fotometry

Podobnie jak światłomierz w aparacie fotograficznym, fotometr jest czułym instrumentem, który może z wielką precyzją mierzyć jasność gwiazd i innych obiektów astronomicznych. Fotometria została po raz pierwszy wykorzystana przez greckiego astronoma Hipparchosa w 150 roku p.n.e., który podzielił gwiazdy na sześć wiel-kości gwiazdowych, wykorzystując ich jasność widoczną dla ludzkiego oka. Jedna wielkość gwiazdowa (magnitudo) odpowiada zmianie jasności o współczynnik 2512 lub 1001/5, a uważni i doświadczeni astronomowie mogli oszacować jasność gwiazd z dokładnością do około 0,1 magnitudo w tej skali. Znaczący postęp w pomiarach jasności gwiazd nastąpił dopiero w drugiej połowie XIX wieku, gdy Friedrich Zöllner wynalazł lampę naftową, która była porównywana z jasnością gwiazdy poprzez zmianę filtra polaryzacyjnego, aby dopasować ją do jasności gwiazdy. Teraz można było dokonywać pomiarów z dokładnością do 0,05 magnitudo. Ostatecznie do pomiarów jasności zaczęto używać technik fotograficznych, które do lat 30. XX wieku dawały dokładność bliską 0,02 magnitudo. Jednym z najbardziej fascynujących zastosowań tych technologii jest wykrywanie planet krążących wokół odległych gwiazd.

Tak jak gwiazda wywiera grawitacyjne przyciąganie na orbitujące planety, tak orbitująca planeta stosunkowo słabo przyciąga swoją gwiazdę. Podczas obserwacji spektroskopowej to chybotanie jest widoczne jako lekkie przesunięcie Dopplera w linii widzenia _prędkości radialnej_ gwiazdy, gdy oddala się ona od obserwatora, oraz lekkie przesunięcie Dopplera w linii niebieskiej, gdy porusza się w kierunku obserwatora. To przesunięcie prędkości może być zmierzone i wynosi kilka metrów na sekundę zmiany, która byłaby okresowa w czasie, gdy planeta krążyła wokół gwiazdy. Dzięki prędkości radialnej można również określić masę planety, a w połączeniu z jej okresem orbitalnym można ustalić, czy jest to planeta skalista, czy gazowa.

Niemiecki astrofizyk Friedrich Zöllner (1834–1882) opracował metodę pomiaru _jasności gwiazd przy użyciu_ _lampy naftowej i filtra polaryzacyjnego_

Lekkie chybotanie orbity gwiazdy można mierzyć w odniesieniu do gwiazd tła, co nazywamy _ruchem własnym_. Wielkość ruchu jest niewielkim ułamkiem sekundy kątowej (1/3600 stopnia). Teleskopy Kecka na Hawajach mają urządzenia astrometryczne, które mogą zmierzyć taki ruch gwiazd z dokładnością do 20 mikrosekund kątowych.

Jeśli linia widzenia gwiazdy znajduje się dokładnie w płaszczyźnie orbity planety, to podczas okrążania gwiazdy planeta przechodzi przez dysk gwiazdy, co nazywamy tranzytem, powodując niewielką (około 1%) zmianę jasności gwiazdy. Precyzyjne fotometry mogą bardzo szczegółowo zmierzyć tę niewielką zmianę światła i określić rozmiar, a nawet kształt planety. Mierząc widmo światła gwiazdowego podczas przejścia planety przed jej gwiazdę, astronomowie mogą spektroskopowo analizować atmosferę planety i identyfikować jej składniki chemiczne.

Teleskopy stają się na tyle potężne, by móc bezpośrednio obserwować egzoplanety. Głównym problemem w tej technice jest zasłonięcie blasku gwiazdy, tak aby można było wykryć światło odbite od orbitujących egzoplanet. Dwa główne sposoby dokonania tego to użycie urządzenia przesłaniającego światło gwiazdy, zanim trafi ono do teleskopu (tzw. _cień gwiazdowy_) lub zamaskowanie gwiazdy wewnątrz teleskopu, zanim jej światło dotrze do detektora (tzw. _koronografia_).

W miarę doskonalenia tej techniki powinno być możliwe analizowanie atmosfery i właściwości powierzchni planety. Światło od bardziej odległej gwiazdy może stale jaśnieć, gdy egzoplaneta krążąca wokół gwiazdy pierwszego planu przechodzi przed nią. Poprzez proces zwany _soczewkowaniem grawitacyjnym_ jej grawitacja skupia i zagina światło gwiazdy tła. Jeśli bliższa gwiazda ma orbitującą planetę, nastąpi chwilowy wzrost ilości światła pochodzącego od bardziej odległej gwiazdy, ponieważ grawitacja planety zostanie dodana do grawitacji gwiazdy. Metoda ta została również zastosowana do wykrywania i badania słabych galaktyk w odległym Wszechświecie przy wykorzystaniu właściwości soczewkowania gromad galaktyk znajdujących się na pierwszym planie.

Najważniejsze punkty

• Teleskopy to przyrządy, które skupiają promieniowanie elektromagnetyczne za pomocą luster, soczewek lub nawet stałych bloków materii i wzmacniają słabe sygnały pochodzące od odległych obiektów tak, aby można je było wykryć.

• W przypadku teleskopów działających w zakresie od ultrafioletu do fal radiowych, powierzchnia apertury odnosi się do wzmocnienia słabego sygnału poprzez zebranie większej ilości fotonów światła. Rozdzielczość teleskopu i jego zdolność do rozpoznawania najdrobniejszych szczegółów jest proporcjonalna do długości fali i odwrotnie proporcjonalna do średnicy apertury.

• Najważniejszym instrumentem astronomicznym jest spektroskop, który pozwala astronomom odkrywać skład chemiczny i prędkości dopplerowskie ciał niebieskich, takich jak planety, mgławice i galaktyki.

• Pojawienie się fotografii w XIX wieku uwolniło astronomów od konieczności szkicowania tego, co widzą w okularze, co jest metodą obarczoną wieloma błędami.

• Fotografia pozwala teleskopowi zbierać przez dłuższy czas niewielkie ilości fotonów pochodzących od słabych obiektów, aby uzyskać wyraźny obraz.