ดูคู่. พื้นฐานการสังเกตดาวคู่ ไอโซโทปและพื้นหลังในการทดลองดวงจันทร์

กล้องส่องทางไกลดาราศาสตร์ที่ดี (โดย “ดี” ฉันหมายถึงกล้องส่องทางไกลที่ได้รับการปรับแต่งอย่างดีพร้อมเลนส์เคลือบ) เป็นเครื่องมือที่ยอดเยี่ยมสำหรับการดูดาว น้ำหนักเบาและกะทัดรัด สามารถใส่ลงในกระเป๋ากีฬาได้อย่างง่ายดาย ง่ายต่อการนำติดตัวไปที่เดชา เดินป่า หรือเดินเล่น และถ้ามันมาพร้อมกับขาตั้งกล้องที่เชื่อถือได้ด้วย ชีวิตก็อาจบอกว่าเป็นสิ่งที่ดี

คุณค่าหลักของกล้องส่องทางไกลเมื่อเทียบกับกล้องโทรทรรศน์ก็คือ กล้องส่องทางไกลให้มุมมองที่กว้าง- วัตถุบางอย่างไม่สามารถมองเห็นได้ชัดเจนผ่านกล้องโทรทรรศน์ - พวกมันไม่พอดีกับช่องมองภาพทั้งหมดหรือเมื่อครอบครองพื้นที่การมองเห็นทั้งหมดพวกมันก็สูญเสียประสิทธิภาพไป ข้อมูลนี้ใช้กับกระจุกดาวบางดวง เช่น กระจุกดาวไฮด์ กลุ่มดาวลูกไก่ และกระจุกดาวในกลุ่มดาวโคมาเบเรนีซ หางที่ยาวและบางของดาวหางมักจะสังเกตได้ง่ายกว่ามากผ่านกล้องส่องทางไกล ดาวเคราะห์น้อยและกลุ่มดาวก็ควรศึกษาผ่านกล้องส่องทางไกลเช่นกัน สุดท้ายนี้ กล้องส่องทางไกลจะขาดไม่ได้ในการสังเกต ทางช้างเผือก.

ผู้ชื่นชอบดาราศาสตร์จำนวนมากมักผ่อนปรนเกี่ยวกับกล้องส่องทางไกล โดยเลือกที่จะดูผ่านกล้องโทรทรรศน์ แน่นอนว่ากล้องส่องทางไกลไม่สามารถเปรียบเทียบกับกล้องโทรทรรศน์ที่ดีได้ไม่ว่าจะในด้านกำลังหรือรายละเอียดของภาพ: คุณไม่สามารถดูรายละเอียดบนดิสก์ของดาวเคราะห์ที่ผ่านกล้องโทรทรรศน์นั้นได้ และเป็นการดีกว่าที่จะดูเนบิวลาจาง ๆ ผ่าน "รูรับแสง" Ext.

แต่ในโลกของดวงดาวก็ไม่ได้เลวร้ายนัก! บนท้องฟ้ามีดาวคู่และแปรผันหลายร้อยดวงที่สามารถสังเกตได้ด้วยกล้องส่องทางไกล ดาวคู่บางดวงดูสวยงามตระการตาเมื่อเทียบกับทุ่งดาวบนทางช้างเผือก ขอย้ำอีกครั้งว่า มีเพียงผู้ใช้อุปกรณ์มุมกว้างเท่านั้นที่สามารถชื่นชมความงามนี้ได้

เพื่อให้คุณเริ่มต้น นี่คือรายชื่อดาวฤกษ์คู่กว้าง 10 คู่ที่ดูสวยงามอย่างไม่น่าเชื่อเมื่อมองผ่านกล้องส่องทางไกล!

1. อัลบิเรโอ

อัลบิเรโอ(aka β Cygni) ไม่ได้ถือว่าเป็นหนึ่งในดาวคู่ที่ได้รับความนิยมมากที่สุด อัลบิเรโอหาได้ง่ายบนท้องฟ้า - ดาวดวงนี้เป็นเครื่องหมายหัวของนกในกลุ่มดาวหงส์ ส่วนประกอบของมันถูกแยกออกจากกันด้วยกล้องส่องทางไกลขนาด 30 มม. และความคมชัดของสีของส่วนประกอบต่างๆ ทำให้แม้แต่ผู้สังเกตการณ์ที่ช่ำชอง แม้แต่ในภาพถ่ายที่ไม่สามารถถ่ายทอดสีของดวงดาวได้เพียงพอเสมอไป ทั้งคู่ก็ยังน่าประทับใจ เราจะพูดอะไรเกี่ยวกับการสังเกตด้วยสายตาของอัลบิเรโอ!

ส่วนประกอบหลักของระบบคือสีเหลืองเข้มจนเกือบเป็นสีส้ม โดย Richard Allen นักวิจัยชื่อดาวที่มีชื่อเสียง บรรยายสีของดาวฤกษ์ว่า "สีเหลืองโทปาซ" ความสว่างของมันอยู่ที่ประมาณขนาด 3 ดาวเทียมสีขาวอมฟ้าที่มีขนาด 5 เมตร อยู่ห่างจากดาวฤกษ์หลัก 34 นิ้ว เนื่องจากความแตกต่าง ดาวสีน้ำเงินจึงปรากฏขึ้น มีสีฟ้ากว่าดาราดังอื่นๆ มาก (รวมถึงเวก้าด้วย)!

ภาพร่างดาวคู่อัลบิเรโอ สร้างสรรค์โดยนักดาราศาสตร์สมัครเล่น ดี. เปเรซ ผู้วาด: เจเรมี เปเรซ

ทุ่งดาวอันงดงามของทางช้างเผือกซึ่งเป็นฉากหลังของคู่รักคู่นี้เพิ่มความสวยงามเป็นพิเศษให้กับภาพ สามารถสังเกตเห็นอัลบิเรโอได้ในช่วงเย็นของฤดูร้อนและฤดูใบไม้ร่วง และในตอนเช้าของฤดูใบไม้ผลิ

2. สุนัขอัลฟ่าฮาวด์

สุนัขอัลฟ่าฮาวด์หรือที่รู้จักในชื่อดาวดวงใจของพระเจ้าชาร์ลส์ที่ 2 ตั้งอยู่ใต้ด้ามจับของถังกระบวยใหญ่ คุณสามารถพบมันได้อย่างง่ายดายบนท้องฟ้าเกือบทุกช่วงเวลาของปี ยกเว้นช่วงปลายฤดูร้อนและต้นฤดูใบไม้ร่วง อุณหภูมิจะต่ำเหนือขอบฟ้ามาก ส่วนประกอบในคู่นี้ตั้งอยู่ใกล้กันมากกว่าส่วนประกอบของ Albireo ถึง 1.5 เท่า ที่ระยะห่าง 20 นิ้ว สีของดาวฤกษ์หลักเป็นสีน้ำเงิน ดาวเทียมเป็นสีเหลือง

3. เอปซิลอนไลเร

เป็นการดีที่สุดสำหรับเจ้าของกล้องส่องทางไกลที่จะเริ่มทำความคุ้นเคยกับโลกของดาวคู่ที่มีคู่กว้าง คู่ดังกล่าวหลายคู่อยู่ในกลุ่มดาวไลราที่มีขนาดกะทัดรัดและสวยงาม นี่คือหนึ่งในนั้น: เอปซิลอน ไลเร- นี่เป็นหนึ่งในดาวคู่ที่มีชื่อเสียงที่สุดในท้องฟ้าและแน่นอนว่าเป็นดาวคู่ที่ได้รับความนิยมมากที่สุดในกลุ่มดาวไลรา - มันถูกกล่าวถึงอย่างสม่ำเสมอในหนังสืออ้างอิงและหนังสือแนะนำทั้งหมด คู่นี้กว้าง - ระยะห่างระหว่างส่วนประกอบคือ 208″ และสามารถแยกออกได้อย่างง่ายดายด้วยกล้องส่องทางไกล (ผู้ที่มีตาแหลมคมบางคนสามารถแยกออกด้วยตาเปล่าได้!) พื้นหลังเต็มไปด้วยดวงดาวที่สวยงามและเวก้าที่อยู่ใกล้เคียง ทำให้ดาวดวงนี้เป็นหนึ่งในสถานที่สำคัญบนท้องฟ้าที่ผู้รักดาราศาสตร์ทุกคนต้องมองผ่านกล้องส่องทางไกล!

ดาว Epsilon Lyrae (กลาง) และ Vega ที่สว่างตัดกับพื้นหลังของดวงดาวทางช้างเผือก เจ้าของกล้องส่องทางไกลดาราศาสตร์ที่ดีจะเห็นภาพนี้โดยประมาณ ภาพ: อลันไดเออร์

Epsilon Lyrae รู้จักกันในชื่อ "ไบนารีคู่" - ในกล้องโทรทรรศน์ที่มีรูรับแสงมากกว่า 70 มม. แต่ละส่วนประกอบจะถูกแบ่งออกเป็นสองส่วนอย่างง่ายดาย ด้วยวิธีนี้ คุณสามารถกลับมาที่ดาวดวงนี้ได้อีกครั้ง - หลังจากที่คุณซื้อกล้องโทรทรรศน์

4. เดลต้าไลเร

ดาวฤกษ์ที่มีความกว้างสองเท่าในกลุ่มดาวไลราคือดาวฤกษ์ที่มีอักษรกรีก δ เดลต้า ไลราทำเครื่องหมายจุดยอดซ้ายบนของสี่เหลี่ยมด้านขนานที่อยู่ด้านล่างเวก้าพอดี

ดาวสีแดงหลักมีสหายสีขาวอมฟ้าที่ระยะห่าง 619″ หรือ 10 อาร์คนาที คู่นี้. ออปติคัลกล่าวคือ ดวงดาวไม่ได้เชื่อมต่อกันทางกายภาพ แต่เพียงฉายแบบสุ่มไปในทิศทางเดียว สภาพแวดล้อมของพวกเขาได้รับความงามของคู่รักคู่นี้: ดวงดาวที่สว่างไสวของ Lyra ซึ่งนำโดยไพลิน Vega สามารถตกแต่งภาพใดก็ได้!

คุณสามารถสังเกตสามเหลี่ยมปากแม่น้ำ Lyrae ได้เช่นเดียวกับดาวคู่ดวงอื่นๆ ของกลุ่มดาวไลราที่กล่าวถึงด้านล่างนี้ ในฤดูใบไม้ผลิในตอนเช้า ฤดูร้อนในตอนกลางคืน และในฤดูใบไม้ร่วงในตอนเย็น

5. ซีต้า ไลเร

และนี่คืออีกสองเท่าที่อยากรู้อยากเห็นในกลุ่มดาวไลรา (ในกลุ่มดาวเล็ก ๆ นี้มีสิ่งที่น่าสนใจมากมาย!) - ζ Lyrae ซีตาตั้งอยู่ใต้เวก้าสว่าง ก่อตัวเป็นรูปสามเหลี่ยมหน้าจั่วพร้อมกับดาวเอปซิลอน ไลเร

ส่วนประกอบของ ζ Lyrae ถูกแยกออกจากกันด้วยระยะเชิงมุม 43.8″ ทำให้แยกออกได้ง่ายมากด้วยกล้องส่องทางไกล ความสว่างของดวงดาวอยู่ที่ 4.3 ม. และ 5.6 ม. สำหรับส่วนประกอบที่มีความสว่างดังกล่าว ควรมองเห็นสีได้ชัดเจนเมื่อสังเกตผ่านกล้องส่องทางไกลหรือกล้องโทรทรรศน์ขนาดเล็ก อย่างไรก็ตาม มีความคิดเห็นที่แตกต่างกันเกี่ยวกับว่าดวงดาวในคู่ ζ Lyrae เป็นสีอะไร ผู้เขียนบางคนอ้างว่าสีของพวกเขาเป็นสีเหลืองอ่อน ในขณะที่บางคนอ้างว่าเป็นสีขาว แต่ก็มีคำอธิบายเช่น: "สีขาวทอง", "บุษราคัมและสีเขียว", "สีขาวอมเขียวและสีเหลือง"

ส่วนประกอบของ ζ Lyra จะปรากฏต่อคุณเป็นสีอะไร?

ดาวคู่มิซาร์ (ขวา), อัลคอร์ (ซ้าย) และดาวหลุยส์ (กลาง) ในภาพร่างจากการสังเกตการณ์ด้วยกล้องโทรทรรศน์ขนาด 16 นิ้ว ที่มา: ที่มา: Iain P./CloudyNights.com

บางทีเราควรเริ่มต้นด้วยดาวคู่นี้เนื่องจากเป็นดาวคู่ที่โด่งดังที่สุดในท้องฟ้ายามค่ำคืน! มิซาร์และ อัลคอร์แยกท้องฟ้าได้มากถึง 12 อาร์คนาที มองเห็นได้ชัดเจนด้วยตาเปล่า

ด้วยกล้องส่องทางไกลอันทรงพลัง คุณจะเห็นว่ามิซาร์นั้นเป็นดาวคู่ และระหว่างมิซาร์และอัลคอร์ มีดาวอีกหลายดวงที่มองเห็นได้ด้วยกล้องส่องทางไกล ดาวที่สว่างที่สุดมีชื่อเป็นของตัวเองด้วยซ้ำ - สตาร์แห่งหลุยส์ ดาวเหล่านี้ทั้งหมด รวมทั้งดาวหลุยส์ เป็นดาวพื้นหลังที่สร้างองค์ประกอบสีขาวสว่างของมิซาร์และอัลคอร์ที่มีสีขาวพอๆ กันอย่างสมบูรณ์แบบ

7.โอไมครอน 1 หงส์

อันที่จริงมันไม่ใช่ดาวคู่ แต่เป็นดาวสามดวง และส่วนประกอบทั้งสามนั้นสามารถมองเห็นได้ด้วยกล้องส่องทางไกล! ο¹ Cygnus ตั้งอยู่ทางตะวันตกของ Deneb ซึ่งก่อตัวขึ้นโดยมีดาวดวงนี้และดาวฤกษ์ ο² Cygnus เป็นรูปสามเหลี่ยมหน้าจั่วเล็กๆ

สิ่งที่น่าทึ่งเกี่ยวกับระบบนี้คือดาวทั้งสามดวงนั้นมองเห็นได้ค่อนข้างกว้าง มีความสว่างและสีต่างกัน! ระบบอาจดูน่าประทับใจที่สุดในกล้องโทรทรรศน์ขนาดเล็ก 80 มม. ที่ 30 เท่า แต่เมื่อใช้กล้องส่องทางไกลก็มีประโยชน์มากมายเช่นกัน ใส่ใจกับสีของส่วนประกอบ - สีส้ม สีขาว และสีน้ำเงิน! ความสวยงามของภาพถูกเพิ่มเข้ามาด้วยทุ่งดาวอันหรูหรา เพราะ Cygnus ตั้งอยู่ในทางช้างเผือกอันหนาทึบ!

Omicron1 Cygni เป็นดาวสามดวงสว่างที่มองเห็นได้ง่ายผ่านกล้องส่องทางไกล องค์ประกอบหลักสีส้มมีดาวข้างเคียงสองดวงที่อยู่ใกล้เคียง ได้แก่ ดาวสีน้ำเงิน (ซ้าย) และดาวสีขาวอมฟ้า (ขวา) ภาพ: เจอร์รี่ ลอดริกัส

8. มะเร็งส่วนน้อย

ดาวคู่ที่สวยงามซึ่งอยู่ในกลุ่มดาวราศีกรกฎในฤดูใบไม้ผลิที่ไม่ธรรมดา ในเมืองเป็นเรื่องยากที่จะมองเห็นด้วยตาเปล่าเนื่องจากมีไฟถนน แต่ด้วยกล้องส่องทางไกลจะมองเห็นได้ชัดเจน (8° เหนือกระจุกดาวเปิด Manger อันโด่งดัง)

ดาวสีเหลืองหลักที่มีขนาด 4 เมตรมีดาวข้างเคียงสีน้ำเงิน 6.8 เมตรที่ระยะเชิงมุม 30.7 นิ้ว ต้องขอบคุณสีที่ตัดกัน ทำให้ทั้งคู่ดูมีสีสันมาก และความใกล้ชิดกับคลัสเตอร์ Manger จะช่วยให้คุณระบุ ι มะเร็งบนท้องฟ้าได้

ภาพร่างของดาวคู่ Iota Cancer ผู้วาด: เจเรมี เปเรซ

เมื่อคุณเริ่มสงสัยว่าแสงของดวงดาวส่องเข้ามาจากส่วนลึกระดับใด คุณจะสัมผัสได้ถึงความรู้สึกชื่นชม แสงเดินทางจากคู่นี้มายังโลกใช้เวลา 330 ปี! ลองนึกภาพ: องค์ประกอบหลักในคู่นี้ถึงแม้จะมีสีเดียวกับดวงอาทิตย์ แต่ก็เป็นดาวฤกษ์ขนาดยักษ์ ด้วยขนาดที่ใหญ่กว่าดวงอาทิตย์เพียง 3.5 เท่า ι มะเร็ง A จึงมีเส้นผ่านศูนย์กลางใหญ่กว่าดาวฤกษ์ในเวลากลางวันของเราถึง 21 เท่าและเปล่งแสงได้มากกว่า 200 เท่า! ดาวข้างเคียงที่มีมวลน้อยกว่ายังไม่วิวัฒนาการ - ดาวสีขาวอมฟ้านี้อยู่ในลำดับหลัก (เช่น ดวงอาทิตย์) ดาวฤกษ์ในระบบ ι กังครี โคจรรอบจุดศูนย์กลางมวลร่วมด้วยคาบเวลาประมาณ 60,000 ปี

9. มังกรเปลือย

ในดาวเคราะห์น้อยที่เรียกว่า หัวมังกรมีดาว ν ซึ่งมักเรียกว่า "ดวงตาแห่งมังกร" ดังที่คุณคงคาดเดาได้ เครื่องหมายดอกจันหัวมังกรนั้นอยู่ในกลุ่มดาวเดรโก เหนือดาวเวก้า และเป็นดาวจตุรัสที่ไม่สม่ำเสมอของดาวดวงที่ 2 และ 3 ปริมาณ ν เดรโกเป็นดาวที่จางที่สุดในจตุรัสนี้ เล็งกล้องส่องทางไกลของคุณไปที่เธอ!

คุณจะพบว่าดาวฤกษ์ประกอบด้วยดาวฤกษ์สองดวงที่มีความสว่างเท่ากัน โดยคั่นด้วยระยะ 1 อาร์คนาที ผู้ที่มีการมองเห็นเฉียบพลันมากในทางทฤษฎีจะสามารถมองเห็นดวงดาวเป็นรายบุคคลและด้วยตาเปล่าได้ แต่ในการทำเช่นนี้ จะต้องปฏิบัติตามเงื่อนไขหลายประการ กล่าวคือ ก่อนอื่น ให้ออกไปจากเมืองให้ไกลจากเมืองและสังเกตดูในคืนที่มืดมนและโปร่งใสมาก

ส่วนประกอบของ ν เดรโกเปรียบเสมือนถั่วสองตัวในฝัก - เป็นดาวสีขาวในสเปกตรัมคลาส A ทั้งคู่ถูกแยกออกจากกันอย่างน้อย 1900 AU กล่าวคือ ดาวฤกษ์จะโคจรรอบจุดศูนย์กลางมวลร่วม 1 รอบในเวลาประมาณ 44,000 ปี

10. เดลต้าเซเฟย์

น้อยคนนักที่จะรู้ว่าดาวแปรแสงชื่อดัง เดลต้าเซเฟอุสซึ่งกลายเป็นต้นแบบของดาวแปรแสงเซเฟอิดทั้งชั้น มีดาวเทียมเชิงแสงอยู่บนท้องฟ้า ดาวสีฟ้าอ่อนที่มีขนาด 6.3 เมตร อยู่ห่างจากดาวฤกษ์หลัก 41 นิ้ว เมื่อมองเห็นแล้ว ทั้งคู่จะมีลักษณะคล้ายกับ Albireo แม้ว่าความแตกต่างระหว่างส่วนประกอบต่างๆ จะไม่ชัดเจนนัก (δ Cephei มีสีเหลืองอ่อน)

Delta Cepheus นั้นดีเพราะสามารถพบเห็นได้ในรัสเซียและประเทศเพื่อนบ้าน ตลอดทั้งปี- ลองหาเวลาดูดาวเด่นดวงนี้ดู สังเกตทุ่งดาวที่สวยงามที่ล้อมรอบ δ Cephei

แน่นอนว่า รายการดาวคู่เล็กๆ น้อยๆ นี้ไม่ได้ทำให้ความสามารถของกล้องส่องทางไกลของคุณหมดลง ดังที่ผมได้กล่าวไว้ในตอนต้นของบทความ แม้ว่าจะใช้กล้องส่องทางไกลธรรมดาขนาด 50 มม. ก็มีดาวคู่และหลายดวงหลายร้อยดวงให้สังเกตได้ อ่านรายการนี้ ค้นหาดวงดาวที่ถูกอธิบาย และตรวจสอบพวกมันอย่างช้าๆ บางทีคุณอาจได้รับแรงบันดาลใจจากความงามของวัตถุเหล่านี้อย่างแท้จริง บางทีรายการนี้อาจเป็นจุดเริ่มต้นสำหรับการวิจัยในอนาคตของคุณ!

ตารางด้านล่างสรุปข้อมูลทั่วไปเกี่ยวกับดาวคู่ การกำหนด: m1 และ m2 - ขนาดของส่วนประกอบ ρ คือระยะเชิงมุมระหว่างส่วนประกอบต่างๆ มุม - มุมตำแหน่งที่วัดสัมพันธ์กับทิศเหนือ ด้านล่างนี้คือพิกัดและสีของดวงดาว

ดาว	ม1	ตร.ม	ρ	มุม	α (2000)	δ (2000)	สีดาว
อัลบิเรโอ	3,4	4,7	35"	54°	19 ชม. 31 นาที	+27° 57"	สีส้มสีน้ำเงิน
α หมาล่าเนื้อ	2,9	5,5	19,3"	229°	25 56	+38 19	สีฟ้า, สีเหลือง
ε ไลเร	4,6	4,7	3,5"	182°	18 44	+39 40	สีขาว
δ ไลรา	4,3	5,6	10,3"	295°	18 54	+36 54	แดงน้ำเงินขาว
ζ ไลรา	4,3	5,6	44"	150°	18 45	+37 36	สีเหลืองอ่อน, สีขาว
	2,2	4,0	11,8"	70°	13 24	+54 55	สีขาว
ο¹ หงส์	3,8	4,8; 7,01	5,6"; 1,8"	-	20 14	+46 47	ส้ม, น้ำเงิน, ขาว
ι มะเร็ง	4,0	6,6	30,6"	307°	08 47	+28 46	สีเหลืองสีน้ำเงิน
ν มังกร	4,9	4,9	63,4"	311°	17 32	+55 11	สีขาว
δ เซเฟย์	4,1	6,3	40,9"	191°	22 29	+58 25	ขาวอมเหลือง, ขาวอมฟ้า

ยอดดูโพสต์: 4,391

การสังเกตดาวคู่

หัวข้อการสังเกตดาวคู่และดาวหลายดวงมักถูกละเลยในสื่อสิ่งพิมพ์สมัครเล่นในประเทศเสมอมา และแม้กระทั่งในหนังสือเกี่ยวกับการสังเกตดาวคู่โดยมือสมัครเล่นที่ตีพิมพ์ก่อนหน้านี้ก็หมายความว่าคุณไม่น่าจะพบข้อมูลมากมาย มีสาเหตุหลายประการสำหรับเรื่องนี้ แน่นอนว่า การสังเกตระบบไบนารีแบบสมัครเล่นนั้นไม่ได้เป็นความลับอีกต่อไปจากมุมมองทางวิทยาศาสตร์ และผู้เชี่ยวชาญได้ค้นพบดาวเหล่านี้ส่วนใหญ่แล้ว และดาวที่ยังไม่ได้ถูกค้นพบหรือศึกษาก็ไม่สามารถเข้าถึงได้สำหรับมือสมัครเล่นทั่วไป ขณะที่เครื่องหลังกำลังบินไปดาวอังคาร ความแม่นยำของการวัดสมัครเล่นนั้นต่ำกว่าของนักดาราศาสตร์ที่ทำงานด้วยเครื่องมือขนาดใหญ่และแม่นยำอย่างมาก ซึ่งเป็นตัวกำหนดคุณลักษณะของคู่ดาวฤกษ์ ซึ่งบางครั้งก็อยู่นอกเหนือขอบเขตการมองเห็นด้วยซ้ำ โดยใช้เพียงเครื่องมือทางคณิตศาสตร์ในการอธิบายระบบดังกล่าว เหตุผลทั้งหมดนี้ไม่สามารถพิสูจน์ทัศนคติแบบผิวเผินต่อวัตถุเหล่านี้ได้ ตำแหน่งของฉันขึ้นอยู่กับข้อเท็จจริงง่ายๆว่า ที่สุดมือสมัครเล่นในช่วงระยะเวลาหนึ่งจำเป็นต้องมีส่วนร่วมในการสังเกตการณ์ดาวคู่ที่ง่ายที่สุด เป้าหมายที่พวกเขาดำเนินการอาจแตกต่างกัน: ตั้งแต่การตรวจสอบคุณภาพของเลนส์ ความสนใจด้านกีฬาไปจนถึงงานที่สำคัญกว่า เช่น การสังเกตการเปลี่ยนแปลงในระบบดาวฤกษ์ไกลโพ้นตลอดหลายปีที่ผ่านมา อีกวิธีหนึ่งที่การสังเกตสามารถมีคุณค่าได้คือการฝึกอบรมผู้สังเกตการณ์ ด้วยการศึกษาดาวคู่อย่างต่อเนื่อง ผู้สังเกตการณ์สามารถรักษารูปร่างให้อยู่ในสภาพดี ซึ่งจะช่วยสังเกตวัตถุอื่น ๆ ในภายหลัง และเพิ่มความสามารถในการสังเกตเห็นรายละเอียดปลีกย่อยและรายละเอียดปลีกย่อย ตัวอย่างคือเรื่องราวที่เพื่อนร่วมงานคนหนึ่งของฉันหลังจากใช้เวลาหยุดไปหลายวัน พยายามแก้ไขดาวขนาด 1" สองสามดวงโดยใช้รีเฟลกเตอร์ 110 มม. และในท้ายที่สุด ฉันก็บรรลุผลสำเร็จ ในทางกลับกัน ฉันก็ต้องยอมแพ้ ด้วยเครื่องมือที่ใหญ่กว่า 150 มม. บางทีเป้าหมายเหล่านี้ทั้งหมดอาจไม่ใช่เป้าหมายหลักของมือสมัครเล่น แต่อย่างไรก็ตาม การสังเกตดังกล่าวจะดำเนินการเป็นระยะๆ ดังนั้น หัวข้อนี้จึงจำเป็นต้องมีการเปิดเผยเพิ่มเติมและการจัดระเบียบของเนื้อหาที่รู้จักที่รวบรวมไว้ก่อนหน้านี้ .

เมื่อดูแผนที่ดาวสมัครเล่นที่ดี คุณอาจสังเกตเห็นว่าดวงดาวส่วนใหญ่บนท้องฟ้ามีดาวเทียมของตัวเอง หรือแม้แต่ดาวบริวารทั้งกลุ่ม ซึ่งปฏิบัติตามกฎของกลศาสตร์ท้องฟ้า ทำให้พวกมันเคลื่อนไหวอย่างสนุกสนานไปรอบๆ ศูนย์กลางมวลร่วมหลายร้อยปี หลายพันปี หรือแม้แต่หลายแสนปี ทันทีที่พวกเขามีกล้องโทรทรรศน์ หลายคนก็ชี้ไปที่ระบบคู่หรือหลายระบบที่สวยงามที่รู้จักกันดีในทันที และบางครั้งการสังเกตที่เรียบง่ายและไม่ซับซ้อนเช่นนี้จะกำหนดทัศนคติของบุคคลต่อดาราศาสตร์ในอนาคต สร้างภาพส่วนตัวของเขา ทัศนคติต่อการรับรู้ของจักรวาลโดยรวม ฉันจำได้ด้วยอารมณ์ความรู้สึกถึงประสบการณ์ครั้งแรกของการสังเกตดังกล่าว และฉันคิดว่าคุณเองก็คงจะพบสิ่งที่จะบอกเกี่ยวกับเรื่องนี้เช่นกัน แต่ครั้งแรกนั้น เมื่อในวัยเด็กห่างไกล ฉันได้รับกล้องโทรทรรศน์ 65 มม. เป็นของขวัญ ซึ่งเป็นหนึ่งในวัตถุชิ้นแรก ๆ ของฉันซึ่ง ฉันเอามาจากหนังสือ Dagaev "การสังเกตท้องฟ้าเต็มไปด้วยดวงดาว" มีระบบคู่ที่สวยงาม Albireo เมื่อคุณเคลื่อนกล้องโทรทรรศน์เล็ก ๆ ของคุณไปบนท้องฟ้าและที่นั่น ในวงกลมที่ร่างไว้ของขอบเขตการมองเห็น ดวงดาวทางช้างเผือกหลายร้อยหลายร้อยดวงลอยผ่านไป และจากนั้นก็มีดาวคู่สวยงามคู่หนึ่งปรากฏขึ้น ซึ่งโดดเด่นในความเปรียบต่างดังกล่าว มวลมวลหลักที่เหลืออยู่นั้นคำเหล่านั้นที่ร้องขึ้นในใจเพื่อขับขานความงดงามแห่งท้องฟ้าก็หายไปทันที เหลือแต่ความตกใจ เมื่อตระหนักว่าความยิ่งใหญ่และความงดงามของห้วงอากาศเย็นนั้นยิ่งใหญ่กว่ามาก กว่าคำพูดซ้ำซากที่คุณเกือบจะพูดออกมา เรื่องนี้ไม่เคยถูกลืมอย่างแน่นอน แม้ว่าจะผ่านไปหลายปีแล้วก็ตาม
กล้องโทรทรรศน์และผู้สังเกตการณ์
เพื่อเปิดเผยพื้นฐานของการสังเกตดาวดังกล่าว คุณสามารถใช้สำนวนทั่วไปได้เพียงสองสามสำนวนเท่านั้น ทั้งหมดนี้สามารถอธิบายได้ง่ายๆ ว่าเป็นการแยกเชิงมุมของดาวฤกษ์สองดวงและการวัดระยะห่างระหว่างดาวฤกษ์ทั้งสองดวงในยุคปัจจุบัน ในความเป็นจริงปรากฎว่าทุกอย่างยังห่างไกลจากความเรียบง่ายและไม่คลุมเครือ เมื่อสังเกตปัจจัยบุคคลที่สามหลายประเภทเริ่มปรากฏขึ้นซึ่งไม่อนุญาตให้คุณบรรลุผลลัพธ์ที่ต้องการโดยไม่มีกลอุบายบางอย่าง เป็นไปได้ว่าคุณรู้อยู่แล้วเกี่ยวกับการมีอยู่ของคำจำกัดความเช่นขีดจำกัดเดวิส นี่เป็นปริมาณที่ทราบกันมานานซึ่งจำกัดความสามารถของระบบออพติคอลบางระบบในการแยกวัตถุสองชิ้นที่อยู่ใกล้กัน กล่าวอีกนัยหนึ่ง เมื่อใช้กล้องโทรทรรศน์หรือกล้องส่องเฉพาะจุดอื่น คุณจะสามารถแยก (แก้ไข) วัตถุสองชิ้นที่อยู่ใกล้กว่านั้นได้ ไม่อย่างนั้นวัตถุเหล่านี้จะรวมเป็นหนึ่งเดียว และคุณจะไม่สามารถแยกดาวคู่นี้ออกได้ คือคุณจะเห็นเพียงดาวดวงเดียวแทนที่จะเป็นสองดวง สูตรเดวิสเชิงประจักษ์สำหรับตัวหักเหถูกกำหนดเป็น:
ขวา = 120" / ง (F.1)
โดยที่ R คือระยะห่างเชิงมุมขั้นต่ำที่แก้ไขได้ระหว่างดาวสองดวงในหน่วยอาร์ควินาที D คือเส้นผ่านศูนย์กลางของกล้องโทรทรรศน์ในหน่วยมิลลิเมตร จากตารางด้านล่าง (แท็บ 1) คุณจะเห็นได้อย่างชัดเจนว่าค่านี้เปลี่ยนแปลงไปอย่างไรเมื่อรูรับแสงเข้าของกล้องโทรทรรศน์เพิ่มขึ้น อย่างไรก็ตาม ในความเป็นจริง ค่านี้อาจแตกต่างกันอย่างมากระหว่างกล้องโทรทรรศน์สองตัว แม้ว่าเลนส์จะมีเส้นผ่านศูนย์กลางเท่ากันก็ตาม สิ่งนี้อาจขึ้นอยู่กับประเภทของระบบออพติก คุณภาพการผลิตออปติก และแน่นอน สถานะของบรรยากาศ

สิ่งที่คุณต้องมีเพื่อที่จะเริ่มสังเกต แน่นอนว่าสิ่งที่สำคัญที่สุดคือกล้องโทรทรรศน์ ควรสังเกตว่ามือสมัครเล่นหลายคนตีความสูตรเดวิสผิด โดยเชื่อว่ามีเพียงตัวกำหนดความเป็นไปได้ในการแก้ไขคู่คู่ที่ใกล้เคียงกัน นี่ไม่ถูกต้อง เมื่อหลายปีก่อน ฉันพบกับมือสมัครเล่นคนหนึ่งที่บ่นว่ามาหลายฤดูกาลแล้วที่เขาไม่สามารถแยกดาวฤกษ์คู่หนึ่งด้วยกล้องโทรทรรศน์ขนาด 2.5 นิ้วที่ห่างกันเพียง 3 อาร์ควินาทีเท่านั้น อันที่จริง ปรากฎว่าเขาพยายามทำสิ่งนี้โดยใช้กำลังขยายต่ำที่ 25 เท่า โดยให้เหตุผลว่าด้วยกำลังขยายเช่นนี้ ทำให้เขามองเห็นได้ดีกว่า แน่นอนว่าเขาพูดถูกเรื่องหนึ่ง กำลังขยายที่ต่ำกว่าจะช่วยลดผลกระทบที่เป็นอันตรายได้อย่างมาก การไหลของอากาศในชั้นบรรยากาศ แต่ข้อผิดพลาดหลักคือเขาไม่ได้คำนึงถึงพารามิเตอร์อื่นที่ส่งผลต่อความสำเร็จในการแยกคู่ที่ใกล้ชิด ฉันกำลังพูดถึงค่าที่เรียกว่า "การขยายความละเอียด"
ป = 0.5 * ง (ฉ.2)
ฉันไม่เคยเห็นสูตรในการคำนวณปริมาณนี้บ่อยเท่าในบทความและหนังสืออื่นๆ เหมือนกับคำอธิบายของขีดจำกัดเดวิส ซึ่งอาจเป็นสาเหตุว่าทำไมผู้คนถึงมีความเข้าใจผิดเกี่ยวกับความสามารถในการแก้ไขคู่ที่ใกล้ชิดโดยใช้กำลังขยายน้อยที่สุด จริงอยู่ เราจะต้องตระหนักไว้อย่างชัดเจนว่าสูตรนี้ให้ค่าเพิ่มขึ้นเมื่อสามารถสังเกตรูปแบบการเลี้ยวเบนของดาวฤกษ์ได้แล้ว และด้วยเหตุนี้ องค์ประกอบที่สองจึงอยู่ใกล้กันด้วย ฉันเน้นย้ำคำว่าสังเกตอีกครั้ง เนื่องจากเพื่อทำการวัด ค่าของกำลังขยายนี้จะต้องคูณด้วยอย่างน้อย 4 เท่า หากสภาพบรรยากาศเอื้ออำนวย
คำสองสามคำเกี่ยวกับรูปแบบการเลี้ยวเบน หากคุณดูดาวฤกษ์ที่ค่อนข้างสว่างผ่านกล้องโทรทรรศน์ด้วยกำลังขยายสูงสุดที่เป็นไปได้ คุณจะสังเกตเห็นว่าดาวดวงนั้นไม่ปรากฏเป็นจุด อย่างที่ควรจะเป็นในทางทฤษฎีเมื่อสังเกตวัตถุที่อยู่ห่างไกลมาก แต่เป็นวงกลมเล็กๆ ที่ล้อมรอบด้วย วงแหวนหลายวง (ที่เรียกว่า วงแหวนเลี้ยวเบน ) เป็นที่ชัดเจนว่าจำนวนและความสว่างของวงแหวนดังกล่าวส่งผลโดยตรงต่อความสะดวกที่คุณสามารถแยกคู่รักที่ใกล้ชิดได้ อาจเป็นไปได้ว่าส่วนประกอบที่อ่อนแอจะถูกละลายไปในรูปแบบการเลี้ยวเบน และคุณจะไม่สามารถแยกแยะองค์ประกอบนั้นกับพื้นหลังของวงแหวนที่สว่างและหนาแน่นได้ ความเข้มของมันขึ้นอยู่กับทั้งคุณภาพของเลนส์และค่าสัมประสิทธิ์การคัดกรองของกระจกรองโดยตรงในกรณีที่ใช้ตัวสะท้อนแสงหรือระบบ catadioptric แน่นอนว่าค่าที่สองไม่ได้ทำการปรับเปลี่ยนอย่างจริงจังต่อความสามารถในการแก้ไขคู่บางคู่โดยทั่วไป แต่ด้วยการคัดกรองที่เพิ่มขึ้น คอนทราสต์ขององค์ประกอบที่อ่อนแอเมื่อเทียบกับพื้นหลังจะลดลง

นอกจากกล้องโทรทรรศน์แล้ว คุณจะต้องมีเครื่องมือวัดด้วย หากคุณจะไม่วัดตำแหน่งของส่วนประกอบที่สัมพันธ์กัน โดยทั่วไปคุณสามารถทำได้โดยไม่ต้องใช้ส่วนประกอบเหล่านั้น สมมติว่าคุณอาจค่อนข้างพอใจกับความจริงที่ว่าคุณสามารถแยกดาวฤกษ์ใกล้เคียงด้วยเครื่องมือของคุณ และตรวจสอบให้แน่ใจว่าความเสถียรของบรรยากาศในวันนี้เหมาะสม หรือกล้องโทรทรรศน์ของคุณให้ผลลัพธ์ที่ดี และคุณยังไม่ได้สูญเสียทักษะเดิมและ ความชำนาญ เพื่อวัตถุประสงค์ที่ลึกและจริงจังยิ่งขึ้น จำเป็นต้องใช้ไมโครมิเตอร์และสเกลหน้าปัด บางครั้งอุปกรณ์ทั้งสองดังกล่าวสามารถพบได้ในช่องมองภาพพิเศษอันเดียวโดยติดตั้งแผ่นกระจกที่มีเส้นบาง ๆ โดยทั่วไปแล้ว เครื่องหมายจะถูกติดที่ระยะห่างที่กำหนดโดยใช้เลเซอร์ในการตั้งค่าจากโรงงาน มีการแสดงช่องมองภาพที่ผลิตทางอุตสาหกรรมดังกล่าวในบริเวณใกล้เคียง ไม่เพียงแต่จะมีการทำเครื่องหมายทุกๆ 0.01 ไมครอนเท่านั้น แต่ยังมีการกำหนดสเกลชั่วโมงตามขอบของขอบเขตการมองเห็นเพื่อกำหนดมุมของตำแหน่งอีกด้วย

เลนส์ใกล้ตาดังกล่าวมีราคาค่อนข้างแพงและคุณมักจะต้องใช้อุปกรณ์อื่นซึ่งมักจะทำที่บ้าน คุณสามารถออกแบบและสร้างไมโครมิเตอร์แบบลวดแบบโฮมเมดได้ในระยะเวลาหนึ่ง สาระสำคัญของการออกแบบคือหนึ่งในสองเส้นลวดที่บางมากสามารถเคลื่อนที่สัมพันธ์กับอีกเส้นหนึ่งได้หากวงแหวนที่มีการแบ่งส่วนหมุนอยู่ ด้วยเกียร์ที่เหมาะสม เพื่อให้แน่ใจว่าการหมุนวงแหวนดังกล่าวโดยสมบูรณ์จะทำให้ระยะห่างระหว่างสายไฟเปลี่ยนแปลงเล็กน้อยมาก แน่นอนว่าอุปกรณ์ดังกล่าวจะต้องมีการสอบเทียบที่นานมากจนกว่าจะพบค่าที่แน่นอนของส่วนใดส่วนหนึ่งของอุปกรณ์ดังกล่าว แต่ก็มีอยู่ในการผลิต อุปกรณ์เหล่านี้ ทั้งช่องมองภาพและไมโครมิเตอร์ ต้องใช้ความพยายามเพิ่มเติมจากผู้สังเกตเพื่อให้การทำงานตามปกติ ทั้งสองทำงานบนหลักการวัดระยะทางเชิงเส้น ด้วยเหตุนี้ จึงจำเป็นต้องเชื่อมโยงการวัดสองแบบ (เชิงเส้นและเชิงมุม) เข้าด้วยกัน ซึ่งสามารถทำได้สองวิธี โดยการพิจารณาเชิงประจักษ์จากการสังเกตถึงค่าของการแบ่งส่วนใดส่วนหนึ่งของอุปกรณ์ทั้งสอง หรือโดยการคำนวณทางทฤษฎี วิธีที่สองไม่สามารถแนะนำได้ เนื่องจากมันขึ้นอยู่กับข้อมูลที่แม่นยำเกี่ยวกับความยาวโฟกัสขององค์ประกอบทางแสงของกล้องโทรทรรศน์ แต่ถ้าทราบด้วยความแม่นยำเพียงพอ การวัดเชิงมุมและเชิงเส้นก็สามารถสัมพันธ์กันได้ด้วยความสัมพันธ์:
ก = 206265" / ฟ (ฉ.3)
นี่ทำให้เราทราบขนาดเชิงมุมของวัตถุซึ่งอยู่ที่โฟกัสหลักของกล้องโทรทรรศน์ (F) และมีขนาด 1 มม. พูดง่ายๆ ก็คือ 1 มิลลิเมตรที่จุดโฟกัสหลักของกล้องโทรทรรศน์ขนาด 2,000 มม. จะเท่ากับ 1.72 อาร์คนาที . วิธีแรกมักจะแม่นยำกว่า แต่ต้องใช้เวลาพอสมควร วางเครื่องมือวัดประเภทใดก็ได้บนกล้องโทรทรรศน์แล้วดูดาวฤกษ์ที่มีพิกัดที่ทราบ หยุดกลไกนาฬิกาของกล้องโทรทรรศน์และสังเกตเวลาที่ดาวฤกษ์ใช้ในการเดินทางจากแผนกหนึ่งไปยังอีกแผนกหนึ่ง ผลลัพธ์หลายๆ ผลลัพธ์ที่ได้จะเป็นค่าเฉลี่ย และระยะทางเชิงมุมที่สอดคล้องกับตำแหน่งของเครื่องหมายทั้งสองจะคำนวณโดยใช้สูตร:
A = 15 * เสื้อ * COS(D) (F.4)
การวัดผล
ดังที่ได้กล่าวไว้แล้ว งานที่ผู้สังเกตการณ์ดาวฤกษ์สองดวงมอบหมายให้มีสองสิ่งง่ายๆ - การแยกออกเป็นส่วนประกอบและการวัด หากทุกสิ่งที่อธิบายไว้ก่อนหน้านี้ทำหน้าที่ช่วยแก้ไขงานแรก ให้พิจารณาความเป็นไปได้ในการดำเนินการและมีจำนวนที่แน่นอน วัสดุทางทฤษฎีจากนั้นในส่วนนี้จะกล่าวถึงประเด็นที่เกี่ยวข้องโดยตรงกับกระบวนการวัดคู่ดาวฤกษ์ เพื่อแก้ปัญหานี้ คุณจะต้องวัดปริมาณเพียงไม่กี่อย่างเท่านั้น
มุมตำแหน่ง

ปริมาณนี้ใช้เพื่ออธิบายทิศทางของวัตถุหนึ่งสัมพันธ์กับอีกวัตถุหนึ่ง หรือเพื่อการวางตำแหน่งบนทรงกลมท้องฟ้าอย่างมั่นใจ ในกรณีของเรา สิ่งนี้เกี่ยวข้องกับการกำหนดตำแหน่งขององค์ประกอบที่สอง (อ่อนกว่า) สัมพันธ์กับองค์ประกอบที่สว่างกว่า ในทางดาราศาสตร์ มุมของตำแหน่งวัดจากจุดที่ชี้ไปทางเหนือ (0°) จากนั้นไปทางทิศตะวันออก (90°) ทางใต้ (180°) และทิศตะวันตก (270°) ดาวสองดวงที่มีการขึ้นทางขวาเท่ากันจะมีมุมตำแหน่งเป็น 0° หรือ 180° หากมีมุมเอียงเท่ากัน มุมจะเป็น 90° หรือ 270° ค่าที่แน่นอนจะขึ้นอยู่กับตำแหน่งของดาวฤกษ์เหล่านี้ซึ่งสัมพันธ์กัน (ซึ่งอยู่ทางขวา ซึ่งอยู่สูงกว่า และอื่นๆ) และดาวดวงใดที่เลือกเป็นจุดอ้างอิง ในกรณีของดาวคู่ จุดนี้จะถือเป็นองค์ประกอบที่สว่างกว่าเสมอ ก่อนที่จะวัดมุมของตำแหน่ง จำเป็นต้องวางตำแหน่งสเกลการวัดให้ถูกต้องตามทิศทางที่สำคัญ มาดูกันว่าสิ่งนี้จะเกิดขึ้นได้อย่างไรเมื่อใช้ช่องมองภาพแบบไมโครมิเตอร์ การวางดาวฤกษ์ไว้ที่กึ่งกลางขอบเขตการมองเห็นและปิดกลไกนาฬิกา เป็นการบังคับดาวฤกษ์ให้เคลื่อนที่ในขอบเขตการมองเห็นของกล้องโทรทรรศน์จากตะวันออกไปตะวันตก จุดที่ดาวฤกษ์จะพ้นขอบเขตการมองเห็นคือทิศทางไปทางทิศตะวันตก หากช่องมองภาพมีสเกลเชิงมุมที่ขอบของช่องมองภาพ จำเป็นต้องตั้งค่าไว้ที่ 270 องศาโดยการหมุนช่องมองภาพ ณ จุดที่ดาวออกจากช่องมองภาพ คุณสามารถตรวจสอบการติดตั้งที่ถูกต้องได้โดยขยับกล้องโทรทรรศน์เพื่อให้ดาวฤกษ์เริ่มปรากฏจากนอกแนวสายตา จุดนี้ควรตรงกับเครื่องหมาย 90 องศา และในระหว่างที่ดาวเคลื่อนที่ ควรผ่านจุดศูนย์กลางและเริ่มออกจากขอบเขตการมองเห็นที่เครื่องหมาย 270 องศาพอดี หลังจากขั้นตอนนี้ ยังคงต้องจัดการกับการวางแนวของแกนเหนือ-ใต้ อย่างไรก็ตาม จำเป็นต้องจำไว้ว่ากล้องโทรทรรศน์สามารถสร้างได้ทั้งภาพแบบยืดไสลด์ (กรณีของภาพที่กลับหัวโดยสมบูรณ์ในสองแกน) และภาพกลับหัวในแกนเดียวเท่านั้น (ในกรณีของการใช้ปริซึมสุดยอดหรือกระจกโก่งตัว ). หากตอนนี้เรามุ่งความสนใจไปที่ดาวคู่ที่เราสนใจ แล้ววางดาวหลักไว้ตรงกลาง ก็เพียงพอแล้วที่จะอ่านค่ามุมขององค์ประกอบที่สอง แน่นอนว่าการวัดดังกล่าวจะดำเนินการได้ดีที่สุดโดยใช้กำลังขยายสูงสุดที่เป็นไปได้สำหรับคุณ
การวัดมุม

ในความเป็นจริง ส่วนที่ยากที่สุดของงานที่ได้เสร็จสิ้นไปแล้ว ดังที่อธิบายไว้ในส่วนที่แล้ว สิ่งที่เหลืออยู่คือนำผลการวัดมุมระหว่างดวงดาวจากสเกลไมโครมิเตอร์ ที่นี่ไม่มีเทคนิคพิเศษและวิธีการเพื่อให้ได้ผลลัพธ์ขึ้นอยู่กับประเภทของไมโครมิเตอร์โดยเฉพาะ แต่ฉันจะเปิดเผยหลักการที่ยอมรับโดยทั่วไปโดยใช้ตัวอย่างของไมโครมิเตอร์แบบลวดแบบโฮมเมด ชี้ดาวสว่างไปที่เครื่องหมายเส้นลวดเส้นแรกในหน่วยไมโครมิเตอร์ จากนั้น โดยการหมุนวงแหวนที่ทำเครื่องหมายไว้ ให้จัดตำแหน่งส่วนประกอบที่สองของคู่ดาวและบรรทัดที่สองของอุปกรณ์ ในขั้นตอนนี้ คุณต้องจำค่าที่อ่านได้ของไมโครมิเตอร์เพื่อดำเนินการต่อไป ในตอนนี้ ด้วยการหมุนไมโครมิเตอร์ 180 องศา และใช้กลไกการเคลื่อนที่ที่แม่นยำของกล้องโทรทรรศน์ เพื่อจัดแนวเส้นแรกในไมโครมิเตอร์ให้ตรงกับดาวหลักอีกครั้ง เครื่องหมายที่สองของอุปกรณ์ควรอยู่ห่างจากดาวดวงที่สองตามลำดับ เมื่อบิดดิสก์ไมโครมิเตอร์เพื่อให้เครื่องหมายที่สองตรงกับดาวดวงที่สองและรับค่าใหม่จากสเกลแล้วลบค่าเก่าของอุปกรณ์ออกไปเพื่อให้ได้มุมสองเท่า อาจดูเหมือนเป็นเรื่องที่เข้าใจยากว่าทำไมถึงมีการดำเนินการขั้นตอนที่ซับซ้อนเช่นนี้ ในเมื่อสามารถอ่านค่าจากสเกลได้โดยไม่ต้องพลิกไมโครมิเตอร์ ซึ่งง่ายกว่าอย่างแน่นอน แต่ในกรณีนี้ความแม่นยำในการวัดจะแย่กว่าในกรณีของการใช้เทคนิคมุมคู่ที่อธิบายไว้ข้างต้นเล็กน้อย ยิ่งไปกว่านั้น การทำเครื่องหมายศูนย์บนไมโครมิเตอร์แบบโฮมเมดอาจมีความแม่นยำค่อนข้างน่าสงสัย แต่ปรากฎว่าเราไม่ได้ทำงานด้วยค่าศูนย์ แน่นอนว่าเพื่อให้ได้ผลลัพธ์ที่ค่อนข้างเชื่อถือได้ เราจำเป็นต้องทำซ้ำขั้นตอนการวัดมุมหลายๆ ครั้งเพื่อให้ได้ผลลัพธ์โดยเฉลี่ยจากการสังเกตหลายๆ ครั้ง
เทคนิคการวัดอื่นๆ
หลักการที่สรุปไว้ข้างต้นสำหรับการวัดระยะทางและมุมตำแหน่งของคู่ที่ใกล้ชิดนั้นเป็นวิธีการแบบคลาสสิก ซึ่งการใช้วิธีนี้สามารถพบได้ในดาราศาสตร์สาขาอื่นด้วย เช่น เซเลโนกราฟ แต่บ่อยครั้งที่มือสมัครเล่นไม่สามารถเข้าถึงไมโครมิเตอร์ที่แม่นยำได้ และต้องพอใจกับวิธีการอื่นที่มีอยู่ สมมติว่า หากคุณมีเลนส์ใกล้ตาที่มีเป้าเล็ง ก็สามารถวัดเชิงมุมแบบง่ายๆ ได้ สำหรับดาวฤกษ์คู่ที่อยู่ใกล้กันมาก มันจะทำงานได้ไม่แม่นยำนัก แต่สำหรับดาวฤกษ์ที่กว้างกว่า คุณสามารถใช้ข้อเท็จจริงที่ว่าดาวฤกษ์ที่มีความลาดเอียง d ต่อวินาที ตามสูตร F.4 เดินทางในเส้นทาง 15 * Cos(d ) อาร์ควินาที เมื่อใช้ประโยชน์จากข้อเท็จจริงนี้ คุณสามารถตรวจจับระยะเวลาที่ส่วนประกอบทั้งสองตัดกันเป็นเส้นเดียวกันของช่องมองภาพได้ หากมุมตำแหน่งของคู่ดาวดังกล่าวคือ 90 หรือ 270 องศา แสดงว่าคุณโชคดีและไม่จำเป็นต้องดำเนินการคำนวณใด ๆ เพิ่มเติม เพียงทำซ้ำขั้นตอนการวัดทั้งหมดซ้ำหลายครั้ง มิฉะนั้น คุณจะต้องใช้กลเม็ดอันชาญฉลาดในการกำหนดมุมของตำแหน่ง จากนั้นใช้สมการตรีโกณมิติเพื่อค้นหาด้านข้างของสามเหลี่ยม เพื่อคำนวณระยะห่างระหว่างดวงดาว ซึ่งควรจะเท่ากับ:
R = t * 15 * Cos(d) / Sin(PA) (F.5)
โดยที่ PA คือมุมตำแหน่งของส่วนประกอบที่สอง หากคุณวัดในลักษณะนี้มากกว่าสี่หรือห้าครั้ง และมีเวลา (t) ความแม่นยำในการวัดไม่แย่กว่า 0.1 วินาที จากนั้นใช้เลนส์ใกล้ตาที่มีกำลังขยายสูงสุดที่เป็นไปได้ คุณสามารถคาดหวังได้อย่างสมเหตุสมผลว่าจะได้รับความแม่นยำในการวัดสูงถึง 0.5 อาร์ควินาทีหรือดีกว่านั้น ดำเนินไปโดยไม่ได้บอกว่าครอสแฮร์ในช่องมองภาพจะต้องอยู่ในตำแหน่ง 90 องศาพอดี และจัดวางตามทิศทางไปยังทิศทางหลักที่แตกต่างกัน และที่มุมตำแหน่งใกล้กับ 0 ถึง 180 องศา จำเป็นต้องเปลี่ยนเทคนิคการวัดเล็กน้อย ในกรณีนี้ เป็นการดีกว่าที่จะเบี่ยงเบนเป้าเล็งเล็กน้อย 45 องศา สัมพันธ์กับเส้นลมปราณ และใช้วิธีการต่อไปนี้: โดยการสังเกตสองช่วงเวลาที่องค์ประกอบทั้งสองตัดกันเส้นเล็งเส้นใดเส้นหนึ่ง เราจะได้เวลา t1 และ t2 ในหน่วยวินาที . ในช่วงเวลา t (t=t2-t1) ดาวฤกษ์เคลื่อนที่ในเส้นทางโค้ง X วินาที:
X = t * 15 * คอส(เดลต้า) (F.6)
ตอนนี้เมื่อทราบมุมของตำแหน่งและการวางแนวทั่วไปของเส้นวัดเป้าเล็งในช่องมองภาพแล้ว เราก็สามารถเสริมนิพจน์ก่อนหน้าด้วยอันที่สองได้:
X = R * | คอส(PA) + บาป(PA) | (สำหรับการวางแนว SE-NW) (F.7)
X = R * | คอส(PA) - บาป(PA) | (สำหรับการวางแนวตามแนว NE-SW)
คุณสามารถวางส่วนประกอบที่อยู่ไกลมากในขอบเขตการมองเห็นในลักษณะที่ไม่เข้าสู่ขอบเขตการมองเห็นของช่องมองภาพ โดยอยู่ที่ขอบสุดของมัน ในกรณีนี้เมื่อทราบมุมของตำแหน่งเวลาที่ดาวดวงอื่นผ่านมุมมองและค่านี้เองคุณสามารถเริ่มการคำนวณโดยคำนวณความยาวของคอร์ดในวงกลมที่มีรัศมีที่แน่นอน คุณสามารถลองกำหนดมุมของตำแหน่งได้โดยใช้ดาวดวงอื่นในขอบเขตการมองเห็น ซึ่งทราบพิกัดล่วงหน้า ด้วยการวัดระยะห่างระหว่างกันด้วยไมโครมิเตอร์หรือนาฬิกาจับเวลา โดยใช้เทคนิคที่อธิบายไว้ข้างต้น คุณสามารถลองค้นหาค่าที่หายไปได้ แน่นอนว่าฉันจะไม่บอกสูตรที่นี่ คำอธิบายอาจใช้ส่วนสำคัญของบทความนี้ โดยเฉพาะอย่างยิ่งเนื่องจากสามารถพบได้ในตำราเรียนเรขาคณิต ความจริงค่อนข้างซับซ้อนกว่าเนื่องจากตามหลักการแล้วคุณจะต้องแก้ปัญหาเกี่ยวกับสามเหลี่ยมทรงกลม และนี่ไม่เหมือนกับสามเหลี่ยมบนเครื่องบิน แต่ถ้าคุณใช้วิธีการวัดที่ยุ่งยากเช่นนี้ ในกรณีของดาวคู่ เมื่อส่วนประกอบต่างๆ ตั้งอยู่ใกล้กัน คุณสามารถทำให้งานของคุณง่ายขึ้นโดยลืมเรื่องตรีโกณมิติทรงกลมไปเลย ความถูกต้องของผลลัพธ์ดังกล่าว (ไม่ถูกต้องอยู่แล้ว) จะไม่ได้รับผลกระทบมากนักจากสิ่งนี้ วิธีที่ดีที่สุดในการวัดมุมของตำแหน่งคือการใช้ไม้โปรแทรกเตอร์ เช่น ที่ใช้ในโรงเรียน และนำไปปรับใช้กับเลนส์ใกล้ตา มันจะค่อนข้างแม่นยำและที่สำคัญที่สุดคือเข้าถึงได้มาก
ในบรรดาวิธีการวัดแบบง่ายๆ เราสามารถพูดถึงอีกวิธีหนึ่งที่ค่อนข้างเป็นต้นฉบับ โดยอิงจากการใช้ธรรมชาติของการเลี้ยวเบน หากคุณวางตะแกรงที่ทำขึ้นเป็นพิเศษ (แถบขนานสลับของช่องรับแสงแบบเปิดและช่องกรองแสง) บนช่องรับแสงทางเข้าของกล้องโทรทรรศน์ของคุณ จากนั้นเมื่อคุณดูภาพที่ได้ผ่านกล้องโทรทรรศน์ คุณจะพบชุดของ "ดาวเทียม" ที่จางกว่า รอบๆ ดวงดาวที่มองเห็นได้ ระยะห่างเชิงมุมระหว่างดาวฤกษ์ "หลัก" และดาวแฝด "ใกล้ที่สุด" จะเท่ากับ:
P = 206265 * แลมบ์ดา / N (F.8)
โดยที่ P คือระยะห่างเชิงมุมระหว่างภาพซ้อนและภาพหลัก N คือผลรวมของความกว้างของส่วนเปิดและส่วนที่มีฉนวนป้องกันของอุปกรณ์ที่อธิบาย และแลมบ์ดาคือความยาวคลื่นของแสง (560 นาโนเมตรคือความไวสูงสุดของดวงตา) หากขณะนี้คุณวัดมุมทั้งสามมุมโดยใช้ประเภทของอุปกรณ์วัดมุมตำแหน่งที่มีให้คุณ คุณสามารถพึ่งพาสูตรและคำนวณระยะห่างเชิงมุมระหว่างส่วนประกอบต่างๆ ตามปรากฏการณ์ที่อธิบายไว้ข้างต้นและมุมตำแหน่ง:
R = P * บาป | PA1 - PA | / บาป | PA2 - พีเอ | (ฉ.10)
ค่าของ P ได้อธิบายไว้ข้างต้น และมุม PA, PA1 และ PA2 ถูกกำหนดเป็น: PA คือมุมตำแหน่งขององค์ประกอบที่สองของระบบสัมพันธ์กับภาพหลักของดาวฤกษ์หลัก PA1 - มุมตำแหน่งของภาพหลักของดาวหลัก สัมพันธ์กับภาพรองของดาวหลักบวก 180 องศา PA2 คือมุมตำแหน่งของภาพหลักขององค์ประกอบที่สอง เทียบกับภาพรองของดาวหลัก ข้อเสียเปรียบหลักควรสังเกตว่าเมื่อใช้วิธีนี้จะสังเกตเห็นได้ การสูญเสียครั้งใหญ่ในความสว่างของดวงดาว (มากกว่า 1.5-2.0 ม.) และทำงานได้ดีกับคู่ที่สว่างซึ่งมีความสว่างต่างกันเล็กน้อยเท่านั้น
อีกด้านหนึ่ง วิธีการที่ทันสมัยในทางดาราศาสตร์พวกเขาทำให้สามารถค้นพบความก้าวหน้าในการสังเกตระบบไบนารีได้ การถ่ายภาพและดาราศาสตร์ CCD ช่วยให้เราสามารถพิจารณากระบวนการเพื่อให้ได้ผลลัพธ์ใหม่ได้ ด้วยทั้งภาพ CCD และภาพถ่าย จึงมีวิธีการวัดจำนวนพิกเซลหรือระยะห่างเชิงเส้นระหว่างดวงดาวคู่หนึ่ง หลังจากปรับเทียบภาพแล้ว คุณจะคำนวณค่าที่ต้องการโดยการคำนวณขนาดของหนึ่งหน่วยโดยอาศัยดาวดวงอื่นที่ทราบพิกัดล่วงหน้า การใช้ CCD จะดีกว่ามาก ในกรณีนี้ ความแม่นยำในการวัดอาจมีลำดับความสำคัญสูงกว่าวิธีการมองเห็นหรือการถ่ายภาพ CCD ความละเอียดสูงสามารถบันทึกคู่ที่ใกล้เคียงกันมาก และการประมวลผลในภายหลังด้วยโปรแกรมการวัดทางโหราศาสตร์ต่างๆ ไม่เพียงแต่ช่วยอำนวยความสะดวกให้กับกระบวนการทั้งหมดเท่านั้น แต่ยังให้ความแม่นยำสูงมากจนถึงเศษหลายสิบหรือหนึ่งในร้อยของเศษส่วนของอาร์ควินาทีอีกด้วย

การสังเกตดาวคู่- กิจกรรมที่น่าสนใจและน่าตื่นเต้นอย่างยิ่งที่ผู้รักดาราศาสตร์เพลิดเพลิน เมื่อเร็วๆ นี้ได้รับความสนใจเพียงเล็กน้อยอย่างไม่สมควร นี่เป็นพื้นที่พิเศษแบบดั้งเดิมของการฝึกสังเกตมือสมัครเล่นโดยผสมผสานหลักการหลายข้อในคราวเดียว นี่เป็นทั้งทางวิทยาศาสตร์ - ความปรารถนาที่จะศึกษาวัตถุเพื่อพัฒนาความรู้ของเราเกี่ยวกับมันและทางเทคนิค - ความปรารถนาที่จะปรับปรุงกล้องโทรทรรศน์ของคุณแล้ว "บีบ" ให้เกิดประโยชน์สูงสุด นอกจากนี้ยังมีองค์ประกอบด้านกีฬาในกิจกรรมนี้ - ความปรารถนาที่จะบรรลุขีดความสามารถสูงสุดของตนเอง, ฝึกฝนความสามารถของตนเอง, เอาชนะความยากลำบากที่เกิดขึ้นในกระบวนการนี้ แต่ยังมีองค์ประกอบด้านสุนทรียศาสตร์ - เพียงแค่ดูภาพที่แปลกประหลาดและแปลกประหลาดเหล่านี้ และในบรรดาคู่หลายพันคู่ไม่มีสองคนที่เหมือนกันและบางครั้งในหมู่พวกเขามีผลงานชิ้นเอกของธรรมชาติที่แท้จริงซึ่งคุณสามารถชื่นชมได้ไม่รู้จบ แน่นอน เมื่อเร็ว ๆ นี้ หลังจากการปล่อยดาวเทียมที่มีความแม่นยำสูงขึ้นสู่วงโคจร ซึ่งวัดดาวสว่างเกือบทั้งหมดบนท้องฟ้าและได้รับข้อมูลที่ไม่เคยมีมาก่อนเกี่ยวกับระบบไบนารี การวัดทางวิทยาศาสตร์โดยมือสมัครเล่นก็สูญเสียความเกี่ยวข้องไป แต่แรงจูงใจอื่น ๆ ทั้งหมดยังคงอยู่...

นอกจากนี้นักดาราศาสตร์ผู้โชคดีที่ได้สนใจการสังเกตก็มีความสุขเช่นกัน สองเท่า. เขามักจะมีบางสิ่งบางอย่างที่จะครอบครองตัวเองและกล้องโทรทรรศน์ของเขาในคืนพระจันทร์เต็มดวงในคืนที่มีหมอกควันและแม้ว่าเขาจะอาศัยอยู่ในใจกลางเมืองก็จะมีวัตถุที่จะดึงดูดเขาอยู่เสมอ เชิญชวนให้เขาค้นหาสิ่งใหม่ ๆ สำหรับตัวเองหรือ เพียงชื่นชมภาพที่สวยงามอีกภาพหนึ่ง

มีการสังเกตดาวคู่เป็นครั้งคราวโดยเฉพาะดาวที่อยู่ใกล้ นักดาราศาสตร์สมัครเล่นเกือบทั้งหมด ตามกฎแล้วเพื่อจุดประสงค์ในการทดสอบทัศนศาสตร์ของกล้องโทรทรรศน์ (และเป็นการยากที่จะหาการทดสอบที่ดีกว่าการทดสอบแบบโคลสดับเบิ้ล) แน่นอนว่าไม่มีใครปฏิเสธที่จะชื่นชมคู่ที่มีชื่อเสียงเช่น Albireo, - γ Cygnus หรือ - γ Andromeda แต่จะตามล่าหาคู่ที่สวยงามโดยเฉพาะเช่นคู่ที่มีสีแตกต่างกันอย่างมีนัยสำคัญ - มีเพียงไม่กี่คนที่ทำเช่นนี้ ซึ่งน่าเสียดาย: นี่เป็นสิ่งที่น่าสนใจมากและเป็นพื้นที่ที่สัญญาว่าจะสร้างความประหลาดใจมากมาย ความแตกต่างของความมันวาวและความใกล้เคียงของส่วนประกอบอาจทำให้คอนทราสต์ของสีที่มองเห็นเพิ่มขึ้น เปลี่ยนเฉดสีของส่วนประกอบ หรือแม้แต่เปลี่ยนสีทั้งหมด และแม้กระทั่งการสังเกตคู่เดียวกันผ่านกล้องโทรทรรศน์ที่แตกต่างกันก็สามารถเปลี่ยนภาพที่คุ้นเคยอยู่แล้วและเตรียมความประหลาดใจได้อย่างมาก

ไม่จำเป็นต้องเตือนคุณว่าเมื่อดูและถ่ายภาพดาวคู่ คุณควรพยายามใช้กล้องโทรทรรศน์ที่มีคุณภาพสูงสุด เพราะ การสังเกตควรดำเนินการโดยใช้กำลังขยายสูงสุด เช่น 1.50 และมากกว่านั้น (apochromats ช่วยให้คุณสามารถเพิ่มกำลังขยายเป็น 2 และ 30 ได้) แน่นอนว่าความสนใจต่อช่องมองภาพไม่ควรน้อยไปกว่ากล้องโทรทรรศน์กล้องโทรทรรศน์ที่ดี

ด้วยเลนส์ใกล้ตาที่ไม่ดี กล้องโทรทรรศน์ที่ไม่ดี” ในภาพนี้จาก "สารานุกรมดาราศาสตร์ Larousse ξ สีของดวงดาวได้รับการปรับปรุงอย่างมาก มากกว่าที่ปรากฏในกล้องโทรทรรศน์.

อย่างไรก็ตาม ความเปรียบต่างของคู่การมองเห็นบางครั้งก็น่าประทับใจพอๆ กัน โดยเฉพาะอย่างยิ่งเมื่อสังเกตผ่านกล้องโทรทรรศน์ขนาดเล็ก ดวงดาวทุกดวงมีขนาดประมาณเดียวกัน ทิศใต้อยู่ด้านบน ทิศตะวันออกอยู่ทางด้านขวา เท่านั้น

โบโอเตส ซึ่งปัจจุบันมีมุมตำแหน่งประมาณ 320° ได้เห็นการเปลี่ยนแปลงตำแหน่งของดวงดาวอย่างเห็นได้ชัดในรอบเกือบ 50 ปีนับตั้งแต่ตีพิมพ์ , เอเอ โปรโครอฟ

ไอโซโทป 100 Mo

82 Se และการทดลอง NEMO, MOON, AMoRE
การแนะนำ
การสลายตัวของเบต้าสองเท่าเป็นการสลายกัมมันตภาพรังสีชนิดที่หายากที่สุด การสลายตัวของเบต้าคู่มีโหมดการสลายตัวแบบสองและไม่มีนิวตริโน ครึ่งชีวิตของช่องββ2νคือ 10 18 ปี (ค่าจะแตกต่างกันสำหรับไอโซโทปที่แตกต่างกัน) และได้รับการประมาณค่าที่ต่ำกว่าสำหรับช่องββ0νเท่านั้น

> 10 26 ปี. ในการสังเกตการสลายตัวของ β สองครั้ง จำเป็นที่สายโซ่ของการสลายตัวของ β สองครั้งติดต่อกันจะต้องถูกห้ามอย่างแข็งขันหรือถูกระงับอย่างแข็งขันตามกฎการอนุรักษ์โมเมนตัมเชิงมุมรวม
สำหรับไอโซโทป 100 Mo, 82 Se กระบวนการสลาย β ถูกห้ามอย่างแข็งขัน และกระบวนการสลาย β สองเท่าสามารถทำได้:

100 โม → 100 รู +2e - + 2 อี

82 Se→ 82 Kr +2e - + 2 e

ในรูป รูปที่ 1.1 และ 1.2 แสดงแผนภาพการสลายตัวของ β สองเท่าสำหรับ 100 Mo และ 82 Se คุณสมบัติอย่างหนึ่งของไอโซโทป 100 Mo ก็คือมันไม่เพียงสลายตัวในสถานะพื้น 100 Ru เท่านั้น แต่ยังเข้าสู่สถานะตื่นเต้น 0 1 + ด้วย ซึ่งจะช่วยให้สามารถตรวจสอบมวลนิวตริโนได้หากได้รับข้อมูลจากการสลายตัว ββ0ν

ข้าว. 1.1. โครงการสลายสองเท่าของไอโซโทป 100 Mo ข้าว. 1.2. โครงการสลายสองเท่าของไอโซโทป 82 Seหนึ่งใน

แล = 1/τ = Q β 5

จากมุมมองการทดลอง ค่าพลังงาน Q β β จำนวนมากจะช่วยลดปัญหาพื้นหลังได้ เนื่องจากพื้นหลังของกัมมันตรังสีตามธรรมชาติจะลดลงอย่างรวดเร็วที่พลังงานสูงกว่า 2615 KeV (พลังงานของ γ ควอนตัมจากการสลายตัว 208 Tl จากห่วงโซ่การสลายตัวของ 232 ธ)
ปริมาณไอโซโทป 100 Mo ตามธรรมชาติในโมลิบดีนัมอยู่ที่ประมาณ 9.8% แต่ด้วยความช่วยเหลือของเครื่องหมุนเหวี่ยง จึงเป็นไปได้ที่จะเสริมสมรรถนะโมลิบดีนัมด้วยไอโซโทปที่เราต้องการได้มากถึง 95% นอกจากนี้ยังสามารถผลิต 100 Mo ในปริมาณมากที่จำเป็นสำหรับการทดลองได้ ข้อเสียของไอโซโทปเหล่านี้คือค่าครึ่งชีวิตสั้นผ่านช่อง ββ2ν ซึ่งหมายถึงพื้นหลังที่ลดไม่ได้เพิ่มขึ้นจากการสลายตัวของนิวตริโนสองตัว

(100 โม) = (7.1 ± 0.6) 10 18 ปี
(82 Se) = (9.6 ± 1.1) 10 19 ปี

ด้วยเหตุนี้ อุปกรณ์ตรวจจับจึงจำเป็นต้องใช้ความละเอียดพลังงานสูงเพื่อตรวจจับการสลายตัวของ ββ0ν

1. การทดลองนีโม

การทดลองนีโม่ ( เอ็นยูตริโน อีโทเร มอโจรานา โอหอดูดาว) - การทดลองเกี่ยวกับ double β-decay และการค้นหา neutrinoless double-decay ซึ่งรวมถึงการทดลองที่ดำเนินการแล้ว NEMO - 1,2,3 และกำลังถูกสร้างขึ้น ในขณะนี้การทดลองซุปเปอร์นีโม่
การทดลองการสลายตัว double β ของ NEMO-3 เริ่มขึ้นในเดือนกุมภาพันธ์ พ.ศ. 2546 และสิ้นสุดในปี พ.ศ. 2553 การทดลองนี้มีวัตถุประสงค์เพื่อตรวจหาการสลายตัวแบบไม่มีนิวตริโน (ββ0ν) ค้นหามวลนิวตริโนที่มีประสิทธิผลของ Majorana ที่ระดับ 0.1 eV และยังศึกษาการสลายตัวของเบต้าคู่ (ββสลายตัว) อย่างแม่นยำด้วยการตรวจจับอิเล็กตรอนสองตัวใน 7 ไอโซโทป:

การทดลองนี้ใช้การตรวจจับโดยตรงของอิเล็กตรอนสลายββสองตัวในห้องติดตามและเครื่องวัดความร้อน เครื่องตรวจจับตรวจวัดรางอิเล็กตรอนและสร้างจลน์ศาสตร์ของเหตุการณ์ขึ้นมาใหม่ แนวคิดนี้เริ่มได้รับการพัฒนาในช่วงทศวรรษที่ 90 มีการตรวจสอบเทคโนโลยีในการทำความสะอาดเครื่องตรวจจับและแหล่งที่มาของวัสดุเพื่อระงับพื้นหลัง นี่เป็นสิ่งจำเป็นสำหรับการแยกสัญญาณอย่างมีประสิทธิภาพจากข้อมูลที่ได้รับ เนื่องจากการสลายตัวของ ββ0ν มีครึ่งชีวิตที่ยาวนาน กล้องติดตามจากเซลล์ไกเกอร์และเครื่องวัดความร้อนได้รับการพัฒนา ในช่วงเริ่มต้น มีการสร้างต้นแบบ NEMO-1 และ NEMO-2 สองชุด ซึ่งแสดงให้เห็นถึงประสิทธิภาพและประสิทธิภาพขององค์ประกอบเครื่องตรวจจับเหล่านี้ โดยใช้เครื่องตรวจจับ NEMO 2 เพื่อศึกษาแหล่งที่มาและขนาดของพื้นหลัง และทำการตรวจวัดการสลายตัวของ ββ2ν ของไอโซโทปต่างๆ ทั้งหมดนี้ทำให้สามารถสร้างเครื่องตรวจจับ NEMO-3 ได้ ซึ่งทำงานบนหลักการเดียวกัน แต่มีมากกว่านั้น ระดับต่ำพื้นหลังกัมมันตภาพรังสีและใช้เป็นแหล่งของไอโซโทป ββ ที่มีมวลรวมไม่เกิน 10 กิโลกรัม

1.1. โครงสร้างภายในของเครื่องตรวจจับ NEMO-3

เครื่องตรวจจับ NEMO-3 ทำงานในห้องปฏิบัติการใต้ดิน Modant ในฝรั่งเศส ซึ่งตั้งอยู่ที่ระดับความลึก 4800 mWE (ความลึกของห้องปฏิบัติการใต้ดินเป็นเมตรเทียบเท่ากับน้ำ หมายถึงความหนาของชั้นน้ำที่ลดทอนฟลักซ์ของมิวออนคอสมิกลงสู่ ระดับเดียวกับชั้นหินที่อยู่เหนือห้องปฏิบัติการ) เครื่องตรวจจับทรงกระบอกประกอบด้วยส่วนที่เหมือนกัน 20 ส่วน ฟอยล์จะมีลักษณะเป็นทรงกระบอกแนวตั้งที่มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 3.1 ม. และสูง 2.5 ม. ซึ่งแบ่งปริมาตรรางของเครื่องตรวจจับออกเป็น 2 ส่วน ตัวเรืองแสงวาบพลาสติกปกคลุมผนังแนวตั้งของปริมาตรรางของเครื่องตรวจจับและพื้นที่บนฝาครอบกระบอกสูบ แคลอริมิเตอร์ประกอบด้วยบล็อกพลาสติกเรืองแสงวาบปี 1940 ที่เชื่อมต่อกับโฟโตมัลติพลายเออร์พื้นหลังต่ำ การตรวจจับรังสีแกมมาทำให้สามารถวัดกัมมันตภาพรังสีภายในของฟอยล์แหล่งกำเนิดและระบุเหตุการณ์เบื้องหลังได้ อุปกรณ์ตรวจจับ NEMO-3 ระบุอิเล็กตรอน โพซิตรอน อนุภาคอัลฟ่า เช่น ดำเนินการตรวจจับอนุภาคพลังงานต่ำโดยตรงจากกัมมันตภาพรังสีตามธรรมชาติ

ข้าว. 2. เครื่องตรวจจับ NEMO-3 ไม่มีเปลือก 1 – แหล่งกำเนิดฟอยล์, 2 – ตัวเรืองแสงวาบพลาสติก,
3 – ตัวคูณภาพถ่ายพื้นหลังต่ำ, 4 – กล้องติดตาม

1.2. แคลอรีมิเตอร์ชนิดเรืองแสงวาบ

ในการวัดพลังงานของอนุภาคและเวลาในการบินในปริมาตรของห้องติดตาม จะใช้ตัวเรืองแสงวาบแบบพลาสติก แคลอรีมิเตอร์ประกอบด้วยตัวนับ 1940 ซึ่งแต่ละตัวประกอบด้วยตัวเรืองแสงวาบพลาสติก ตัวนำทางแสง และ PMT พื้นหลังต่ำ (เลือกค่า PMT ที่เพิ่มขึ้นเพื่อให้สามารถตรวจจับอนุภาคที่มีพลังงานสูงถึง 12 MeV) ตัวเรืองแสงวาบจะอยู่ภายในส่วนผสมก๊าซของห้องติดตาม ซึ่งช่วยลดการสูญเสียพลังงานเมื่อตรวจจับอิเล็กตรอน PMT ได้รับการแก้ไขนอกห้องติดตาม PMT ใช้ในการวัดกัมมันตภาพรังสีของฟอยล์แหล่งกำเนิดและแยกเหตุการณ์เบื้องหลัง

1.3. ติดตามเครื่องตรวจจับ

ปริมาตรเส้นทางของเครื่องตรวจจับประกอบด้วยท่อดริฟท์แบบเปิด (เซลล์) 6180 หลอด ยาว 2.7 ม. ซึ่งทำงานในโหมดไกเกอร์ เซลล์เหล่านี้จัดเรียงเป็นชั้นศูนย์กลางรอบฟอยล์โดยมีแหล่งกำเนิด - แต่ละด้านของฟอยล์มี 9 ชั้น ในรูป รูปที่ 3 แสดงส่วนหนึ่งของกล้องติดตามและเซลล์หนึ่งหน่วยในส่วนตัดขวาง ซึ่งสร้างเป็นรูปแปดเหลี่ยมปกติที่มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 3 ซม.
เมื่ออนุภาคมีประจุข้ามเซลล์ ก๊าซจะแตกตัวเป็นไอออน ทำให้เกิดอิเล็กตรอนประมาณ 6 ตัวต่อลูกบาศก์เซนติเมตร ตามแนววิถี การจัดเรียงสายแอโนดและแคโทดทำให้ไม่เป็นเนื้อเดียวกัน สนามไฟฟ้าดังนั้นอิเล็กตรอนทั้งหมดจึงลอยด้วยความเร็วที่แตกต่างกันไปยังเส้นลวดแอโนด ด้วยการวัดเวลาดริฟท์ จึงเป็นไปได้ที่จะคืนค่าพิกัดตามขวางของอนุภาคในเซลล์ได้ หิมะถล่มใกล้กับลวดแอโนดทำให้เกิดพลาสมาที่เคลื่อนที่ด้วยความเร็วคงที่ไปยังขั้วไฟฟ้าแคโทด พิกัดแนวตั้งคำนวณจากความแตกต่างของเวลาการลงทะเบียนของสัญญาณแคโทด ดังนั้น จึงสามารถวัดวิถีการเคลื่อนที่ของอนุภาคและเวลาในการบินได้โดยใช้กล้องติดตามและแคลอริมิเตอร์

ข้าว. 3 ด้านบน: มุมมองด้านบนของส่วนหนึ่งของกล้องติดตามที่แสดงมุมมองโดยละเอียดของเซลล์ไกเกอร์ ด้านล่าง: มุมมองด้านข้างของเซลล์ไกเกอร์

1.4. แหล่งที่มาของการสลายตัวของββ

เนื่องจากเครื่องตรวจจับประกอบด้วย 20 ส่วน จึงเป็นไปได้ที่จะทำการทดลองไปพร้อมๆ กับไอโซโทปต่างๆ เกณฑ์ต่อไปนี้ได้รับการพิจารณาสำหรับการเลือกไอโซโทป:

• ความอุดมสมบูรณ์ตามธรรมชาติของไอโซโทปในธรรมชาติ (อย่างน้อย 2%)
• พลังงานการเปลี่ยนแปลงที่เพียงพอ (เพื่อเพิ่มความน่าจะเป็นในการเปลี่ยนแปลงและระงับพื้นหลังอย่างมีประสิทธิภาพ)
• ระดับพื้นหลังรอบภูมิภาคพลังงานการเปลี่ยนแปลง
• ค่าขององค์ประกอบเมทริกซ์นิวเคลียร์โหมดการสลายตัวββ2νและββ0ν
• ความเป็นไปได้ในการลดการปนเปื้อนกัมมันตภาพรังสีของไอโซโทป

ข้าว. 4. ตำแหน่งของไอโซโทปββในเครื่องตรวจจับซึ่งระบุมวลของไอโซโทป

โดยใช้เกณฑ์เหล่านี้ ไอโซโทปต่อไปนี้ถูกเลือก:

100 โม 82 เซ 96 Zr 48 Ca 116 Cd 130 Te 150 Nd

แผ่นฟอยล์ผลิตเป็นแถบแคบยาวประมาณ 2.5 ม. กว้าง 65 มม. ดังนั้นแต่ละเซกเตอร์จึงมีแถบดังกล่าว 7 ลาย รูปที่ 4 แสดงการจัดเรียงไอโซโทปในเครื่องตรวจจับ ซึ่งระบุมวลรวมของแต่ละไอโซโทปในเครื่องตรวจจับ

1.5. ระบบแม่เหล็กและการป้องกัน

ระหว่างเครื่องวัดความร้อนรังสีซินทิลเลเตอร์และตัวป้องกันเหล็กจะมีขดลวดทรงกระบอกที่สร้างสนามแม่เหล็กในปริมาตรแทร็กของเครื่องตรวจจับ (25 เกาส์) ด้วย สายไฟตามแนวแกนตั้งของเครื่องตรวจจับ การใช้สนามแม่เหล็กในเครื่องตรวจจับจะทำให้สามารถแยกแยะระหว่าง e − และ e + ได้ โล่เหล็กล้อมรอบขดลวดแม่เหล็กและครอบคลุมปลายด้านบนและด้านล่างของเครื่องตรวจจับ ความหนาของเหล็ก 20 ซม. รูปที่ 6 แสดงการป้องกันภายนอกของเครื่องตรวจจับ หลังจากผ่านการพันขดลวดและการป้องกันด้วยเหล็ก เหตุการณ์ e − e + และ e − e − ประมาณ 5% ยังคงอยู่

ข้าว. 6. โครงสร้างภายนอกและการป้องกันของเครื่องตรวจจับ NEMO-3

การป้องกันนิวตรอนจะชะลอความเร็วของนิวตรอนเร็วไปเป็นนิวตรอนความร้อน ลดจำนวนนิวตรอนความร้อนและนิวตรอนช้า ประกอบด้วย 3 ส่วน: 1 - พาราฟินหนา 20 ซม. ใต้หอคอยเรืองแสงตรงกลาง, 2 - ไม้หนา 28 ซม. ซึ่งครอบคลุมปลายด้านบนและล่างของเครื่องตรวจจับ, อ่างเก็บน้ำ 3 - 10 แห่งที่มีน้ำบอระเพ็ดหนา 35 ซม. คั่นด้วยชั้น ทำจากไม้ล้อมรอบผนังด้านนอกของเครื่องตรวจจับ เทคนิคเวลาบินยังใช้เพื่อแยกอิเล็กตรอนที่สร้างขึ้นนอกฟอยล์แหล่งกำเนิด

1.6. การตรวจจับเหตุการณ์และพื้นหลังการสลายตัวสองเท่า

เหตุการณ์ ββ ถูกบันทึกจากแทร็กอิเล็กตรอนที่สร้างขึ้นใหม่สองแทร็กที่โผล่ออกมาจากจุดยอดร่วมในฟอยล์แหล่งกำเนิด รางต้องมีความโค้งสอดคล้องกับประจุลบ พลังงานของอิเล็กตรอนแต่ละตัวที่วัดได้ในแคลอริมิเตอร์จะต้องมากกว่า 200 KeV แต่ละแทร็กจะต้องตกอยู่ในแผ่นเรืองแสงที่แยกจากกัน นอกจากนี้ คุณลักษณะเวลาการบินของแทร็กยังใช้ในการเลือกด้วย โดยใช้ตัวคูณแสง ความล่าช้าระหว่างสัญญาณอิเล็กตรอนสองตัวจะถูกวัด และเปรียบเทียบกับการประมาณค่าความแตกต่างในช่วงเวลาการบินของอิเล็กตรอน ความเป็นมาในการทดลองนี้สามารถแบ่งออกเป็น 3 กลุ่ม ได้แก่ รังสีแกมมาภายนอก เรดอนภายในปริมาตรรางที่เกิดขึ้นในสายโซ่ยูเรเนียมในหิน และการปนเปื้อนรังสีภายในของแหล่งกำเนิด

1.7. การทำให้แหล่งที่มาบริสุทธิ์จากสิ่งเจือปนตามธรรมชาติ

เพราะ เนื่องจากเครื่องตรวจจับ NEMO-3 ได้รับการออกแบบมาเพื่อค้นหากระบวนการที่หายาก จึงต้องมีระดับพื้นหลังที่ต่ำมาก ฟอยล์แหล่งกำเนิดจะต้องกำจัดไอโซโทปกัมมันตภาพรังสีออก และต้องตรวจวัดกัมมันตภาพรังสีที่เหลืออยู่ขององค์ประกอบทางธรรมชาติอย่างแม่นยำ แหล่งที่มาของพื้นหลังที่ใหญ่ที่สุดคือ 208 Tl และ 214 Bi ซึ่งพลังงานการสลายตัวอยู่ใกล้กับขอบเขตการสลายตัวที่ 100 Mo ที่เราสนใจ ในการตรวจจับพื้นหลังที่ต่ำนี้ เครื่องตรวจจับ BiPo พื้นหลังต่ำได้รับการพัฒนาสำหรับการศึกษาการปนเปื้อนของกัมมันตภาพรังสีระดับอ่อน 208 Tl และ 214 Bi ในตัวอย่างขนาดใหญ่ หลักการทำงานของเครื่องตรวจจับนั้นขึ้นอยู่กับการบันทึกกระบวนการ BiPo ที่เรียกว่า - ลำดับการสลายตัวของไอโซโทปกัมมันตภาพรังสีของบิสมัทและพอโลเนียมซึ่งมาพร้อมกับการปล่อยอนุภาคที่มีประจุ กระบวนการนี้เป็นส่วนหนึ่งของห่วงโซ่การสลายกัมมันตภาพรังสีที่เกิดขึ้นตามธรรมชาติของยูเรเนียมและทอเรียม พลังงานอิเล็กตรอนและ
อนุภาค α ที่เกิดจากการสลายตัวเหล่านี้เพียงพอที่จะลงทะเบียนอนุภาคเหล่านั้นในเครื่องตรวจจับที่ใช้ตัวเรืองแสงวาบแบบพลาสติกได้อย่างน่าเชื่อถือ และอายุเฉลี่ยของไอโซโทปขั้นกลางจะต้องไม่เกินหลายร้อยไมโครวินาที ซึ่งทำให้สามารถบันทึกการสลายตัวได้อย่างสม่ำเสมอ เครื่องตรวจจับจะบันทึกความบังเอิญในเวลาและพื้นที่ของสัญญาณจากอิเล็กตรอนที่สลายตัวของไอโซโทปบิสมัท และสัญญาณจากอนุภาคαของไอโซโทปพอโลเนียม ในรูป รูปที่ 7 แสดงการสลายตัวของสารกัมมันตภาพรังสีในกระบวนการ BiPo

ข้าว. 7. โครงการสลายกัมมันตภาพรังสีของกระบวนการ BiPo

1.8. ผลการทดลอง

ตารางที่ 1 แสดงผลลัพธ์ของครึ่งชีวิตสำหรับโหมดการสลายตัว ββ2ν สำหรับการสลาย 100 Mo ใน 100 Ru ลงสู่พื้น 0 + และสถานะตื่นเต้น 0 1 + การสลายตัวของ 82 Se, 96 Zr อัตราส่วน S/B คืออัตราส่วนของสัญญาณการสลายตัวต่อพื้นหลัง ครึ่งชีวิต T 1/2 (2ν) บ่งบอกถึงข้อผิดพลาด: อันแรกเป็นค่าทางสถิติ ส่วนอันที่สองเป็นระบบ

ตารางที่ 1 ผลลัพธ์ของการวัดครึ่งชีวิตสำหรับไอโซโทป 100Mo, 82Se, 96Zr ในการทดลอง NEMO-3 สำหรับการสลาย ββ2ν

ไอโซโทป	เวลา การวัด, วัน	ปริมาณ 2ν เหตุการณ์	เอส/บี	T 1/2 (2ν) ปี
100 เดือน	389	219000	40	(7.11±0.02±0.54) 10 18
100 โม - 100 รู(0+)	334.3	37	4
82 ส	389	2750	4	(9.6±0.3±1.0) 10 19
96 ซร	1221	428	1	(2.35±0.14±0.19) 10 19

จนถึงปัจจุบัน ยังไม่พบการสลายตัวของ ββ0ν แม้แต่ครั้งเดียวในการทดลอง EMO-3 เกณฑ์ครึ่งชีวิตที่ต่ำกว่าได้รับมาโดยยึดตาม ช่องนี้สำหรับแต่ละไอโซโทป ผลลัพธ์แสดงไว้ในตารางที่ 2

ตารางที่ 2 ผลลัพธ์ของการวัดครึ่งชีวิตของไอโซโทป 100 Mo, 82 Se, 96 Zr ในการทดลอง NEMO-3 สำหรับการสลายตัว ββ0ν

ในกรณีของการสลายตัวของ β β 0ν คาดว่าจะมีจุดสูงสุดในพื้นที่พลังงาน Q ของการสลายตัวของ β β β ในสเปกตรัมอิเล็กตรอน ในรูป รูปที่ 8 แสดงสเปกตรัมอิเล็กตรอนสำหรับไอโซโทป 100 Mo และ 82 Se การแจกแจงเหล่านี้แสดงให้เห็นถึงข้อตกลงที่ดีระหว่างข้อมูลการทดลองและการพยากรณ์ทางทฤษฎี ในรูป รูปที่ 9 แสดงส่วนของสเปกตรัมจากรูปที่ 8 แต่ในบริเวณพลังงานของ ββ0ν สลายตัว

ข้าว. 8. สเปกตรัมอิเล็กตรอนทางด้านซ้ายเป็นเวลา 100 Mo ทางด้านขวาเป็นเวลา 82 Se สถิติรอบ 1409 วัน การกระจายสมมุติฐานของ 0ν แสดงเป็นเส้นโค้งในพื้นที่พลังงานของการสลายตัวของ ββ0ν (เส้นโค้งเรียบในพื้นที่พลังงาน 2.5-3 MeV)

รูปที่ 9. สเปกตรัมอิเล็กตรอนในบริเวณพลังงาน β-การสลายตัว ทางซ้ายเป็นเวลา 100 โม ทางด้านขวาเป็นเวลา 82 Se สถิติรอบ 1409 วัน การกระจายตามสมมุติฐานของ 0ν แสดงเป็นเส้นโค้งในพื้นที่พลังงานของการสลายตัวของ ββ0ν (เส้นโค้งเรียบ)

ข้อมูลที่ได้รับบ่งชี้ถึงครึ่งชีวิตที่ต่ำกว่าสำหรับช่อง ββ0ν มากกว่าที่คาดการณ์ไว้ในทางทฤษฎี จากการทดลองนี้ ทำให้ได้รับข้อจำกัดเกี่ยวกับมวลที่มีประสิทธิผลของนิวทริโนของ Majorana สำหรับ: < 0.45-0.93 эВ,
< 0.89-2.43 эВ.
ในเครื่องตรวจจับ NEMO-3 ได้ทำการค้นหาββχ 0 0ν - การสลายตัวโดยคำนึงถึงการมีอยู่ของอนุภาคสมมุติที่เรียกว่าโบซอนโกลด์สโตน โบซอนโกลด์สโตนที่ไม่มีมวลนี้เกิดจากการแตกหักของสมมาตร (B-L) โดยที่ B และ L คือเลขแบริออนและเลขเลปตัน ตามลำดับ สเปกตรัมที่เป็นไปได้ของอิเล็กตรอนสองตัวสำหรับโหมดต่างๆของββχ 0 0ν - การสลายตัวจะแสดงในรูปที่ 1 10. นี่คือเลขสเปกตรัม ซึ่งเป็นตัวกำหนดประเภทของสเปกตรัม ตัวอย่างเช่น สำหรับกระบวนการที่มีการปล่อย Majorana n = 1 สำหรับโหมด 2ν n = 5 สำหรับ Majorana ขนาดใหญ่ n = 2 สำหรับ Majoranas สองตัว ββχ 0 χ 0 0ν สอดคล้องกับ n = 3 หรือ 7

ข้าว. 10. สเปกตรัมพลังงานอิเล็กตรอนสำหรับโหมดต่างๆ:
ββχ 0 0ν (n = 1 และ 2), ββ2ν (n=2), ββχ 0 χ 0 0ν (n = 3 และ 7) เป็นเวลา 100 โม

ไม่มีหลักฐานว่าββχ 0 0ν -การสลายตัวเกิดขึ้น ได้รับขีดจำกัดครึ่งชีวิตสำหรับ 100 Mo, 82 Se, 94 Zr ซึ่งคำนวณตามทฤษฎีสำหรับกระบวนการที่มีการปล่อย Majorana เพียงอย่างเดียว ขีดจำกัดทางทฤษฎีคือ T 1/2 (100 Mo) > 2.7 10 22 ปี, T 1/2 (82 Se) > 1.5 10 22 ปี
T 1/2 (94 Zr) > 1.9·10 21 ปี.
ที่. การทดลองให้ผลลัพธ์เพียงขีดจำกัดล่างของครึ่งชีวิตสำหรับการสลายตัว double β แบบไร้นิวตริโน ดังนั้นจึงตัดสินใจสร้างเครื่องตรวจจับใหม่โดยใช้ NEMO-3 ซึ่งจะมีมวลไอโซโทปที่ใหญ่กว่ามากและมีระบบตรวจจับที่มีประสิทธิภาพมากกว่า - SuperNEMO

1.9. ซุปเปอร์นีโม่

การทดลอง SuperNEMO คือ โครงการใหม่ซึ่งใช้เทคโนโลยีการติดตามและการวัดปริมาณความร้อนของโครงการ EMO-3 โดยมีมวลไอโซโทปββเพิ่มขึ้น การก่อสร้างเครื่องตรวจจับนี้เริ่มขึ้นในปี 2555 ในห้องปฏิบัติการใต้ดินในเมืองโมเดนา ภายในเดือนตุลาคม 2558 ติดตั้งโมดูลแทร็กได้สำเร็จ มีการวางแผนที่จะดำเนินการติดตั้งขั้นสุดท้ายและทดสอบการใช้งานในปี 2559 และจะได้รับข้อมูลการทดลองครั้งแรกภายในต้นปี 2560
อุปกรณ์ตรวจจับจะวัดรอยทางของอิเล็กตรอน จุดยอด เวลาการบิน และสร้างจลนศาสตร์และโทโพโลยีเต็มรูปแบบของเหตุการณ์ขึ้นใหม่ การระบุอนุภาคแกมมาและอัลฟ่า ตลอดจนการแยก e − จาก e + โดยใช้สนามแม่เหล็ก เป็นประเด็นหลักในการปราบปรามพื้นหลัง SuperNEMO ยังคงคุณลักษณะที่สำคัญของเครื่องตรวจจับ NEMO-3 ไว้ คุณลักษณะนี้ประกอบด้วยการแยกแหล่งกำเนิดการปล่อย β คู่ออกจากเครื่องตรวจจับ ทำให้สามารถศึกษาไอโซโทปต่างๆ ร่วมกันได้ เครื่องตรวจจับใหม่ประกอบด้วย 20 ส่วน แต่ละส่วนสามารถเก็บไอโซโทปได้ประมาณ 5-7 กิโลกรัม การเปรียบเทียบพารามิเตอร์หลักสำหรับเครื่องตรวจจับ SuperNEMO และ NEMO 3 แสดงไว้ในตารางที่ 3

ตารางที่ 3. การเปรียบเทียบพารามิเตอร์หลักของ NEMO 3 และ SuperNEMO

ตัวเลือก	นีโม 3	ซุปเปอร์นีโม่
ไอโซโทป	100 เดือน	82 ส
มวลไอโซโทป กก	7	100-200
ความละเอียดของพลังงาน สำหรับ 3 MeV e − , FWHM เป็น %	~8	~ 4
ประสิทธิภาพ ε(ββ0ν) เป็น %	~18	~30
ฟอยล์ 208 Tl, µBq/kg	< 20	< 2
214 ไบในฟอยล์, µBq/kg	< 300	< 10
ความไว, T 1/2 (ββ0ν) 10 26 ปี ,อีวี	0.015-0.02 0.3-0.7	1-2 0.04-0.14

ในรูป รูปที่ 11 แสดงโมดูลเครื่องตรวจจับ SuperNEMO แหล่งที่มาคือฟิล์มบาง
(~40 มก./ซม.2) ภายในเครื่องตรวจจับ ล้อมรอบด้วยกล้องติดตามและแคลอริมิเตอร์ที่ติดตั้งอยู่บนผนังด้านในของเครื่องตรวจจับ ปริมาตรของรางประกอบด้วยท่อดริฟท์มากกว่า 2,000 ท่อที่ทำงานในโหมดไกเกอร์และตั้งอยู่ขนานกับฟอยล์ ระบบแคลอรีมิเตอร์ประกอบด้วย 1,000 บล็อก ซึ่งครอบคลุมพื้นผิวเครื่องตรวจจับส่วนใหญ่

การออกแบบระบบรางนั้นคล้ายคลึงกับระบบรางในเครื่องตรวจจับ NEMO 3 มีการสร้างต้นแบบของเครื่องตรวจจับ SuperNEMO ซึ่งประกอบด้วยท่อดริฟท์ 90 หลอด และทำการตรวจวัดรังสีคอสมิก การทดลองแสดงให้เห็นความละเอียดเชิงพื้นที่ที่ต้องการ (0.7 มม. ในระนาบแนวรัศมี และ 1 ซม. ในระนาบแนวยาว) SuperNEMO ประกอบด้วย 4 โมดูล (4 โมดูลแสดงทางด้านซ้ายในรูปที่ 1) แต่ละโมดูลจะมีท่อดริฟท์ประมาณ 500 หลอดที่ประกอบด้วย ส่วนผสมของก๊าซจากฮีเลียม เอทานอล และอาร์กอน การเลือกไอโซโทปสำหรับ SuperNEMO มีวัตถุประสงค์เพื่อเพิ่มสัญญาณสูงสุดจากการสลายตัวของββ0ν เหนือพื้นหลังที่สร้างโดยการสลายตัวของββ2ν และเหตุการณ์อื่น ๆ 82 Se (Q = 2995 keV) ซึ่งมีครึ่งชีวิตยาวนานผ่านช่อง ββ2ν ตรงกับเกณฑ์การเลือกนี้

2. การทดลองดวงจันทร์

การทดลองดวงจันทร์ ( มโอ โอหอดูดาว โอฉ เอ็น eutrinos) เป็นการทดลองเพื่อค้นหาการสลายตัวของ β-decay สองเท่าแบบไร้นิวตริโน ซึ่งรวมถึงระยะ I, II, III ที่เสร็จสมบูรณ์แล้วและระยะ IV ที่กำลังจะมาถึง การค้นหามวลนิวตริโน Majorana ที่มีประสิทธิผลเกิดขึ้นที่ระดับ 0.03 eV การทดลองนี้ยังศึกษานิวทริโนแสงอาทิตย์พลังงานต่ำด้วย

2.1. อุปกรณ์ตรวจจับ

เครื่องตรวจจับ MOON เป็นเครื่องตรวจจับที่มีความไวสูงสำหรับการตรวจวัดการสลาย ββ แต่ละตัว จุดสลายตัวและมุมทางออก รวมถึงการแผ่รังสี γ เครื่องตรวจจับดวงจันทร์ประกอบด้วยโมดูลหลายระดับ ดังแสดงในรูปที่ 12 บล็อกตัวตรวจจับหนึ่งบล็อกประกอบด้วย 17 โมดูล

มะเดื่อ 12. เครื่องตรวจจับดวงจันทร์ หนึ่งบล็อกประกอบด้วย 17 โมดูล 1 โมดูลมีเพลตรังสีความร้อน 6 แผ่นและชุดตรวจจับพิกัด 5 ชุด ประกอบด้วย 2 ชั้น

แต่ละโมดูลประกอบด้วย:

1. แผ่นเรืองแสงพลาสติก (PL) 6 แผ่นสำหรับวัดพลังงานและเวลาββ โฟตอนที่เรืองแสงวาบจะถูกรวบรวมโดยหลอดโฟโตมัลติพลายเออร์ (PMT) ซึ่งอยู่รอบๆ แผ่นเรืองแสงวาบพลาสติก
2. ตัวตรวจจับพิกัดจำนวน 5 ชุด (มี 2 แบบคือ PL-fiber และ Si-strip) ประกอบด้วยชั้นล่างและชั้นบน (ตัวหนึ่งรับผิดชอบพิกัด X อีกตัวสำหรับพิกัด Y) เพื่อกำหนดพิกัดของ จุดยอดและมุมของอนุภาคการสลายตัวββที่ปล่อยออกมา PL-fiber คือเครื่องตรวจจับที่ประกอบด้วยแถบรังสีเรืองแสงวาบแบบขนาน Si-strip - เครื่องตรวจจับประกอบด้วยแถบซิลิกอน
3. แผ่นตรวจจับหนาประกอบด้วย AI เพื่อตรวจจับรังสี γ
4. แหล่งกำเนิดรังสีββแบบฟิล์มบาง 5 แห่งซึ่งตั้งอยู่ระหว่างชั้นของเครื่องตรวจจับพิกัด

e − สองอันจากแหล่งกำเนิดของรังสี ββ ถูกวัดภายใต้เงื่อนไขที่ว่ารางในชั้นบนและชั้นล่างของตัวตรวจวัดพิกัดตรงกับแผ่นรังสีเรืองแสงวาบด้านบนและด้านล่าง เหตุการณ์อื่นๆ ทั้งหมดในอุปกรณ์ตรวจจับเหล่านี้ในโมดูลทำหน้าที่เป็นตัวกรองแบบแอคทีฟเพื่อระงับพื้นหลังจากรังสี γ นิวตรอน และอนุภาคอัลฟา แผ่น NaI ใช้ในการวัด γ ควอนตัมที่เกิดขึ้นระหว่างการสลายตัวของ 100 Ru จากสถานะตื่นเต้น 0 1 + ในระหว่างการสลายตัวของ ββ 100 Mo เข้าสู่สถานะตื่นเต้น
แผ่นเรืองแสงแต่ละแผ่นมีขนาด 1.25 ม. × 1.25 ม. × 0.015 ม. แต่ละชั้น
เส้นใย PL/แถบ Si-แถบ - ตัวตรวจจับ 0.9 ม. × 0.9 ม. × 0.3 มม. ในขณะที่ขนาดฟิล์มแหล่งกำเนิดคือ 0.8 ม. × 0.85 ม. โดยมีความหนาแน่น 0.05 ก./ซม. 2 ดังนั้น ฟิล์มหนึ่งแผ่นจึงประกอบด้วยไอโซโทป 0.36 กิโลกรัม หนึ่งโมดูลประกอบด้วย 1.8 กิโลกรัม และ 30 กิโลกรัมต่อบล็อกในเครื่องตรวจจับ
ความละเอียดของพลังงานมีความสำคัญอย่างยิ่งในการลดพื้นหลังจากการสลายตัวของ ββ2ν ในพื้นที่ของสัญญาณจากการสลายตัวของββ0ν การอนุญาต
σ µ 2.1% ทำได้ที่ 3 MeV (พลังงาน β-การสลายตัวเป็นเวลา 100 โม) สำหรับ PL ขนาดเล็ก (6 ซม. × 6 ซม. × 1 ซม.) คาดว่าจะมีความละเอียดที่ดีสำหรับ PL ขนาดใหญ่ ความละเอียดนี้จำเป็นเพื่อให้ได้ความไวในช่วง อยู่ที่ 50 − 30 เมกะโวลต์ การปรับปรุงความละเอียดเป็น σ µ 1.7% ทำได้สำเร็จโดยการปรับปรุงเพลตเรืองแสงวาบและโฟโตมัลติพลายเออร์ เครื่องตรวจจับไฟเบอร์ PL/แถบ Si-strip มีความละเอียดพลังงาน 2.3% และความละเอียดเชิงพื้นที่ 10 - 20 มม. 2
โครงสร้างหลายโมดูลของเครื่องตรวจจับ MOON ที่มีพลังงานที่ดีและความละเอียดเชิงพื้นที่มีประสิทธิภาพสูงในการเลือกเหตุการณ์ ββ0ν และการลดพื้นหลัง ดวงจันทร์เป็นเครื่องตรวจจับขนาดเล็ก ~0.4 ม.3 /กก. ซึ่งมีขนาดเล็กกว่าเครื่องตรวจจับ SuperNEMO ที่อยู่ระหว่างการก่อสร้างหลายขนาด

2.2. ไอโซโทปและพื้นหลังในการทดลองดวงจันทร์

เครื่องตรวจจับดวงจันทร์ใช้ไอโซโทปเสริมสมรรถนะ 82 Se และ 100 Mo การเพิ่มปริมาณไอโซโทปแต่ละชนิดได้มากถึง 85% เกิดขึ้นโดยใช้เครื่องหมุนเหวี่ยง การใช้เครื่องหมุนเหวี่ยง 6,000 เครื่องและขั้นตอนการแยก 40 ขั้นตอน จะได้ไอโซโทป 100 Mo ประมาณ 350 กรัมทุกวัน กล่าวคือ มากกว่า 5 ปีประมาณ 0.5 ตัน
แหล่งที่มาหลักประการหนึ่งในการทดลองคือการปนเปื้อนไอโซโทป 208 Tl และ 214 Bi ห้องปฏิบัติการใต้ดินตั้งอยู่ที่ระดับ 2,500 ม. พื้นหลังจากการแผ่รังสีคอสมิกอาจเป็นมิวออนและนิวตรอนพลังงานสูงที่เกิดขึ้นในปฏิกิริยาการจับมิวออน นิวตรอนดังกล่าวผลิต γ ควอนตัมด้วยพลังงานมากกว่า 3 MeV ซึ่งสามารถสร้างพื้นหลังขนาดใหญ่ในช่วงพลังงานการสลายตัว ββ0ν แต่ระบบการตรวจจับสัญญาณของตัวตรวจจับแสงวาบและพิกัดจะระงับส่วนประกอบพื้นหลังเหล่านี้อย่างมีนัยสำคัญ

2.3. ผลการทดลอง

การทดลอง MOON แบ่งออกเป็น 3 ระยะ
ระยะที่ 1: หน่วยตรวจจับ 1 ชุด (ไอโซโทป 0.03 ตัน) เพื่อค้นหามวลนิวตริโนของ Majorana ในช่วง 150 meV สำหรับไอโซโทป 100 Mo
ระยะที่ II: 4 บล็อก (0.12 t) ในระยะ อยู่ที่ 100-70 เมกะโวลท์
เฟส III: 16 บล็อก (0.48 t) ในระยะ อยู่ที่ 30-40 เมกะโวลท์
ในรูป รูปที่ 14 แสดงสเปกตรัมรวมของอิเล็กตรอนจากการสลายตัวของ ββ2ν และ ββ0ν ในพื้นที่พลังงานของการสลายตัวแบบไร้นิวตริโน กราฟแสดงการทำนายทางทฤษฎีสำหรับการสลายตัวแบบไร้นิวตริโนที่ได้จากวิธีมอนติคาร์โล การพยากรณ์ทางทฤษฎีคำนึงถึงพื้นหลังของการปนเปื้อนของแหล่งกำเนิดโดยไอโซโทปอื่นๆ และจากรังสีคอสมิก ซึ่งคำนวณโดยใช้วิธีมอนติคาร์โลเช่นกัน

ตารางที่ 4. ขีดจำกัดล่างของครึ่งชีวิตและมวลนิวตริโนคงที่สำหรับทุกเฟสสำหรับไอโซโทป 82 Se และ 100 Mo ของการทดลอง MOON

จากรูปที่ 14 เป็นที่ชัดเจนว่าจุดสูงสุดของการแจกแจงทางทฤษฎีสำหรับการสลายตัวของββ0νนั้นสอดคล้องกับ 0.6 t y นั่นคือ 0.6 เหตุการณ์ต่อตันต่อปี

ตารางที่ 5 การประมาณค่าภูมิหลังต่างๆ ในการทดลองบนดวงจันทร์

2.4. อนาคต

ในอนาคตอันใกล้นี้ มีการวางแผนที่จะเปิดตัวการทดลอง MOON ระยะที่ 4 ซึ่งจะมีบล็อก 32 บล็อกและมีมวลไอโซโทปประมาณ 1 ตัน กำลังปรับปรุงวิธีการทำให้ไอโซโทปบริสุทธิ์จากสิ่งเจือปนตามธรรมชาติและปรับปรุงความละเอียดของพลังงานของเครื่องตรวจจับ ซึ่งจะทำให้สามารถค้นหามวลนิวตริโนในการสลายตัว double β แบบไร้นิวตริโนในช่วง ➤ 10-30 เมกะโวลต์

3. การทดลอง AMoRE

การทดลอง AMoRE ( กขั้นสูง โมซึ่งเป็นรากฐาน รเป็นกระบวนการ อี xperiment) คือการทดลองใหม่ที่จะใช้ผลึก 40 Ca 100 MoO 4 เป็นเครื่องเรืองแสงวาบด้วยความเย็นเพื่อศึกษาการสลายตัวของเบต้าคู่แบบไร้นิวตริโนของไอโซโทป 100 Mo โดยจะตั้งอยู่ในห้องปฏิบัติการใต้ดิน YangYang ในเกาหลีใต้ การอ่านสัญญาณโฟนอนและแสงแวววาวพร้อมกันควรระงับพื้นหลังภายใน ความไวโดยประมาณของการทดลองที่จะใช้ 100 กก. 40 Ca 100 MoO 4 และรวบรวมข้อมูลมากกว่า
5 ปี จะได้ T 1/2 = 3 10 26 ปี ซึ่งตรงกับ มวลที่มีประสิทธิภาพ Majorana neutrinos อยู่ในช่วง ~ 0.02 - 0.06 อีโวลท์ เพราะ เนื่องจากได้มีการพูดคุยถึงเหตุผลในการเลือกไอโซโทปโมลิบดีนัมแล้ว แต่ยังไม่มีข้อมูลการทดลอง เราจะหารือเกี่ยวกับการออกแบบเครื่องตรวจจับและความแตกต่างพื้นฐานระหว่างการทดลองนี้กับการทดลอง NEMO และ MOON

3.1. อุปกรณ์ตรวจจับ

ในรูป 15. แสดงเครื่องตรวจจับไครโอเจนิกต้นแบบที่มีคริสตัล 40 Ca 100 MoO 4 จำนวน 216 กรัม และ MMC (เครื่องวัดความร้อนแม่เหล็กโลหะ) เพื่อทดสอบความไวของเครื่องตรวจจับ คริสตัล 40 Ca 100 MoO 4 เส้นผ่านศูนย์กลาง 4 ซม. และสูง 4 ซม. ได้รับการติดตั้งภายในกรอบทองแดงและยึดด้วยแผ่นเทฟลอน ในรูป ภาพที่ 16 แสดงแผนผังการทำงานของเครื่องตรวจจับ เมื่ออนุภาคมีประจุโต้ตอบในเครื่องเรืองแสงวาบ สัญญาณการเรืองแสงวาบและโฟนอนจะปรากฏขึ้น ในการทดลอง ตรวจพบสัญญาณทั้งสองแล้ววิเคราะห์ เพื่อระงับพื้นหลังจากอนุภาคอัลฟ่าจากพื้นผิวและการปนเปื้อนใกล้พื้นผิว

ข้าว. 15. เครื่องตรวจจับแบบแช่แข็งต้นแบบพร้อมคริสตัล CaMoO 4 216 กรัม และ MMC (เครื่องวัดความร้อนแม่เหล็กโลหะ)

มะเดื่อ 16. การแสดงแผนผังการทำงานของเครื่องตรวจจับความเย็นเมื่อบันทึกสัญญาณ

ฟิล์มทองบางๆ ซึ่งระเหยไปด้านหนึ่งของคริสตัล ทำหน้าที่เป็นตัวสะสมโฟนอน ในการวัดอุณหภูมิ (สัญญาณโฟนัน) ของตัวดูดซับ (ในกรณีนี้คือฟิล์มทองคำ) การทดลองใช้เครื่องตรวจจับที่ทำจากวัสดุพาราแมกเนติก - แคลอรีมิเตอร์แม่เหล็กของโลหะ (MMC) แคลอริมิเตอร์เหล่านี้อยู่ในสนามแม่เหล็กคงที่ การเปลี่ยนแปลงสนามแม่เหล็กเมื่ออุณหภูมิเปลี่ยนแปลง กฎกูรี-ไวส์แสดงถึงการพึ่งพาไฮเปอร์โบลาของการดึงดูดต่ออุณหภูมิที่สนามแม่เหล็กคงที่
การทำให้เป็นแม่เหล็กของ MMC อ่านโดยระบบแมกนีโตมิเตอร์แม่เหล็ก - SQUID
รถต้นแบบนี้ได้รับการติดตั้งในห้องปฏิบัติการเหนือพื้นดินของ Kriss (สถาบันวิจัยเกาหลี) ตู้เย็นไครโอเจนิกซึ่งเป็นที่ตั้งของต้นแบบนั้นถูกล้อมรอบด้วยสารตะกั่วหนา 10 ซม. เพื่อลดพื้นหลังจากรังสี γ เครื่องตรวจจับ MMS ทำงานอย่างมีประสิทธิภาพในช่วงอุณหภูมิ 10 - 50 mK ที่อุณหภูมิดังกล่าวสัญญาณจะเพิ่มขึ้นเพราะว่า ความไวของแมกเนติกแคลอริมิเตอร์จะเพิ่มขึ้น และความจุความร้อนจะลดลง

ข้อเสียคือที่อุณหภูมิเหล่านี้ ความละเอียดของเครื่องตรวจจับจะลดลงเนื่องจากกลไกที่ไม่เกี่ยวข้องกัน ซึ่งรวมถึงความผันผวนของอุณหภูมิด้วย ในการทดลองกับต้นแบบนี้ โดยคำนึงถึงพื้นหลังจากมิวออนคอสมิกและการแผ่รังสี γ ภายนอก อุณหภูมิ 40 มิลลิเคลวินได้รับเลือกให้เป็นอุณหภูมิที่เหมาะสมที่สุด ความละเอียดของเครื่องตรวจจับสำหรับพื้นที่พลังงานที่กำลังศึกษาอยู่ที่น้อยกว่า 1% (ในพื้นที่ 10 keV) ซึ่งจำเป็นต้องทำให้สำเร็จเพื่อให้การทดลองมีความไวที่จำเป็น

1. 3.2. ข้อดีของคริสตัล 40 Ca 100 MoO 4
2. เครื่องตรวจจับความร้อนซึ่งในเวลาเดียวกันเป็นแหล่งสัญญาณที่ต้องบันทึกประสิทธิภาพสูง (ประมาณ 90%) ในการบันทึกเหตุการณ์ที่เป็นประโยชน์
3. ปริมาณไอโซโทปการทำงานสูง (ประมาณ 50% โดยน้ำหนัก) ในคริสตัล
4. เทคโนโลยีการผลิตแบบพิเศษ (วิธี Czochralski) ช่วยให้ได้คริสตัลที่ปลูกมีความบริสุทธิ์สูง โดยการลดพื้นหลังภายในลงอย่างมากจากไอโซโทป 208 Tl และ 214 Bi (หนึ่งในแหล่งที่มาหลักของพื้นหลังในการทดลอง EMO และ MOON) ;
   ความละเอียดของพลังงานเทียบเท่ากับเครื่องตรวจจับเซมิคอนดักเตอร์
5. (3-6 keV สำหรับโหมดโฟนัน) การมีส่วนร่วมจากพื้นหลังการสลายตัวของ β β 2 ν จะถูกระงับ
6. การแผ่รังสีโฟตอนสูงที่อุณหภูมิต่ำมาก (สูงถึง 9300 โฟตอน/MeV)
7. เนื่องจากโครงสร้างพิเศษของเครื่องตรวจจับ (ตัวเรืองแสงวาบก็เป็นแหล่งกำเนิดเช่นกัน) จึงเป็นไปได้ที่จะระงับพื้นหลังภายนอกได้อย่างมีประสิทธิภาพ
8. ความเป็นไปได้ที่จะเพิ่มขนาดของการทดลองเพิ่มเติมโดยการเพิ่มคริสตัลเดี่ยวในการติดตั้ง

ความเป็นไปได้ในการผลิตไอโซโทปโมลิบดีนัม 100 Mo ในขนาดใหญ่ มีปริมาณสำรองเพียงพอที่ 40 Ca ซึ่งหมดลงในไอโซโทป 48 Ca

ข้าว. 17.คริสตัล CaMoO 4

1. 3.3. แผนงานและแนวโน้มของโครงการ AMoRE < 0.3–0.9 эВ и планируется, что он будет набирать данные в течение 1 года;
2. AMoRE-I: AMoRE - ไอโซโทป 1 กิโลกรัมจะเปิดตัวเร็วๆ นี้ และจะถึงความไวของเครื่องตรวจจับ NEMO-3 T 1/2 = 1.1 10 24 ปี
   AMoRE-I: ไอโซโทป 10 กก. วางแผนสร้างภายใน 3 ปี ความไว < 50–160 мэВ;
3. AMoRE-II: หากการทดลอง AMoRE สำเร็จ มีการวางแผนที่จะสร้าง AMoRE-II ด้วยไอโซโทป 200 กิโลกรัม ซึ่งจะรวบรวมข้อมูลเป็นเวลา 5 ปีและมีความไว
   T 1/2 это 10 27 ปี < 10–30 мэВ.