Головна онлайн підручники База репетиторів Росії Тренажери з астрономії Підготовка до ЄДІ 2017 онлайн
Глава 2. Світло і речовина
2.1. природа світла
2.1.1. Електромагнітне випромінювання
Вся інформація від зірок, туманностей, галактик і інших астрономічних об'єктів надходить у вигляді електромагнітного випромінювання.
Шкала електромагнітного випромінювання. По горизонтальній осі відкладені: внизу - довжина хвилі в метрах, вгорі - частота коливань в герцах
Довжини електромагнітних хвиль радіодіапазону укладені в межах від 10 км до 0,001 м (1 мм). Діапазон від 1 мм до видимого випромінювання (т. Е. 760 нм) називається інфрачервоним діапазоном. Електромагнітні хвилі з довжиною хвилі коротше 390 нм називаються ультрафіолетовими хвилями. Нарешті, в самій короткохвильової частини спектра лежить випромінювання рентгенівського і гамма-діапазону.
Будь-яке випромінювання можна розглядати як потік квантів - фотонів, що поширюються зі швидкістю світла, яка дорівнює c = 299 792 458 м / с. Швидкість світла пов'язана з довжиною і частотою хвилі співвідношенням
Енергію квантів світла E можна знайти, знаючи його частоту: E = hν, де h - постійна Планка, рівна h? 6,626 • 10-34 Дж • с. Енергія квантів вимірюється в джоулях або електрон-вольтах: 1 еВ = 1,6 • 10-19 Дж. Кванту з енергією в 1 еВ відповідає довжина хвилі λ = 1240 нм.
Око людини сприймає випромінювання, довжина хвилі якого знаходиться в проміжку від λ = 390 нм (фіолетовий світло) до λ = 760 нм (червоне світло). Це - видимий діапазон.
Проходження електромагнітного випромінювання крізь атмосферу
Випромінювання у видимій області спектра грає основну роль в житті людини і добре пропускається земною атмосферою. У багатьох інших ділянках спектра земна атмосфера поглинає випромінювання. Видима область спектра реєструється оптичними телескопами, а також неозброєним оком. Око - це природний вимірювальний прилад, що реєструє електромагнітне випромінювання у видимій області спектра.
Площа зіниці може змінюватися в 100 разів, тим самим регулюючи потік світла, що надходить на сітківку в денний час. Днем освітленість від Сонця становить 105 лк; в той час як вночі зоряне небо створює освітленість всього в 10-5 лк. Тому для того, щоб бачити в темряві, реєструвати випромінювання повинні не колбочки, а палички - інші елементи очі. Максимальна чутливість очі при денному зорі доводиться на довжину хвилі λ = 555 нм і відповідає жовто-зеленого кольору. Вночі вона зсувається в короткохвильову частину спектру λ = 513 нм. Лабораторні дослідження показали, що вночі очей може зареєструвати зміну зоряної величини на 0,1m.
Платівка в центрі розміром близько сантиметра - прилад із зарядним зв'язком (ПЗС). Ця невелика мікросхема містить понад 150 000 світлочутливих осередків
У XVII столітті з'явився перший телескоп, а в XX столітті - фотоелектронні помножувачі (ФЕУ), електронно-оптичні перетворювачі (ЕОП), прилади із зарядним зв'язком (ПЗС). Системи ПЗС є найбільш чутливими і можуть реєструвати окремі кванти світла, накопичуючи інформацію про них в особливих осередках - пікселях. В даний час розроблені нові види приладів із зарядним зв'язком, в яких тремтіння атмосфери компенсується зсувом накопиченого заряду в ту групу пікселів, в якій в даний час реєструється випромінювання. Такі системи ПЗС назвали системами ПЗС з перпендикулярним переносом. Подібні системи дозволяють поліпшити якість зображення в півтора рази.
У радіодіапазоні через атмосферу Землі проникають радіохвилі з довжиною хвилі від 1 до 4 мм і від 8 до 20 м. Довжини електромагнітних хвиль радіодіапазону укладені в межах від 10 км до 1 мм. Існування радіохвиль було передвіщено Максвеллом в 1873 році, а перший радіотелескоп з'явився в 1929 році.
Реєстрація інфрачервоного випромінювання вперше була проведена в 1800 році Вільямом Гершелем . Помістивши термометр в різні області спектра, отриманого за допомогою призми, він зафіксував нагрів того термометра, який розташовувався поза видимій області, поряд з червоним кольором. Саме Гершель назвав це невидиме випромінювання інфрачервоним випромінюванням, тобто знаходяться далі червоних променів. Земна атмосфера непрозора для більшої частини інфрачервоного випромінювання. У XIX столітті для реєстрації інфрачервоного випромінювання користувалися термопарою. На її кінцях при висвітленні інфрачервоним випромінюванням виникає різниця потенціалів, яку можна виміряти. У більш пізній час детектором інфрачервоного випромінювання стають напівпровідникові болометри, що складаються зі смужок напівпровідників. Опір напівпровідників при висвітленні інфрачервоним випромінюванням змінюється, це реєструється звичайним чином.
4 Малюнок 2.1.1.4.Інфрачервоний астрономічний супутник IRAS забезпечений невеликим телескопом-рефлектором
Інфрачервоне випромінювання інтенсивно затримується земною атмосферою, тому інфрачервоні телескопи піднімають на літаках і аеростатах, мають у своєму розпорядженні в відкритому космосі. У 1983 році був запущений інфрачервоний телескоп IRAS, в якому приймальна апаратура охолоджувалася рідким гелієм.
Сучасні телескопи відразу будуються як для спостережень у видимій області спектра, так і для інфрачервоних спостережень.
Реєстрація квантів ультрафіолетового випромінювання проводиться за допомогою фотоелектричних приймачів випромінювання, вторинно електронних помножувачів. Реєстрація ультрафіолетового випромінювання з довжиною хвилі, меншою 160 нм, проводиться спеціальними лічильниками, аналогічними лічильників Гейгера-Мюллера, відомим зі шкільного курсу фізики.
Ультрафіолетові промені - це частина електромагнітного спектра, відповідна довжинах хвиль λ від 390 до 10 нм. Вони практично не пропускаються земною атмосферою, тому всю реєструє апаратуру доводиться виносити в космос.
Іо, Європа і Ганімед поруч з Юпітером. знімок IUE
У 1978 році був запущений на орбіту ультрафіолетовий телескоп IUE (International Ultraviolet Explorer), який пропрацював 19 років. Інформацією, отриманої в ході його роботи, скористалося близько 3000 вчених з 25 країн світу. У 1985 році був запущений спеціалізований супутник EUVE - Extreme Ultraviolet Explorer, який спеціалізувався в діапазоні 10-100 нм.
Рентгенівське випромінювання було відкрито в 1895 році рентгеном . Воно безперешкодно проходить крізь щільний папір і тканини людського тіла. Це його властивість зараз широко використовується в медицині і техніці.
А ось земна атмосфера є прекрасним щитом для рентгенівського випромінювання. Для реєстрації рентгенівського випромінювання Сонця необхідно піднімати прилади на висоту 100 км. Вперше сонячне випромінювання в рентгенівському діапазоні було зареєстровано в 1948 році.
6 Малюнок 2.1.1.6.Фотографія зростаючого Місяця в гамма-променях. ROSAT
Рентгенівське випромінювання реєструється спеціальними лічильниками, аналогічними лічильнику Гейгера-Мюллера. У 1971 році був запущений (для спостереження в рентгенівському діапазоні) супутник «Ухуру», потім космічні рентгенівські обсерваторії «Ейнштейн», ROSAT. У 1999 році була запущена рентгенівська обсерваторія «Чандра».
Найпершими були зареєстровані джерело Sco X-1 в сузір'ї Скорпіона, Сyg X-1 в сузір'ї Лебедя, потім були відкриті спалахову рентгенівські джерела - барстери, рентгенівські пульсари . Серед рентгенівських джерел випромінювання - тісні подвійні системи , Залишки спалахів наднових, наприклад, Крабоподібна туманність .
Гамма-випромінювання виникає при зіткненнях енергійних частинок, випускається порушеною атомом, при процесах анігіляції часток. Джерелами гамма-випромінювання можуть бути частинки надвисоких енергій. Реєструється воно детекторами гамма-випромінювання, сцінціляціоннимі лічильниками і черенковський лічильниками. Земна атмосфера не пропускає космічне гамма-випромінювання, тому перші результати досліджень були отримані після запусків космічних станцій.
У 1991 році за допомогою російсько-французького приладу «СІГМА», встановленого на супутнику «Гранат», в 120 пк від центру Галактики було виявлено джерело анігіляційної лінії 511 кеВ, який назвали «Великим анігілятором». Гамма-кванти такої енергії утворюються при анігіляції електронів і позитронів.
Гамма-випромінювання зареєстровано від Сонця, активних ядер галактик, квазарів. Але найдивовижніше відкриття в гамма-астрономії зроблено при реєстрації гамма-сплесків.
7 Малюнок 2.1.1.7.Розподіл гамма-спалахів на небесній сфері
Уже в 70-х роках стало зрозуміло, що сплески гамма-випромінювання з однаковою ймовірністю приходять з будь-якого напрямку, тобто розподілені изотропно. Нічого подібного в нашій Галактиці бути не може. Але в нашому Всесвіті є один практично ідеально ізотропний об'єкт - сам Всесвіт! Саме це змусило багатьох вчених відмовитися від галактичної моделі гамма-сплесків. В даний час вважається, що джерела гамма-сплесків видалені на відстані близько 12-15 мільярдів світлових років. Для пояснення спостережуваної яскравості сплесків доводиться вважати, що їх джерела - найпотужніші об'єкти Всесвіту.
Дивіться також: Математика , Аннглійскій мову , хімія , Біологія , фізика , Географія , Астрономія .
А також: online підготовка до ЄДІ на College.ru, бібліотека ЕОРов і навчальні програми на Multiring.ru.
