Методы астрономических исследований. Электромагнитное

Всякое излучение можно рассматривать как поток квантов – фотонов,
распространяющихся со скоростью света, равной с = 299 792 458 м/с.
Скорость света связана с длиной и частотой волны соотношением с = λ ∙ ν.
Излучение в видимой области
спектра играет основную роль
в жизни человека и хорошо
пропускается земной
атмосферой. Во многих других
участках спектра земная
атмосфера поглощает
излучение. Видимая область
спектра регистрируется
оптическими телескопами, а
также невооруженным глазом.
Глаз – это естественный
измерительный прибор,
регистрирующий
электромагнитное излучение в
видимой области спектра.
В XVII веке появился первый телескоп, а в XX веке –
фотоэлектронные умножители (ФЭУ), электроннооптические преобразователи (ЭОП), приборы с
зарядовой связью (ПЗС). Системы ПЗС являются
самыми чувствительными и могут регистрировать
отдельные кванты света, накапливая информацию
о них в особых ячейках – пикселях. В настоящее
время разработаны новые виды приборов с
зарядовой связью, в которых дрожание атмосферы
компенсируется смещением накопленного заряда
в ту группу пикселов, в которой в данное время
регистрируется излучение. Такие системы ПЗС
назвали системами ПЗС с перпендикулярным
переносом. Подобные системы позволяют
улучшить качество изображения в полтора раза.
В
радиодиапазоне
через
атмосферу
Земли
проникают радиоволны с длиной волны от 1 до
4 мм и от 8 до 20 м. Длины электромагнитных волн
радиодиапазона заключены в пределах от 10 км до
1 мм. Существование радиоволн было предсказано
Максвеллом в 1873 году, а первый радиотелескоп
появился в 1929 году.
Регистрация инфракрасного излучения впервые
была проведена в 1800 году Вильямом Гершелем.
Помещая термометр в различные области спектра,
полученного с помощью призмы, он зафиксировал
нагрев того термометра, который располагался вне
видимой области, рядом с красным цветом.
В 1983 году был запущен инфракрасный телескоп
IRAS, в котором приемная аппаратура охлаждалась
жидким гелием.
Современные телескопы сразу строятся как для
наблюдений в видимой области спектра, так и для
инфракрасных наблюдений.
Регистрация квантов ультрафиолетового излучения
производится с помощью фотоэлектрических
приемников излучения, вторично-электронных
умножителей. Регистрация ультрафиолетового
излучения с длиной волны, меньшей 160 нм,
производится
специальными
счетчиками,
аналогичными счетчикам Гейгера – Мюллера,
известным из школьного курса физики.
Ультрафиолетовые
лучи
–
это
часть
электромагнитного спектра, соответствующая
длинам волн λ от 390 до 10 нм. Они практически не
пропускаются земной атмосферой, поэтому всю
регистрирующую аппаратуру приходится выносить
в космос.
В 1978 году был запущен на
орбиту ультрафиолетовый
телескоп IUE (International Ultraviolet Explorer),
который проработал 19 лет. Информацией,
полученной в ходе его работы, воспользовалось
около 3000 ученых из 25 стран мира. В 1985 году
был запущен специализированный спутник EUVE
– Extreme Ultraviolet Explorer, который
специализировался в диапазоне 10–100 нм.
Рентгеновское излучение было открыто в 1895 году
Рентгеном. Оно беспрепятственно проходит сквозь
плотную бумагу и ткани человеческого тела. Это
его свойство сейчас широко используется в
медицине и технике.
А вот земная атмосфера является прекрасным щитом
для рентгеновского излучения. Для регистрации
рентгеновского излучения Солнца необходимо
поднимать приборы на высоту 100 км. Впервые
солнечное излучение в рентгеновском диапазоне
было зарегистрировано в 1948 году.
Рентгеновское
излучение
регистрируется
специальными счетчиками, аналогичными
счетчику Гейгера – Мюллера. В 1971 году был
запущен (для наблюдения в рентгеновском
диапазоне)
спутник
«Ухуру»,
затем
космические рентгеновские обсерватории
«Эйнштейн», ROSAT. В 1999 году была
запущена
рентгеновская
обсерватория
«Чандра».
Самыми первыми были
зарегистрированы источник Sco X-1
в созвездии Скорпиона, Сyg X-1 в
созвездии Лебедя, затем были
открыты вспышечные
рентгеновские источники –
барстеры, рентгеновские пульсары.
Среди рентгеновских источников
излучения – тесные двойные
системы, остатки вспышек
сверхновых, например,
Крабовидная туманность.
Гамма-излучение
возникает
при
столкновениях
энергичных частиц, испускается возбужденным
атомом, при процессах аннигиляции частиц.
Источниками гамма-излучения могут быть частицы
сверхвысоких
энергий.
Регистрируется
оно
детекторами гамма-излучения, сцинциляционными
счетчиками и черенковскими счетчиками. Земная
атмосфера не пропускает космическое гаммаизлучение, поэтому первые результаты исследований
были получены после запусков космических станций.
В настоящее время считается, что источники гаммавсплесков удалены на расстояния порядка 12–
15 миллиардов световых лет. Для объяснения
наблюдаемой яркости всплесков приходится
считать, что их источники – самые мощные
объекты Вселенной.
Волны одинаковой
длины, имеющие
постоянную разность
фаз, называются
когерентными. При
сложении когерентных
волн наблюдается
устойчивая во времени
Электромагнитное
интерференционная
излучение обладает
картина максимумов и
волновыми свойствами,
проявляющимися в таких минимумов
интенсивности
явлениях, как
интерференция,
дифракция и поляризация.
На свойстве волн создавать
интерференционную картину
основано действие приборов
интерферометров.
С помощью явления интерференции
специальными звездными
интерферометрами были измерены
радиусы ближайших звезд.
Принцип работы этих
инструментов основан на
интерференции света от звезды на
двух зеркалах, расположенных на
некотором расстоянии друг
относительно друга. Если
расстояние R до звезды известно, то
ее линейные размеры связаны с
угловыми размерами звезды
соотношением: .
Радиоинтерферометры – это радиотелескопы,
состоящие из двух приемников излучения в
радиодиапазоне, электрически связанных в
единую систему. Радиосигналы с приемников
поступают на единое приемное устройство.
В настоящее время
применяется метод
спекл-интерферометрии,
заключающийся в
статистической
обработке очень
коротких экспозиций
(порядка 0,01 сек), за
время которых
дифракционное
изображение не
размазывается
атмосферой. Время таких
коротких экспозиций
намного меньше времени
турбулентных движений
атмосферы.
Метод спеклинтерферометрии
позволяет определять
угловые размеры звезд и
угловые расстояния
между парами звезд.
 Явление
отклонения
распространения волны
от
прямолинейного
получило
название
дифракция. В частности,
дифракцией
света
называется
огибание
светом
контуров
непрозрачных предметов
и проникновение света в
область геометрической
тени.
К
дифракции
относятся также явления,
возникающие
при
пропускании
электромагнитной волны
через отверстия малых
размеров, сравнимых с
длиной волны.
Явление проявляется, в
основном, при
наблюдениях ярких
звезд с большим
увеличением. Для
более слабых звезд
яркость светлых колец
практически
незаметна, поэтому
различается только
центральный
максимум.
Угловой радиус этого
дифракционного диска
звезды равен
На этом снимке, сделанном с
помощью телескопа им.
Хаббла, вокруг звезды хорошо
заметны дифракционные
кольца.
На длине волны λ = 550 нм
дифракционный кружок будет
иметь размеры
Состояние земной
атмосферы также
накладывает
ограничение на
дифракционное
изображение звезд.
Атмосферная
турбулентность и
движение воздушных
масс, искажают фронт
световой волны,
размывая точечное
изображение до размеров
порядка 1", что сравнимо
с размерами
дифракционного кружка.
Хроматическая аберрация характерна
для всех преломляющих оптических
приборов. Возникает из-за того, что
коэффициент преломления среды
зависит от длины волны света. Синие
лучи отклоняются линзой сильнее
красных, и поэтому положения
фокусов для лучей разных длин волн
не
совпадают.
В
результате
изображение звезды выглядит как
набор радужных колец.
Сферическая аберрация возникает изза
того,
что
лучи
света,
параллельные главной оптической
оси
объектива,
падая
на
сферическую поверхность линзы
или зеркала, после преломления
или отражения пересекаются не в
одной точке. Края объектива строят
изображение ближе к объективу, а
центральная часть – дальше. В
результате изображение имеет в
фокальной плоскости нерезкий вид.
Подушкообразная и бочкообразная дисторсии.
Слева приведено неискаженное изображение.
Анализ спектров – основной
метод изучения
астрономических объектов,
применяемый в
астрофизике. Наблюдаемые
спектры делятся на три
класса:
 линейчатый спектр
излучения
 непрерывный спектр
 линейчатый спектр
поглощения
 линейчатый спектр излучения. Нагретый
разреженный газ испускает яркие эмиссионные
линии;
 непрерывный спектр. Такой спектр дают твердые
тела, жидкости или плотный непрозрачный газ в
нагретом состоянии. Длина волны, на которую
приходится максимум излучения, зависит от
температуры;
 линейчатый спектр поглощения. На фоне
непрерывного спектра заметны темные линии
поглощения. Линии поглощения образуются, когда
излучение от более горячего тела, имеющего
непрерывный спектр, проходит через холодную
разреженную среду.
Исследование линейчатого спектра вещества позволяет
определить, из каких химических элементов оно состоит и в
каком количестве содержится каждый элемент в данном
веществе.
Количественное содержание элемента в исследуемом образце
определяется путем сравнения интенсивности отдельных
линий спектра этого элемента с интенсивностью линий
другого химического элемента, количественное содержание
которого в образце известно.
Метод определения качественного и количественного состава
вещества по его спектру называется спектральным
анализом. Спектральный анализ широко применяется при
поисках полезных ископаемых для определения
химического состава образцов руды. В промышленности
спектральный анализ позволяет контролировать составы
сплавов и примесей, вводимых в металлы для получения
материалов с задаными свойствами.
Достоинствами спектрального анализа являются высокая
чувствительность и быстрота получения результатов. С
помощью спектрального анализа можно обнаружить в
пробе массой 6*10-7 г присутствие золота при его массе
всего 10-8 г. Определение марки стали методом
спектрального анализа может быть выполнено за
несколько десятков секунд.
Спектральный анализ позволяет определить химический
состав небесных тел, удаленных от Земли на
расстояния в миллиарды световых лет. Химический
состав атмосфер планет и звезд, холодного газа в
межзвездном пространстве определяется по спектрам
поглощения.
Изучая спектры, ученые смогли определить не только
химический состав небесных тел, но и их температуру.
По смещению спектральных линий можно определять
скорость движения небесного тела.
Почти все звезды имеют
линии поглощения в
спектре.
Наиболее интенсивная
линия гелия
расположена в желтой
части спектра: D3
(λ = 587,6 нм). В
спектрах звезд типа
Солнца наблюдаются
также линии натрия: D1
(λ = 589,6 нм) и D2
(λ = 589,0 нм), линии
ионизованного
кальция: Н
(λ = 396,8 нм) и К
(λ = 393,4 нм).
Фотосферы звезд дают непрерывный спектр,
пересеченный отдельными темными линиями, которые
возникают при прохождении излучения через более
холодные слои атмосферы звезды.
По спектру поглощения (точнее, по наличию
определенных линий в спектре) можно судить о
химическом составе атмосферы звезды. Яркие линии в
спектре показывают, что звезда окружена
расширяющейся оболочкой из горячего газа. У красных
звезд с низкой температурой в спектре видны широкие
полосы молекул окиси титана, оксидов.
Ионизированный межзвездный газ, нагретый до
высоких температур, дает спектры с максимумом
излучения в ультрафиолетовой области.
Необычные спектры дают белые карлики. У них линии
поглощения во много раз шире, чем у обычных звезд и
имеются линии водорода, которые отсутствуют при
таких температурах у обычных звезд. Это объясняется
высоким давлением в атмосферах белых карликов.
 В 1842 году австрийский физик и астроном
Христиан Доплер установил, что длина волны λ,
принятая наблюдателем, связана с длиной волны
источника излучения соотношением:
Смещение линий в спектре звезды относительно спектра сравнения в красную
сторону говорит о том, что звезда удаляется от нас, смещение в фиолетовую
сторону спектра – что звезда приближается к нам. Вследствие обращения Земли
вокруг Солнца со скоростью V = 30 км/с, линии в спектрах звезд, удаляющихся от
Земли, смещены в красную сторону на Δλ/λ = V/c = 10–4. Для линии λ = 500 нм
смещение составит 0,05 нм (0,5 Å). Для звезд, приближающихся к Земле, линии
будут смещены на такую же величину в фиолетовую сторону.