Главная Случайная страница


Полезное:

Как сделать разговор полезным и приятным Как сделать объемную звезду своими руками Как сделать то, что делать не хочется? Как сделать погремушку Как сделать неотразимый комплимент Как сделать так чтобы женщины сами знакомились с вами Как сделать идею коммерческой Как сделать хорошую растяжку ног? Как сделать наш разум здоровым? Как сделать, чтобы люди обманывали меньше Вопрос 4. Как сделать так, чтобы вас уважали и ценили? Как сделать лучше себе и другим людям Как сделать свидание интересным?

Категории:

АрхитектураАстрономияБиологияГеографияГеологияИнформатикаИскусствоИсторияКулинарияКультураМаркетингМатематикаМедицинаМенеджментОхрана трудаПравоПроизводствоПсихологияРелигияСоциологияСпортТехникаФизикаФилософияХимияЭкологияЭкономикаЭлектроника






ОБЩАЯ АСТРОФИЗИКА

 

1. ВВЕДЕНИЕ

 

§ 1. Общие сведения

 

Астрофизика – раздел астрономии, изучающий физические свойства космических объектов и происходящие в них процессы на основе общих физических законов. Астрофизика – сравнительно молодой раздел астрономии: первые астрофизические исследования были выполнены около 150 лет назад. Традиционно астрофизика подразделялась на теоретическую и практическую (наблюдательную). Теоретики создают теории и ищут подтверждение их правильности, сравнивая выводы теории с результатами наблюдений; наблюдатели получают фактический материал и интерпретируют результаты наблюдений, используя достижения теории. В последнее время грань между теоретической и наблюдательной астрофизикой постепенно стирается.

Астрономия, вообще говоря, является наблюдательной наукой. Эксперимент в ней практически невозможен (если не считать отдельных опытов, например, создания искусственной кометы в ходе заатмосферных исследований). Вся информация о космических объектах получается из анализа поступающих от них электромагнитного излучения, улавливаемого приемниками излучения, и космических частиц, фиксируемых счетчиками. Подавляющая часть сведений основывается на анализе электромагнитного излучения, основными характеристиками которого являются мощность излучения, его спектральный состав и состояние поляризации. Наблюдательная астрофизика делится, соответственно, на астрофотометрию, астроспектроскопию и астрополяриметрию.

Спектральный состав характеризуется длиной волны излучения λ или частотой ν

λ = с/ν, (1.1)

где с – скорость света, равная 3х1010см/с). Шкала электромагнитного излучения представлена на рис.1.

Рис.1.1. Спектральная шкала электромагнитного излучения.

 

Мощность излучения характеризуется следующими величинами. Если dQ энергия, протекающая через площадку ds за время dt, то F=dQ/dt есть поток энергии (измеряется в эрг/с или других единицах мощности, например в ваттах); E= dF/ds – освещенность или плотность потока (в теоретической астрофизике эту величину часто называют «потоком», что может внести путаницу), она измеряется в эрг/с/см2 или других аналогичных единицах, например в ватт/м2. Если излучение идет от точечного источника, а площадка ds находится на расстоянии r от него и расположена перпендикулярно направлению распространения света (т.е. видна из источника под телесным углом dω= ds/r2), то I=dF/dω есть интенсивность излучения (в лабораторной фотометрии – сила света), измеряемая в эрг/с/стерадиан (или аналогичных единицах). В случае протяженного источника вводится его поверхностная яркость B = I/σ, где σ – проекция площадки на плоскость, перпендикулярную направлению распространения света (измеряется в эрг/с/стерад/см2).



Комбинацией спектроскопических и фотометрических наблюдений являются спектрофотометрические наблюдения. В их ходе измеряются фотометрические характеристики, отнесенные к единичному интервалу частот ( Fν, Eν и т.п.) или длин волн (Fλ, Eλ и т.п.). Они носят названия удельный поток, удельная интенсивность, удельная плотность потока. Удельная плотность потока, например, может измеряться в ватт/м2/Гц, в радиоастрономии (а в последнее время и в оптической) часто используется единица Янский (1 Ян = 10-26 ватт/м2/Гц). Имея в виду, что Eν= ∫Eλ и из дифференцирования (1) dν = -(с/λ2)dλ, получим Eλ = (с/λ2)Eν = (ν/λ)Eν. или

λEλ = ν Eν . (1.2)

Это выражение используется для пересчета удельных освещенностей, отнесенных к разным единичным интервалам. Пусть удельная освещенность на 108 Гц (λ = 300 см) составляет Eν = 17х10-23вт/м2/Гц. Тогда Eλ = 5.7х10-17вт/м2/см.

В оптической астрономии мерой освещенности, на которую реагирует глаз и некоторые другие приемники излучения, служит видимая звездная величина m (иногда говорят «блеск») – она тем больше, чем слабее объект. В основе системы звездных величин лежит психо-физический закон Вебера-Фехнера, согласно которому восприятие пропорционально логарифму раздражителя. Имеем

m = a + b lgE, (1.3)

откуда

Δm = m1 – m2 = b lg(E1/E2). (1.4)

Исследования показали, что разности в 5m соответствует отношение освещенностей, равное 100. Следовательно, b = - 2.5 (шкала Погсона). Об определении коэффициента a (нуль-пункта шкалы звездных величин) речь пойдет позже. Из (1.4) легко получить, что разности в 1m соответствует отношение освещенностей 2.512 (не путать со значением коэффициента b).

Поверхностная яркость обычно измеряется в звездных величинах с квадратной секунды (m/□”).

 

§ 2. Помехи, вносимые земной атмосферой.

 

Большая часть наблюдений пока еще проводится с поверхности Земли, и излучение прежде, чем попасть на приемник, должно пройти через земную атмосферу. Однако атмосфера прозрачна только в отдельных интервалах длин волн. Рис.1.2, схематически иллюстрирующий прозрачность земной атмосферы, показывает, что атмосфера прозрачна лишь в двух окнах прозрачности: оптическом и радио. К оптическому окну примыкает ближняя ИК область, где в отдельных полосах поглощение неполное, что позволяет вести наблюдения с поверхности Земли (рис.1.3).



 

Рис.1.2. Прозрачность земной атмосферы для всего диапазона электромагнитного

излучения (схематически).

 

Рис.1.3. Пропускание земной атмосферы в ближней ИК области спектра. Горизонтально

заштрихованы области поглощения парами воды, наискось – области поглощения

углекислым газом, вертикально – области поглощения озоном.

 

Однако и в окнах прозрачности происходит ослабление излучения, иногда очень сильное. Пусть излучение проходит через поглощающий слой толщиной ds, F – падающий поток, F+dF - выходящий поток (dF – поглощенный поток, отрицательная величина). Очевидно, поглощенный поток будет пропорционален падающему и толщине слоя. Обозначая коэффициент пропорциональности (коэффициент ослабления) через α, будем иметь dF = - α Fds, или dF/F =- α ds. Интегрируя в пределах всего слоя (от 0 до S), получим . Введем обозначение , τ (s) – оптическая толщина слоя. Тогда будем иметь

FS =F0 e—τ(s). (1.5)

 

Толщина атмосферы гораздо меньше радиуса Земли. Поэтому атмосферные слои можно считать плоско-параллельными. Пусть светило наблюдается на зенитном расстоянии z. Тогда путь ds, который проходит свет в слое толщиной dx , будет равняться ds = dx sec z. Умножая на α и интегрируя в пределах атмосферы, получим τ(s) = τ0 sec z, где τ0 – оптическая толщина атмосферы. Подставляя τ(s) в (5) и обозначая e--τ0 = p (p носит название коэффициент прозрачности), получим FS =F0 psec z. Переходя к звездным величинам (т.е. логарифмируя и умножая на -2.5), получим mz = m0--2.5 lg p sec z, или вводя обозначения --2.5 lg p = k (k - показатель ослабления) и sec z = X ,

m0 = mz -- kX. (1.6)

Эта формула может использоваться для выноса за атмосферу при z<60o. Для больших z сказывается отклонение атмосферных слоев от плоско-параллельности и вместо X используется так называемая воздушная масса M(z) = X - 0.0018 (X-1) – 0.0028(X-1)2.

Формула (1.6) верна для монохроматических звездных величин. Поскольку звездная величина звезды есть функция от λ, для вынесения за атмосферу надо знать kλ. Характерная зависимость k(λ) представлена на рис.1.4. Она существенно различна для разных мест наблюдения и сильно переменна во времени (впрочем при устойчивой погоде в течение ночи k(λ) не меняется или меняется мало).

Есть несколько причин ослабления света земной атмосферой. Во-первых, это рассеяние на молекулах воздуха (коэффициент рассеяния пропорционален λ-4); во-вторых, это рассеяние на аэрозоле (коэффициент пропорционален λ, где α ≈ 0.8); в-третьих – поглощение озоном. Соответствующие кривые нанесены на рис.1.4. Наконец, имеется истинное поглощение молекулами (в молекулярных полосах, где учет поглощения представляет значительные трудности). В ИК области в окнах прозрачности вне молекулярных полос формула (1.6) может быть использована.

 

 

Рис.1.4. Средняя вертикальная экстинкция в звездных величинах для Флагстаффа

(Аризона). Вклады озона, аэрозолей и рэлеевского рассеяния показаны

отдельно.

 

К сожалению, ослабление света не единственная неприятность, создаваемая земной атмосферой. Наблюдению слабых объектов препятствует свечение атмосферы (фон неба). Здесь также есть несколько компонентов. Во-первых, это рассеянное излучение земных (ночное освещение) и небесных (Луна) источников света. Поэтому обсерватории строят в ненаселенных местах, а слабые объекты наблюдают вблизи новолуния. Во-вторых, это собственное свечение атмосферы. На рис.1.5 приведен спектр ночного неба при отсутствии посторонней засветки. Собственное свечение также переменно, в частности оно усиливается в годы максимума солнечной активности.

 

Рис.1.5. Типичный спектр ночного неба, полученный с поверхности Земли в отсутствие

засветки.

 

Искажение идущего от звезды плоского волнового фронта приводит к двум эффектам. Первый – мерцание точечных источников, хорошо известное из наблюдений невооруженным глазом, второй – дрожание. Причиной их появления служит наличие неоднородностей атмосферы на больших (около 10 км) высотах. Турбулентные движения в плотных нижних частях атмосферы, в частности, в непосредственной близости к телескопу приводят к размытию дифракционного диска звезды. Получающийся диск носит название турбулентного и определяет качество изображения в момент наблюдения. Качество изображения в данном пункте может сильно меняться со временем. На земном шаре пункты с наилучшим качеством изображения находятся в Чили.

 

 


<== предыдущая | следующая ==>
Песнь десятая - ашрайа | Одна Вселенная или множество?





Date: 2015-05-18; view: 228; Нарушение авторских прав

mydocx.ru - 2015-2019 year. (0.017 sec.) Все материалы представленные на сайте исключительно с целью ознакомления читателями и не преследуют коммерческих целей или нарушение авторских прав - Пожаловаться на публикацию