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 (F_ν, E_ν и т.п.) или длин волн (F_λ, E_λ 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 ∫ E_νdν = ∫ E_λdλ и из дифференцирования (1) dν = -(с/λ²)dλ, получим E_λ = (с/λ²)E_ν = (ν/λ)E_{ν .} или

λE_λ = ν E_ν. (1.2)

Это выражение используется для пересчета удельных освещенностей, отнесенных к разным единичным интервалам. Пусть удельная освещенность на 10⁸ Гц (λ = 300 см) составляет E_ν = 17х10^-23вт/м²/Гц. Тогда E_λ = 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 5 ^m 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 1 ^m 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

F_S = 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 F_S = F₀ p^{sec z}. Переходя к звездным величинам (т.е. логарифмируя и умножая на -2.5), получим m_{z =} m_0--2.5 lg p sec z, или вводя обозначения _--2.5 lg p = k (k - показатель ослабления) и sec z = X,

m_{0 =} m_z -- kX. (1.6)

Эта формула может использоваться для выноса за атмосферу при z<60^o. 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 k_λ. 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 ^-α, 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.