Основные задачи и разделы астрофизики. Спектр электромагнитного излучения, исследуемый в астрофизике. Влияние атмосферы Земли на методыастрофизических исследований.

Основные задачи астрофизики

• Цель астрофизики — изучение физической природы и эволюцииотдельных космических объектов, включая и всю Вселенную.

• Т.о., астрофизика решает наиболее общие задачи астрономии вцелом, и за последние десятилетия она стала ведущим разделомастрономии.

Разделы астрофизики

1)Практическая астрофизика. Появлению практической, или наблюдательной астрофизики способствовало применениетелескопа с начала XVII в., открытие спектрального анализа иизобретение фотографии в XIX в., возникновение радиоастрономиии внеатмосферных методов исследования в XX в. Все этопривело к тому, что в середине XX в.астрономия стала всеволновой,

2)Параллельно с развитием методов практической астрофизики,благодаря прогрессу в физике и особенно созданию теорииизлучения и строения атома, развилась теоретическая астрофизика.Её цель — интерпретация результатов наблюдений, постановкановых задач исследований, а также обоснование методов

практической астрофизики.

• Оба основных раздела астрофизики в свою очередьподразделяются на более частные. Разделение теоретическойастрофизики производится по объектамисследования: физика звезд, Солнца, планет, межзвёзднойсреды, галактик, физика Вселенной (космология) и т.д.

• Разделы практической астрофизики отражают те илииные применяемые методы: астрофотометрия,

астроспектроскопия, астрофотография, колориметрия и т.д.

• Разделы астрофизики, основанные на применениипринципиально новых методов и, как правило, включающиесоответствующие разделы теоретической астрофизики,получили такие названия, как радиоастрономия, баллоннаяастрономия, внеатмосферная астрономия (космическиеисследования), рентгеновская астрономия, гамма-астрономия,нейтринная астрономия.

Спектр электромагнитного излучения,исследуемый в астрофизике

Влияние атмосферы Земли на методыастрофизических исследований

• Излучение в видимой области спектра играет особенно большую роль вастрономии, т.к. оно сравнительно хорошо пропускается земной атмосферой. Востальных участках спектра поглощение сказывается значительно сильнее, такчто космическое излучение проникает только до некоторого уровня земнойатмосферы. Сильнее всего атмосфера поглощает коротковолновую областьспектра. Т.о., эти области спектра, кромеблизкого УФ (310 – 390 нм), доступны наблюдениям только с ракет,оснащенных специальной аппаратурой.

• В сторону длинных волн от видимой области спектра расположены области ИКизлучения и радиоволн. Часть ИК излучения, начиная примерно с длины волны в1 мкм, поглощается молекулами воздуха, главным образом молекулами водяныхпаров и углекислого газа. Наблюдениям с Земли доступно излучение только в

некоторых, сравнительно узких «окнах» видимости между полосамимолекулярного поглощения. Остальные участки спектра становятся доступныминаблюдениям со сравнительно небольших высот и могут изучаться с аэростатов ишаров-зондов или (частично) на некоторых высокогорных обсерваториях

• Земная атмосфера прозрачна для радиоволн в диапазоне примерно от 1 см до 20м. Волны короче 1 см, за исключением узких областей около 1 мм, 4,5 мм и 8 мм,полностью поглощаются нижними слоями земной атмосферы, а волны длиннеенескольких десятков метров отражаются и поглощаются самыми верхними её

слоями — ионосферой.

 

Основы астрофотометрии. Фотометрические величины. Поток излучения,освещённость, светимость, интенсивность излучения, яркость. Закон Вебера – Фехнера. Звёздная величина. Формула Погсона. Типы звёздных величин. Абсолютная звёздная величина. Болометрическая звёздная величина.

Основы астрофотометрии

• Количество световой энергии, излучаемой объектом, является одной изсущественных его характеристик. Имеется два основных способа измеренияэтой величины:

1) непосредственное определение количества световой энергии, дошедшей отданного объекта до измерительного прибора;

2) сравнение излучения исследуемого объекта с излучением какого-нибудьдругого, излучательная способность которого известна.

• Источники света даже одинаковой мощности могут сильно различаться поспектральному составу своего излучения. Т.о. сравнивать излучение двухобъектов имеет смысл только в одной и той же спектральной области.

• Светочувствительный прибор (приёмник излучения), как правило,неодинаково реагирует на излучение различных длин волн. Поэтомурезультаты измерения количества света зависят от спектральнойчувствительности приёмника.

Фотометрические величины

• Поток излучения Ф - количество световойэнергии, проходящей за единицу времени через определенную площадь.

• ОсвещённостьЕ - плотность световогопотока, т.е. световой поток, приходящийся на единицу

площади освещаемой поверхности:

• Освещённость пропорциональна косинусуугла падения лучей и для сферических волн обратно

пропорциональна квадрату расстояния от источника.

СветимостьL - вся энергия, проходящая в единицу времени череззамкнутую поверхность, окружающую данныйисточник излучения

Интенсивность излучения – энергетическая характеристика электромагнитногоизлучения, пропорциональная квадрату амплитуды колебаний. Меройинтенсивности служит вектор Пойнтинга.

• В астрофизике Интенсивность излученияI - плотностьпотока излучения, создаваемого элементом среды в данном направлении:

где dФ – поток излучения в пределах бесконечно малого телесного угла dω, dS –площадь участка диафрагмы, нормаль к которой составляет угол θ с направлениемраспространения излучения.

• Если dS непосредственно является элементом излучающей поверхности, тоопределённая таким образом величина называется яркостьювэтой поверхности вданной точке и в заданном направлении.

Закон Вебера – Фехнера: интенсивность ощущения пропорциональна логарифмуинтенсивности стимула.

• Э. Вебер: новый раздражитель, чтобы отличаться поощущениям от предыдущего, должен отличаться от исходногона величину, пропорциональную исходному раздражителю.

• Г. Фехнер: сила ощущения p пропорциональналогарифму интенсивности раздражителя S:

где S0—граничное значение интенсивности раздражителя,если S <S0, раздражитель совсем не ощущается.

• В соответствии с законом Вебера – Фехнера, девять одинаковыхисточников света кажутся настолько же ярче трёх источниковсвета, насколько три источника ярче одного. Т.е., количествоисточников должно увеличиваться в одинаковое количество раз,чтобы казалось, что прирост яркости был линейным.

Звёздная величина

• Создаваемая звёздами освещённость – как правило, единственная оних фотометрическая информация.

• Во II-м веке до н.э. Гиппарх ввёл звёздную шкалу величин. Самыеяркие звёзды были отнесены к первой величине, а находящиеся награнице видимости невооружённым глазом – к шестой величине.Звёздные величины обозначают индексом m, который ставитсявверху после числового значения: 5m.

• Глаз реагирует на световую энергию, прошедшую через зрачок икоторая пропорциональна освещённости. При этом, согласно законуВебера – Фехнера, при изменении внешнего раздражения вгеометрической прогрессии, органы чувств передаютсоответствующие ощущения в арифметической прогрессии.

• Поэтому в шкале, введённой Гиппархом, освещённости от звёзд 1-й,2-й, …, 6-й величин оказались в убывающей геометрическойпрогрессии, знаменатель q которой (по аналогии с октавой), долженбыл быть равен 0.5.

• Тогда освещённость Em от звезды, у которой звёздная величина m,определяется через освещённость от звезды первой величины E1 изнаменатель прогрессии q:

• Измерения показали, чторазности в 5 звёздных величин по шкале Гиппарха соответствуетотношение освещённостей почти 1/100.

• Н. Погсон предложил использовать для шкалы звёздныхвеличин следующее значение q:

при котором разность в 5 звёздных величин точно соответствуетотношению освещённостей в 100 раз.

• Число 2,512 показывает, во сколько раз освещённость от объектасо звёздной величиной m больше, чем от объекта со звёзднойвеличиной m +1.

Формула Погсона

• Т.о., освещённости, создаваемые двумя объектами со звёзднымивеличинами m1 и m2, связаны формулой Погсона:

• Формула Погсона служит для определения шкалы звёздных величин

Звёздные величины

• Звезда 0m создаёт на границе земной атмосферы освещённостьE0 = 2.48·10–12 Вт/м2.

• Примеры значений видимых (визуальных ) звёздных величин

(Солнце –26,8m, Луна в полнолуние –12,7m ,Венера в элонгации –4,4m,Сириус –1,5m, Вега 0,0m,Полярная звезда +2,0m)

• Звёздная величина, полученная на основе определенияполной энергии, излучаемой во всём спектре, называетсяболометрической.

• Разность между болометрической звездной величиной ивизуальной называется болометрической поправкой.

Болометрические поправки вычисляются теоретически.Болометрическая поправка имеет минимальное значениедля тех звёзд, которые в видимой области спектраизлучают наибольшую долю всей своей энергии, и

зависит от эффективной температуры звезды.Болометрические поправки всегда неположительны (дляСолнца Δbol = –0,07m).

• Существуют также понятия фотографических,фотоэлектрических и других звёздных величин.

Абсолютная звёздная величина

• Видимые звёздные величины ничего не говорят ни об общейэнергии, излучаемой звездой, ни о яркости её поверхности.

• Вследствие различия в расстояниях маленькая, сравнительнохолодная звезда может иметь значительно меньшую видимую звёзднуювеличину (т.е. казаться ярче), чем далекий горячий гигант.

• Если расстояния до двух звёзд известны, то на основании ихвидимых звёздных величин можно найти отношение излучаемыхими действительных световых потоков. Для этого необходимосоздаваемые этими звездами освещённости отнести к общему длявсех звезд стандартному расстоянию. В качестве такого

расстояния принимается 10 пк. Звёздная величина, которую имела бы звезда, если её наблюдать срасстояния в 10 пк, называется абсолютной звёздной величиной M.

• Если m – видимая звёздная величина звезды, создающей освещённость E,r – расстояние до наблюдателя в пк, то, по определению, звёзднаявеличина с расстояния 10 пк будет равна абсолютной звёздной величине

М, и такой звёздной величине соответствует освещённость E0:

Т.к. то и M=m+5-5lgr

• Величина (m – М) называется модулем расстояния.

• Т.к. годичный параллакс π светила и расстояние r до него в парсекахсвязаны соотношением r = 1/π, тоM = m+ 5 + 5 lgπ

• Для Солнца: m = –26.8m, r = 1 а.е. = 1/206 265 пк, М = +4.8m

• Между светимостями L и абсолютными звёзднымивеличинами М выполняется то же соотношение, что и

между Е и m:

 

Тепловое излучение. Абсолютно чёрное тело. Закон Планка. Закон смещения Вина. Закон Стефана – Больцмана. Спектр излучения Солнца. Определение температуры звёзд на основе законов теплового излучения. Спектр реликтового излучения.

Всякое нагретое тело излучает электромагнитные волны(тепловое излучение). При температурах, не превышающих1000 К, излучаются главным образом ИК и радиоволны. Помере дальнейшего нагревания спектр теплового излученияменяется: во-первых, увеличивается общее количествоизлучаемой энергии, во-вторых, появляется излучение всё болееи более коротких длин волн — видимое (от красных дофиолетовых), УФ, рентгеновское и т.д.

• При данном значении температуры нагретое тело излучаетсильнее всего в некоторой области спектра, определяющейвидимый цвет объекта. Так, при температуре 2 000 К наиболееинтенсивно красное излучение, при 6 000 К — желто-зеленое, апри более высоких температурах (10 000–20 000 К) — голубое,синее и фиолетовое. • Если излучающее тело полностьюизолировать от окружающей среды идеально теплонепроницаемымистенками, то после того как всюду в его пределах температура станетодинаковой, оно придет в состояние теплового равновесия(термодинамического равновесия). В этом случае его излучение

определяется только температурой и называется равновесным.

• Фактически подобные условия в настоящее время нигде неосуществляются, т.к. нет идеальных теплоизоляторов. Однако частовстречаются условия, близкие к термодинамическому равновесию,например, когда излучающее тело (внутренние слои звезды) окруженосильно непрозрачным слоем газа — атмосферой (звезды).

• Тело, находящееся в условиях термодинамического равновесия,называется абсолютно чёрным: поскольку оно не может терять своейтепловой энергии, оно полностью поглощает всякое излучение.

• Спектральная плотность излучения u абсолютно чёрного тела исоответствующая излучательная способность ε определяются по формуле Планка:

.

• Все планковские кривые имеют максимум,приходящийся на длину волны,если её выражать в метрах.

• Этозакон смещения Вина: с увеличениемтемпературы максимум излученияабсолютно чёрного тела смещается вкоротковолновую область спектра.

• Закон Стефана — Больцмана: мощность излучения абсолютно чёрного телапропорциональна четвёртой степени температуры. Каждый квадратныйметр поверхности абсолютно чёрного тела излучает за 1 секунду по всемнаправлениям во всех длинах волн энергию ,где σ = 5,670·10-8 Вт/(м2·К4) – постоянная Стефана — Больцмана.

Спектр Солнца и реликтового излучения

• В видимой области излучение Солнца имеетнепрерывный спектр, на который накладываетсянесколько десятков тысяч тёмных линий поглощения,называемых фраунгоферовыми Наибольшей интенсивности непрерывный спектрдостигает в сине-зелёной части спектра, в областидлин волн 4 300 – 5 000 Å. Солнечный спектр далеко простирается в коротковолновую (УФ и далее) идлинноволновую (ИК и далее) области. Результаты внеатмосферныхнаблюдений спектра Солнца, показывают, что до длин волн около 2 000 Åхарактер солнечного спектра такой же, как и в видимой области. Однако вболее коротковолновой области он резко меняется: интенсивностьнепрерывного спектра быстро падает, а тёмные фраунгоферовы линии

сменяются яркими эмиссионными.

Согласно модели горячейВселенной, реликтовоеизлучение (РИ, или космическоемикроволновое фоновое излучение) является остаточнымизлучением, формировавшимсяна самых раннихвысокотемпературных стадияхэволюции. Спектр наполняющегоВселенную реликтовогоизлучения соответствуетспектру излученияабсолютно чёрного тела стемпературой 2.728 К. Максимум приходится начастоту 160.4 ГГц, чтосоответствует длиневолны 1.9 мм

 

---

Дата добавления: 2018-04-15; просмотров: 451; Мы поможем в написании вашей работы!

Поделиться с друзьями:

---

---

Мы поможем в написании ваших работ!