Современная астрономия работает в следующих диапазонах электромагнитного излучения

§ 17. Исследование электромагнитного излучения небесных тел

1. На какие диапазоны подразделяется весь спектр электромагнитного излучения?

Гамма-излучение, рентгеновское, ультра-фиолетовое, видимые лучи, инфракрасное и радиоволны.

2. Почему с поверхности Земли нельзя вести изучение небесных объектов во всех диапазонах электромагнитного излучения?

Потому что атмосфера Земли пропускает излучения только в определённых диапазонах длин волн: от 300 до 1000 нм, от 1 см до 20 м и в нескольких «окнах» инфракрасного диапазона.

3. Какие основные задачи решают в астрономии с помощью телескопов?

1. Собрать от исследуемого объекта как можно больше энергии излучения определённого диапазона электромагнитных волн;
2. создать по возможности наиболее резкое изображение объекта, чтобы можно было выделить излучение от отдельных его точек, а также измерять угловые расстояния между ними.

4. Как можно определить видимое увеличение оптической системы телескопа?

Найти отношение угла, под которым наблюдается изображение, к угловому размеру объекта при наблюдении его непосредственно глазом.

5. Что понимают под разрешающей способностью телескопа? Проницающей способностью?

Разрешающая способность — наименьшее угловое расстояние между двумя звёздами, которые могут быть видны в телескоп раздельно. Проницающая способность — предельная звёздная величина светила, доступного наблюдению с помощью данного телескопа при идеальных атмосферных условиях.

6. Что понимают под внeатмосферной астрономией?

Внeатмосферной астрономией изучает небесные объекты при помощи аппаратуры, которая находится за пределами атмосферы (в космосе), чтобы уловить определённые диапазоны.

7. Чем отличаются: оптические телескопы от радиотелескопов; радиоинтерферометр от радиотелескопа?

Радиотелескопы состоит из антенного устройства и чувствительной приёмной системы. Используются для обнаружения и приёма космического радиоизлучения. Оптические телескопы предназначены для приёма оптического излучения.

Радиоинтерферометр объединяет несколько радиотелескопов. Радиоинтерферометр суммирует полученные изображения для повышения разрешающей возможности телескопов.

Источник

Электромагнитное излучение небесных тел

Электромагнитное излучение небесных тел — основной источник информации о космических объектах. Исследуя электромагнитное излучение, можно узнать температуру, плотность, химический состав и другие характеристики интересующего нас объекта.

Полное описание свойств электромагнитного излучения и его взаимодействия с веществом дается квантовой электродинамикой — одной из самых сложных теорий современной физики. Согласно этой теории, электромагнитное излучение обладает как волновыми свойствами, так и свойствами потока частиц, называемых фотонами или квантами электромагнитного поля.

Волновые свойства электромагнитного излучения определяются взаимодействующими переменными электрическими и магнитными полями. Так же как и любая волна, электромагнитное излучение характеризуется частотой, обозначаемой обычно буквой v, и длиной волны λ.

Длина волны и частота связаны друг с другом формулой V = c/λ,

где с — скорость света. Очень важным свойством электромагнитного излучения является то, что скорость его распространения в вакууме не зависит ни от длины волны, ни от скорости движения источника и всегда равна 300 ООО км/с.

Если рассматривать электромагнитное излучение как поток фотонов, то его основная характеристика определяется энергией фотонов E, связанной с частотой формулой Планка:

где h — постоянная Планка, v — частота излучения.

Хотя физическая природа и основные свойства одинаковы для всех электромагнитных волн, характер взаимодействия с веществом и методы исследования излучения, имеющего разную длину волны, сильно отличаются. В связи с этим электромагнитное излучение небесных тел условно делится на несколько диапазонов.

Излучение с длиной волны от 390 нм до 760 нм человеческий глаз воспринимает как свет, причем разным длинам волн соответствуют разные цвета: фиолетовый, синий и голубой — от 390 нм до 500 нм; зеленый и желтый — от 500 нм до 590 нм; оранжевый и красный — от 590 нм до 760 нм. Для обнаружения излучения из других диапазонов требуются специальные приборы.

Диапазоны электромагнитного излучения

Рентгеновские лучи от 0,01 до 10 нм

Ультрафиолетовые лучи от 10 до 390 нм

Видимые лучи от 390 до 760 нм

Инфракрасные лучи от 760 нм до 1 мм

Изучение электромагнитных волн, испускаемых небесными телами, затрудняется поглощением в земной атмосфере, которая пропускает лишь излучение в диапазонах длин волн от 300 нм до 1000 нм, от 1 см до 20 м и в нескольких «окнах прозрачности» в инфракрасном диапазоне. На этих длинах волн наблюдения могут производиться с Земли. Наблюдения в других диапазонах возможны только с помощью приборов, поднятых на большую высоту на самолетах и воздушных шарах или установленных на ракетах и искусственных спутниках Земли.

Обычно небесные тела излучают сразу на многих длинах волн. Распределение энергии излучения по длинам волн называется спектром излучения, а определение характеристик излучающих тел по их спектру — спектральным анализом. Различают три основных вида спектров: непрерывный спектр, линейчатый спектр поглощения и линейчатый эмиссионный спектр.

В непрерывном спектре присутствует излучение в широком диапазоне длин волн. Такой спектр имеет излучение нагретого плотного вещества, причем, чем выше температура, тем на меньшую длину волны приходится максимум излучаемой телом энергии. Другой пример с непрерывным спектром — облако электронов, движущихся с большой скоростью в магнитном поле. Возникающее при этом излучение называется синхротронным излучением.

Спектр поглощения образуется при прохождении излучения с непрерывным спектром через холодный газ. При этом каждый газ поглощает на определенных длинах волн. Участки спектра, на которых происходит заметное поглощение, называются линиями поглощения. Так, например, при прохождении излучения через холодный водород образуются линии поглощения на длинах волн 121,6 нм, 102,6 нм и др. Нейтральный гелий сильнее всего поглощает на длине волны 58,4 нм.

Излучение горячих разреженных газов имеет линейчатый эмиссионный спектр. Атомы каждого элемента излучают в характерных для данного элемента участках спектра, называемых эмиссионными линиями. Причем на тех длинах волн, на которых холодный газ поглощает, в нагретом состоянии этот же газ излучает. Сравнивая длины волн линий поглощения, наблюдаемых в спектрах небесных тел, с полученными в лаборатории или рассчитанными теоретически спектрами различных веществ, можно определить химический состав излучающего космического объекта. Кроме того, по спектру можно определить температуру, плотность, силу тяжести и напряженность магнитного поля в источнике излучения, а также измерить скорость его приближения или удаления от наблюдателя.

При взаимодействии с веществом электромагнитное излучение оказывает на него давление. У большинства небесных тел сила давления излучения ничтожно мала по сравнению с другими действующими силами, однако в молодых горячих звездах большой светимости и в некоторых рентгеновских источниках давление излучения может играть важную роль и должно учитываться при изучении этих объектов.

Источник

Исследование электромагнитного излучения небесных тел

Цель: Познакомить учащихся с методами астрономических исследований.

Задачи обучения:

• формирование понятий о видах астрономических наблюдений и указать на особенности проведения некоторых астрономических наблюдений,
• формирование умений анализировать информацию и обрабатывать ее.

ЗУН:

• принцип работы и назначение оптического телескопа
• принцип работы и назначение радиотелескопа
• определять увеличение школьного телескопа и наводить его на заданный объект
• анализировать компьютерную спектрограмму школьного радиотелескопа

Оборудование:

• конспекты для учащихся,
• телескоп-рефрактор,
• телескоп-рефлектор,
• модель радиотелескопа,
• компьютер с программным обеспечением.

Научно-технический прогресс способствовал развитию методов астрономических наблюдений. Изобретение и применение телескопа с начала 17 века, открытие спектрального анализа и фотографии в XIX веке, возникновении радиоастрономии в XX веке. К середине XX века астрономия становится практически всеволновой. Любой диапазон спектра электромагнитных излучений приносит информацию от удаленных космических объектов. До середины XIX века астрономия была исключительно оптической, т.к. регистрировался преимущественно только диапазон видимого света. Затем исследования распространились на инфракрасный и ультрафиолетовый диапазоны. В настоящее время анализ электромагнитного излучения дает астрономам свыше 90% информации о процессах происходящих на космических телах.

2. Оптические телескопы

Рассказ об оптических телескопах удобно проводить с помощью конспекта.

(См приложение № 1) Рисунки телескопов в конспекте сопровождаются демонстрацией телескопа соответствующего типа.

3. Радиотелескопы

Радиоизлучение от космических тел принимаются специальными устройствами, называемыми радиотелескопами, которые состоят из антенны и высокочувствительного приемника – радиометра. Указывается на возможные типы антенн, не забывая о том, что хорошая антенна – лучший усилитель. Что антенна не примет – уже не усилишь, не преобразуешь и не покажешь на экране. Рассказ о радиотелескопах лучше всего пояснить презентацией. (См приложение № 2)

Радионаблюдения по сравнению с оптическими визуальными наблюдениями имеют ряд преимуществ. Радиоволны практически не задерживаются облаками, поэтому наблюдения на радиотелескопах ведутся в любую погоду, а дневной солнечный свет не мешает приему радиоизлучения от небесных объектов.

4. Закрепление материала и решение задач

Вопросы:

1. Для чего предназначен оптический телескоп?
2. Назовите основные виды оптических телескопов и укажите на их главные отличия?
3. От каких факторов зависит увеличение телескопа? Какими параметрами определяется увеличение телескопа?
4. Чем оптические телескопы отличаются от радиотелескопов?
5. Каким способом можно повысить разрешающую способность радиотелескопа?
6. В чем состоит преимущество внеатмосферной астрономии по сравнению с земной?

1. Какое увеличение можно получить с помощью школьного телескопа, в котором установлен объектив с фокусным расстоянием 800 мм и окуляром с фокусным расстоянием 10 мм?

2. Определить разрешающую способность школьного телескопа с диаметром объектива 60 мм.

= 140 » / D , = 140 » / 60 = 2,3».

3. На какой спектрограмме видно характерное радиоизлучение удаленных объектов

4. Определить проникающую способность (силу) школьного оптического телескопа с диаметром объектива 60 мм.

m = 2,1 + 5 lg D , m = 2,1 + 5 lg 60 = 11,0

Теоретически доступны объекты 11 звездной величины.

Невооруженным глазом только 6 звездной величины.

5. Вычислить разрешающую способность радиотелескопа, если длина волны 0,68 м, а эквивалентный диаметр зеркала антенны 6,8 м.

= / D радиан = · 57,3 0 / D , = 0,68 · 57,3 0 / 6,8 = 5,7 0 .

Такая примерно и точность координат источника излучения.

Источник

Электромагнитное излучение в космосе.

Наибольшая часть наших сведений о Вселенной получена благодаря исследованию света звезд. Свет, излучаемый звездой, распространяется в космосе в форме волны. Волна — это поднимающееся и опадающее периодическое колебание, которое переносит энергию от источника к приемнику без переноса вещества.

Световая волна — электромагнитное колебание. Световые волны переносят энергию от звезд (источник) к сетчатке нашего глаза (приемник). Расстояние от какой-либо точки на волне до следующей такой же самой точки, например, от гребня до гребня, называется длиной волны.

Человеческий глаз ощущает свет с очень короткой длиной волны. Волны, благодаря которым мы видим, называются видимым светом. Длины волн видимого света обычно измеряют в ангстремах. Один ангстрем равен одной стомиллионной доле сантиметра (10-8 см). Видимый свет имеет длины волн между 4000 А и 7000 А.

Различные длины волн видимого света воспринимаются как разные цвета. Расположение цветов по длинам волн называется спектром.

Видимый свет — это лишь небольшая доля всего электромагнитного излучения в космосе. Энергия переносится также в форме гамма-лучей, рентгеновских лучей, ультрафиолетового излучения, инфракрасного излучения и радиоволн.

Нам известно, что гамма-лучи используют в медицине для лечения опухолевых заболеваний, а рентгеновские — для диагностики. Ультрафиолетовые лучи вызывают на теле загар, а инфракрасные — согревают. Радиоволны используются для связи.

Все эти формы излучения представляют собой тот же вид энергии, что и видимый свет. Отличаются они только длиной волны. Эта же причина приводит к резко различным свойствам излучения. Самые короткие волны (гамма-лучи) имеют наибольшую энергию, в то время как самые длинные (радиоволны) — наименьшую энергию.

Все семейство электромагнитного излучения, составленное согласно длинам волн, называется электромагнитным спектром.

Все виды электромагнитных волн распространяются в пустом пространстве с одной и той же скоростью, а именно со скоростью света. Скорость света в вакууме составляет примерно 299 793 км/с. Для расчетов берется значение 300 000 км/с. Ни один из известных объектов во Вселенной не может двигаться быстрее света. Во всех других средах (например, в воздухе, в стекле) скорость света меньше.

Световой год — это расстояние, которое проходит свет в пустоте за один год.

Задача. Сколько километров содержится в одном световом году?

1 св. год = скорость света x 1 год. Так как в 1 году содержится 3,156∙107 секунд, то 1 св. год = 299 793 км/с ∙ 3,156∙107 с = 9,46 триллионов км.

Волновое движение может быть описано либо с помощью понятия длины волны, либо с помощью понятия частоты. Частота волны — это число волн, которые прошли за данное время через данную точку пространства. Например, за 1 секунду. Количество колебаний в секунду измеряется в герцах (Гц).

Человеческий глаз воспринимает световые волны различных цветов, обладающие очень высокой частотой.

Для всех видов волнового движения справедливо соотношение:

V=v*λ, где V — скорость волны, ν — частота волны, λ — длина волны. Для электромагнитных волн в пустоте скорость V равна скорости света с.

Звезды, как и другие горячие тела, излучают энергию во всех длинах волн (закон излучения Планка). Чем горячее звезда, тем больше энергии она излучает. Температура звезды также определяет, какая длина волны соответствует самому интенсивному излучению.

Чем звезда горячее, тем на более короткие длины волн приходится максимум света. Это есть закон смещения излучения Вина. По цвету звезды можно узнать ее температуру. Горячие звезды выглядят бело-голубыми (короткие длины волн), а холодные — красными (длинные волны). Самые горячие (очень короткие длины волн) и самые холодные (очень длинные волны) практически невидимы.

Для астрономов важны электромагнитные волны всех длин, потому что каждая волна несет особенную ценную информацию о наблюдаемом объекте. Земная атмосфера поглощает большую часть излучения из космоса, и до телескопов, находящихся на земной поверхности, доходят лишь волны некоторых диапазонов.

Астрономы видят Вселенную с Земли через три «окна прозрачности»:

оптический (видимый), радио, инфракрасный. Современная техника дает возможность поднять инструменты над земной атмосферой, то есть, проводить наблюдения из космоса. Современная астрономия стала всеволновой — ей доступны все длины волн. Оказалось, что в различных диапазонах электромагнитного излучения небо «выглядит» совершенно по-разному. Объекты, яркие в одних лучах, могут быть невидимы в других, и наоборот. Например, на «радионебе» ярче всего «светит» центр нашей Галактики и отдельный источник в созвездии Кассиопеи — остаток взрыва Сверновой. В рентгеновских и гамма-лучах наблюдается множество источников, которые вообще не видны в других диапазонах, и о которых ранее даже не догадывались.

Электромагнитные волны разной длины воспринимаются разными приемниками излучения.

Приемником видимого света является человеческий глаз. Все оптические телескопы в итоге направляют световое излучение от звезд в глаз наблюдателя. На выходе телескопа можно также установить камеру с фотопленкой.

Существуют две основные конструкции оптических телескопов — рефракторы (преломляющие лучи линзовые системы) и рефлекторы (отражающие свет зеркальные устройства).

Увеличение телескопа определяется следующим образом:

увеличение = фокусное расстояние объектива / фокусное расстояние окуляра

Приемником радиоволн является антенна радиотелескопа. Чем больше размеры антенны, тем более слабый источник может «видеть» радиотелескоп. Основные достоинства радиотелескопов: 1) «видят» источники, скрывающиеся за облаками межзвездной пыли; 2) могут работать и днем и в облачную погоду; 3) изучают объекты, восприятие которых находится за пределами наших органов чувств.

Приемниками инфракрасного излучения являются специальные приборы — термопары и болометры. Они охлаждаются до температуры космического пространства и надежно защищаются от окружающей наземной среды. Существуют также и специальные фотопленки, чувствительные к тепловому инфракрасному излучению.

Астрофизика высоких энергий изучает объекты являющиеся источниками ультрафиолетового, рентгеновского и гамма-излучения. Приемниками этих видов волн являются особые составы — люминофоры, светящиеся под воздействием лучей и сложные устройства (пузырьковая камера, счетчик Гейгера), устанавливаемые на космических аппаратах-обсерваториях.

Понравилась статья? Подпишитесь на канал, чтобы быть в курсе самых интересных материалов

Источник