Электромагнитное излучение. Свойства излучения Электромагнитное излучение, исследуемое в астрофизике презентация

Прохождения электромагнитных волн через земную атмосферу

Законы излучения и поглощения света
Закон Стефана-Больцмана
Энергия, излучаемая в единицу времени с единицы поверхности, пропорциональна четвертой степени абсолютной температуры.
где σ – коэффициент пропорциональности, равный 5,67⋅10-8 Вт/(м2К4).
Определяет длину волны, на которую приходится максимум излучения абсолютно черного тела.
где λ – длина волны в сантиметрах, Т – абсолютная температура в кельвинах.
Абсолютно черное тело – это тело, находящееся в условиях термодинамического равновесия.
Закон смещения Вина

Земля освещена Солнцем с одной стороны, поэтому величина падающего потока излучения равна:
Эффективная температура
Эффективная температура – параметр, характеризующий светимость (полную мощность излучения) небесного тела (или другого объекта), то есть это температура абсолютно чёрного тела с размерами, равными размерам небесного тела и излучающего такое же количество энергии в единицу времени.
Светимость сферического абсолютно чёрного тела с радиусом R:
Поток энергии, поглощённой планетой будет равен:
где ε0 – солнечная постоянная.
где α – геометрическое альбедо Земли.
Запишем уравнение теплового баланса:
Отсюда:

Формула Планка
излучательная способность (распределение энергии) абсолютно черного тела
где ν – частота, T – абсолютная температура, с – скорость света, k – постоянная Больцмана
k = 1,38∙10–23 м2∙кг∙с–2∙K–1,
h – постоянная Планка
h = 6,63∙10−34 Дж∙с.
Приближение Рэлея – Джинса
Приближение Вина
λ=c/ν

Яркостная температура
Тогда яркостная температура выражается:
Яркостная температура – фотометрическая величина, характеризующая интенсивность излучения. Яркостная температура TI в диапазоне частот Δν – это такая температура, которую имело бы абсолютно чёрное тело, обладающее такой же интенсивностью (яркостью) в данном диапазоне частот.
Если формулу Планка разделить на π, то получится яркость излучающей поверхности (при термодинамическом равновесии яркость во всех направлениях одинакова):
Для случая низких частот
Яркостная температура часто используется в радиоастрономии.
– формула Рэлея-Джинса

Поляризация излучения
Поляризованное излучение – это излучение с преимуще-ственным направлением колебаний вектора электрического
поля (плоскости поляризации всех волн параллельны).
Различают плоско поляризованное излучение с колебанием вектора электрического поля в одной плоскости и излучение с круговой поляризацией, когда плоскость поляризации, содержащая вектор электрического поля, описывает круговое движение во времени. Если при этом модуль вектора поля изменяется во времени, то имеем эллиптическую поляризацию.
Каждая отдельная волна характеризуется определенной плоскостью, в которой постоянно лежит вектор колеблющегося электрического поля – плоскость поляризации.
Поляризатор
Степень поляризации:

Давление света
Давление света – давление, оказываемое светом на отражающие и поглощающие тела, частицы, а также отдельные молекулы и атомы.
Радиометр Крукса
Для вычисления давления света при нормальном падении излучения и отсутствии рассеяния:
где I – интенсивность падающего излучения, c – скорость света, k – коэффициент пропускания,
ρ – коэффициент отражения.
Мазерное излучение
Мазерное излучение – когерентное (согласованное – разность фаз колебаний постоянна во времени) микроволновое излучение.
Мазер – источник вынужденного когерентного микроволнового излучения, где происходит усиление микроволн с помощью вынужденного излучения.
В качестве источников мазерного излучения регистрируются молекулярные облака (в частности, области ионизированного водорода), содержащие гидроксил (ОН), воду (H2O), формальдегид (H2CO) и др.

Синхротронное излучение
Синхротронное (или магнитотормозное) излучение – электромагнитное излучение, испускаемое заряженными частицами, движущимися с релятивистскими скоростями по траекториям, искривлённым магнитным полем.
Источником синхротронного излучения, например, являются нейтронные звезды.
Если излучающая частица – нерелятивистская, т.е. если Еk << mс2 (5 эВ – 100 кэВ), то ее магнитотормозное излучение называется циклотронным (магнитотронным).
Характерная длина волны синхротронного излучения для энергии электрона порядка сотен МэВ составляет десятки нм (рентгеновский диапазон).
Циклотронное излучение

Эффект Фарадея – вращение плоскости (в общем случае эллипса) поляризации электромагнитной волны при распространении ее в гиротропной среде (разреженная плазма с магнитным полем).
Мера дисперсии и эффект Фарадея в межзвездной среде
По запаздыванию импульсов радиоизлучения пульсаров на разных частотах (мера дисперсии) может быть определена плотность электронной компоненты ионизованной межзвездной среды.
Мера дисперсии – характеристика среды, определяющая разное время прихода (запаздывание) радиосигналов на разных частотах (в силу зависимости показателя преломления плазмы от частоты). Мера дисперсии равна полному числу электронов на луче зрения (от объекта до наблюдателя) в столбе сечением 1 см². Единицей измерения меры дисперсии служит пк/см³.

Телескопы, проницающая способность, приемники излучения
Оптические телескопы
Характеристики телескопов
Увеличение телескопа:
где F – фокусное расстояние объектива, f – фокусное расстояние окуляра, D – диаметр объектива телескопа в миллиметрах, d – выходной зрачок, мм
Разрешающая способность:
где λ – средняя длина световой волны (5,5·10-7 м).
или
где D — диаметр объектива телескопа в миллиметрах
Максимальное полезное увеличение:

Характеристики телескопов
Относительное отверстие, светосила:
или
Поле зрения:
где w – субъективное поле зрение окуляра (~50°)
1:0,7; 1:1; 1:1,4; 1:2; 1:2,8; 1:4; 1:5,6; 1:8; 1:10
Предельная звездная величина
(проницающая способность):

Типы оптических телескопов
Рефрактор от лат. refracto – преломляю, рефлектор от лат. reflecto – отражаю.
Катодиоптрический телескоп

Главнейшие астрономические обсерватории России
и зарубежных стран
6-метровый рефлектор БТА (Большой Телескоп Азимутальный). Специальная астрофизическая обсерватория (САО), п. Нижний Архыз, Северный Кавказ, Россия
Высота купола 53 м
© С.А. Веселков

2,6-метровый рефлектор им. Г.А. Шайна. Крымская астрофизическая обсерватория, п. Научный, Крым, Россия

Два 10-метровых телескопа Кека. Мауна Кеа, Гавайские острова, США

Большой Канарский телескоп (10,4 м)

Радиотелескопы
Радиотелескоп РАТАН-600. Специальная астрофизическая обсерватория,
ст. Зеленчукская , Северный Кавказ, Россия

РТ-70. Центр дальней космической связи, п. Витино (Евпатория), Крым, Россия

300-метровый радиотелескоп на обсерватории Аресибо, о. Пуэрто-Рико (США)

Радиотелескоп FAST, Китай, провинция Гуйчжоу (500 м)

Радиоинтерферометры
Очень Большая Антенная Решётка – 27 радиотелескопов по 25 метров, штат Нью-Мексико (США), эквивалентна антенне диаметром 36 километров.

Астрофизические исследования с космических аппаратов
Космический телескоп им. Хаббла (2,4 м)

Инфракрасная астрономия
IRAS
Рентгеновская астрономия
Чандра
Ультрафиолетовая астрономия
ОАО, Астрон
Гамма-астрономия
Гранат

Космические телескопы –
запущенные и планируемые миссии по изучению экзопланет

Школьные телескопы
Телескоп-рефлектор ТАЛ «Алькор» (65 мм)
Телескоп-рефлектор ТАЛ-1 «Мицар» (110 мм)
Малый и Большой школьные рефракторы (60 и 80 мм)

Домашние телескопы
Телескоп-рефлектор
системы Ньютона
Celestron NexStar 130 SLT
Телескоп-рефлектор
системы Максутов-Кассегрен
Celestron NexStar 127 SLT

Телескоп-рефрактор
ахромат
Celestron NexStar 102 SLT
Телескоп-рефрактор
ахромат
Meade StarNavigator 102

Телескоп-рефрактор
Celestron Travel Scope 70
Телескоп-рефрактор
Veber Polar Star 700/70 AZ

Аберрации оптических систем
Искажение изображения, вызванное недостатками оптической системы, называется аберрацией.
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. Устраняется двумя линзами из стекол с различными коэффициентами преломления (ахроматам).
Сферическая аберрация возникает из-за 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.
Сферическая аберрация исправляется приданием зеркалу параболической формы.

Аберрации оптических систем
Кома – внеосевая аберрация, связанная с наклоном лучей света, идущих от источника, к оптической оси телескопа. При этом изображение звезды имеет вид капли или кометы с ярким ядром и большим хвостом – отсюда и пошло название аберрации.
Астигматизм заключается в растягивании точечного изображения в черточку. Лучи света от объекта, идущие в разных плоскостях, не могут сфокусироваться на одной плоскости изображения.
Дисторсия связана с искажением масштабов изображения (искажение подобия). Изображение звезды собирается в одну точку, но эта точка не совпадает с изображением звезды в идеальном телескопе. Из-за этого изображение квадрата будет иметь вид либо подушки, либо бочки.
Кривизна поля изображения — аберрация, в результате которой изображение плоского объекта, перпендикулярного к оптической оси объектива, лежит на поверхности, вогнутой либо выпуклой к объективу. Эта аберрация вызывает неравномерную резкость по полю изображения.

Рефракторы
Телескоп Галилея (1609г.) имел в качестве объектива одну собирающую линзу, а окуляром служила рассеивающая линза. Такая оптическая схема даёт неперевернутое (земное) изображение. Главными недостатками галилеевского телескопа являются очень малое поле зрения и сильная хроматическая аберрация.
Телескоп Кеплера (1611г.) Телескоп в котором в качестве окуляра используется положительная линза. Это позволило увеличить поле зрения и вынос зрачка, однако система Кеплера даёт перевёрнутое изображение. Преимуществом трубы Кеплера является также и то, что в ней имеется действительное промежуточное изображение, в плоскость которого можно поместить измерительную шкалу. К недостаткам системы относится сильная хроматическая аберрация, которую можно уменьшить путём уменьшения относительного отверстия телескопа.
Оптические схемы телескопов
Ахромат – рефрактор с ахроматическим двухлинзовым (дублет) объективом.
Апохромат – рефрактор с двух- или трёхлинзовый с апохроматическим объективом из стекла со сверхнизкой дисперсией, хроматическая аберрация исправлена лучше.

Система Ньютона - такую схему телескопов предложил Исаак Ньютон в 1667 году. Здесь плоское диагональное зеркало, расположенное вблизи фокуса, отклоняет пучок света за пределы трубы, где изображение рассматривается через окуляр или фотографируется. Главное зеркало параболическое, но если относительное отверстие не слишком большое, оно может быть и сферическим.
Система Кассегрена - схема была предложена Лореном Кассегреном в 1672 году. Это вариант двухзеркального объектива телескопа. Главное зеркало большего диаметра вогнутое (в оригинальном варианте параболическое) отбрасывает лучи на вторичное выпуклое меньшего диаметра (обычно гиперболическое).
Система Максутова-Кассегрена – система Кассегрена, модифицированную советским оптиком Д. Д. Максутовым, путем установки мениска.
Рефлекторы

Система Шмидта-Кассегрена. В системе Шмидта главное зеркало - сфера и для исправления сферической аберрации служат особой формы линза. Качество изображения в этих системах очень хорошее при большом поле зрения. Однако входные линзовые элементы этих систем у крупных инструментов оказываются слишком велики, поэтому изготовление больших телескопов по этим схемам невозможно.
Система Ричи-Кретьена. В 1922 году Ричи и Кретьен придумали схему, в котором ни одно из зеркал не в состоянии в отдельности строить изображения. Оба зеркала - гиперболические. Схема обладает очень хорошими характеристиками, но требует двухлинзового корректора, который исправляет астигматизм системы, значительно увеличивая поле зрения.
Система Клевцова – система с двухлинзовым корректором (одна из линз – вторичное зеркало) для исправления комы и остаточных осевых аберраций главного сферического зеркала.

Механика телескопов
Типы установок (штативов) телескопов: немецкая (а),
английская (б),
американская (в).
Азимутальная и Экваториальная
монтировки
Монтировка Добсона

Активная оптика
Система активной оптики – это автоматическая система для поддержания идеальной формы и правильного расположения оптических элементов телескопа-рефлектора, прежде всего его главного и вторичного зеркал (компенсация деформации зеркал).
Деформации возникают из-за изменений температуры воздуха. Также когда телескоп поворачивается при наведении на объект, форма и положение зеркала немного меняются под действием меняющейся по направлению силы тяжести. Активная оптика корректирует эти искажения: в процессе наблюдений непрерывно отслеживается опорная звезда, а компьютерный анализатор регистрирует малейшие отклонения от оптимального качества ее изображения. При появлении отклонений устройство вырабатывает управляющий сигнал, под воздействием которого форма и положение зеркала телескопа корректируются. Эта процедура повторяется через регулярные промежутки времени, как правило, один раз в минуту. Таким образом, изображения звезд всегда остаются максимально круглыми и резкими.
Зеркало современного телескопа. Его формой управляет 261 актюатор.

Для работы активной оптики при помощи специального лазера в верхних слоях атмосферы создают искусственную звезду (Laser Guide Star, LGS) — маленькое яркое пятно, постоянно присутствующее в поле зрения телескопа. Лазерный луч. на высоте около 90 км возбуждает свечение натрия. Физический размер светящейся области составляет около 1 м, что с расстояния в 100 км воспринимается как объект с угловым диаметром около 1″.
Искусственная звезда

Адаптивная оптика
Адаптивная оптика предназначена для компенсации искажений изображений светил, вызванных турбуленцией земной атмосферы
Обычно на фотографиях, полученных телескопами, угловой размер мельчайших деталей равен 2–3″, на лучших обсерваториях он изредка составляет 0,5″. Следует иметь в виду, что при отсутствии атмосферных искажений телескоп с объективом диаметром в 1 м дает угловое разрешение около 0,1″, а с объективом в 5 м — 0,02″. Фактически такое высокое качество изображения у обычных наземных телескопов никогда не реализуется из-за искажающего влияния атмосферы.
Специальные датчики измеряют угол наклона и кривизну волнового фронта, отраженного от главного зеркала. Эти данные поступают на компьютер, который определяет, как необходимо деформировать зеркало, чтобы компенсировать искажения, и формирует команды для приводов - устройств, которые и осуществляют деформацию зеркала. Количество приводов превышает 150, число команд, деформирующих зеркало, исчисляется тысячами в секунду.
В результате достигается угловое разрешение порядка 0,001″.

Телескопы будущего
Чили, Южная Америка, 2024 г.

Супертелескоп "Гагарин"
(Российско-Канарский проект) (от 40 до 60 метров)

Приемники излучения
Основная задача приемника излучения состоит в преобразовании электромагнитной энергии света в иные формы (например, в механическую, электрическую или тепловую), измеряя которые лабораторными физическими методами можно делать выводы о характеристиках принимаемого телескопом светового сигнала.
Сейчас повсеместно используют ПЗС (приборы с зарядовой связью) или КМОП (комплементарная структура металл-оксид-полупроводник) -матрицы. Кванты света здесь освобождают заряды, которые, не покидая пластинки из кристаллического кремния, скапливаются под действием приложенных напряжений в определённых её местах - элементах изображения. Манипулируя этими напряжениями, можно двигать накопленные заряды таким образом, чтобы направить их последовательно по одному в обрабатывающий комплекс.
Внешний вид ПЗС (КМОП) матриц
Составная ПЗС для широкоугольного телескопа
Размеры матриц

Принцип работы ПЗС-матрицы
ПЗС-матрица состоит из двумерной матрицы светочувствительных элементов (пикселов) размером от 3 до 30 мкм.
Над пикселем может присутствовать светофильтр (используется в цветных матрицах)

Неоптическая астрономия
Космические лучи
Космические лучи (первичное излучение) – элементарные частицы, преимущественно протоны, движущиеся с высокими энергиями (~1 ГэВ, до 1020–1021 эВ) в космосе.
Различают несколько типов космических лучей (первичное излучение): галактические космические лучи (ГКЛ), частицы радиационных поясов, солнечные космические лучи (СКЛ).
Частицы ГКЛ появляются при вспышках сверхновых звёзд, а также за счет ускорения заряженных частиц электромагнитными полями пульсаров.
Частицы СКЛ появляются вследствие солнечных вспышек.
Когда высокоэнергетичная частица входит в атмосферу, она, взаимодействуя с атомами воздуха на первых 100 г/см², рождает целый шквал частиц (вторичное излучение), в основном пионов и мюонов, которые, в свою очередь, рождают другие частицы и т.д. – так называемый ливень. Эти частицы могут регистрироваться газоразрядными счётчиками. А так как частицы двигаются со скоростью, превышающей скорость света в воздухе, благодаря чему возникает черенковское свечение, регистрируемое современными обсерваториями.

Нейтрино
Такааки Кадзита (Япония) и Артур Макдональд (Канада) получили Нобелевскую премию по физике 2015 года «за открытие нейтринных осцилляций, показывающих, что нейтрино имеют массу».
Нейтрино (с итал. – нейтрончик) – нейтральная элементарная частица с полуцелым спином, участвующая только в слабом и гравитационном взаимодействиях и относящаяся к классу лептонов. Нейтрино малой энергии чрезвычайно слабо взаимодействуют с веществом.
p+p→2D+e++νе
где p – протон, 2D – ядро дейтерия,
e+ – позитрон, νе – электронное нейтрино.
Нейтринные телескопы
Оптические модули
Электронное нейтрино,
Мюонное нейтрино,
Тау-нейтрино
Пролетающие сквозь воду нейтрино, при взаимодействии с ней выделяют заряженные частицы – мюоны или каскады электронов и позитронов
Детектор Super-Kamiokande (Япония)
Байкальский нейтринный телескоп

Гравитационные волны
17 августа 2018 г. детекторы LIGO уловили гравитационные волны от столкновения двух нейтронных звезд 1,1 и 1,16 массы Солнца в 130 млн. световых лет от нас, в созвездии Гидры.
14 сентября 2015 года коллаборация LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory – лазерно-интерферометрическая гравитационно-волновая обсерватория), впервые наблюдала колебания пространства-времени – гравитационные волны, дошедшие до Земли от слияния двух черных дыр массами около 30 масс Солнца, что подтвердило предсказание Общей теории относительности А. Эйнштейна. Событие произошло на расстоянии 1,3 миллиарда световых лет от Земли, а в результате слияния образовалась новая чёрная дыра с массой, составляющей около 61 масс Солнца.

В декабре 2017 года Нобелевская премия по физике была вручена американским ученым Райнеру Вайссу (половина премии), Кипу Торну и Барри Бэришу «за решающий вклад в детектор LIGO и за наблюдение гравитационных волн».
Группа ученых физфака МГУ принимает участие в работе международной научной коллаборации LIGO, объединяющей более 1000 человек из 16 стран.
Основной частью детектора LIGO является лазерный интерферометр Майкельсона

Основы спектроскопии
где λнаб – длина волны излучения, принятого наблюдателем, λ – длина волны источника излучения, V – проекция скорости источника на луч зрения, с – скорость света.
Закон (эффект) Доплера
Спектральная плотность излучения –характеристика спектра излучения, равная отношению интенсивности (плотности потока) излучения в узком частотном интервале к величине этого интервала.
Интенсивность – плотность потока излучения, создаваемого элементом среды (излучающей поверхности) в данном направлении.
Длина волны обычно измеряется в нанометрах (нм) или ангстремах (Å).

Спектроскоп
Спектроскоп однотрубный
Спектроскоп двухтрубный
Схема двухтрубного спектроскопа

Спектр Солнца
Спектрограмма рассеянного скопления Гиады

Серия Бальмера
Одна из спектральных серий атома водорода. Данная серия образуется при переходах электронов с возбужденных энергетических уровней с главным квантовым числом n>2 на второй уровень (n=2) в спектре излучения и со второго уровня на все вышележащие уровни при поглощении. Переход с третьего энергетического уровня на второй обозначается греческой буквой α, с 4-го на 2-й — β и т. д. Для обозначения самой серии используется латинская буква H, например Hα.
Четыре первые линии серии Бальмера лежат в видимой области спектра.
Серия Лаймана
Данная серия образуется при переходах электронов с возбужденных энергетических уровней на первый в спектре излучения и с первого уровня на все остальные при поглощении. Переход со второго энергетического уровня на первый обозначается греческой буквой α, с 3-го на 1-й — β и т. д. Для обозначения самой серии используется латинская буква L, например Lα.
Hα 656,3 нм
Hβ 486,1 нм
Hγ 434,1 нм
Hδ 410,2 нм

Спектр солнечной короны
См. Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии стр. 264-272.

а) Высокие эмиссионные линии проектируются на непрерывный спектр туманности, простирающийся на меньшую часть высоты щелей. У туманности а непрерывный спектр очень силен, у б) он слаб, но зато в нем наблюдаются многие линии, требующие высокого возбуждения (см. особенно далекую ультрафиолетовую часть спектра)
Спектр туманности Ориона. Линии «небулия» [OIII] сравнимы с соседней линией Hβ и линией [ОII] λ=3727. Линия [OIII] λ=4363. значительно слабее. Возбуждение здесь значительно слабее, чем у планетарных туманностей. Сильно непрерывное свечение за границей серии Бальмера (левее λ=36246).
Щелевые спектрограммы планетарных туманностей (негативные изображения):
См. Мартынов Курс общей астрофизики стр. 343-367.

Спектр диффузных туманностей

Теллурические спектральные линии
Теллурические линии – спектральные линии, образующиеся в спектрах небесных светил в результате поглощения света молекулами газов земной атмосферы (кислорода, озона, водяных паров, двуокиси углерода, метана, закиси азота).

Спектр полярных сияний

Многоцветная фотометрия, представление о фотометрической системе UBVR, показатели цвета.
Фотометрическая система – набор спектральных полос с хорошо определённой зависимостью чувствительности от длины волны.
λ=350 нм, λ=435 нм, λ=555 нм, λ=700 нм
Δλ=40 нм, Δ=100 нм, Δ=80 нм, Δ=210 нм
U, B, V, R

Показатель цвета
Показатель цвета – характеристика цвета, определяемая как разность между двумя звездными величинами, измеренными в двух каких-либо фильтрах.
B – V = mB - mV и U – B = mU – mB