ASTRONET - 3

Principala caracteristică distinctivă de a primi informații în astronomie - incapacitatea de a pune „experimentul“ în sensul obișnuit al cuvântului Fizică. Nvozmozhno mod special de a „pregăti“ obiectul în studiu sau chiar să-l influențeze. Datorită vitezei finită a luminii, studiind semnalul de la orice sursă, studiem procesele fizice care au loc în ea multe sute, mii sau chiar miliarde de ani în urmă. Prin urmare, este mai corect să vorbim despre observațiile astronomice. și anume o recepție pasivă a informației de la sursă. Astfel, recepția și examinarea caracteristicilor temporale și spectrale ale semnalului de la surse astronomice este metoda principala pentru a studia starea lor fizică și evoluție. Pentru a obține o Karina fizică clară cu privire la clasa menționată de obiecte (cum ar fi stele sau galaxii) trebuie să se efectueze observații cu privire la posibilitatea de mai multe dintre ele în diferite etape ale evoluției lor.

Principalul canal de informare în astronomie este în continuare conectat cu studiul de radiații electromagnetice. Întregul spațiu este străbătut de radiații de lumină de la stele, gazul și praful interstelar, gazul intergalactic fierbinte, radiația cu microunde relicvă. Prin urmare, există o problemă (A) poziții pe sursele sferei cerești una față de alta și (B) separat pentru a aloca un semnal sursă separată dintre zgomot natural. 3.1

interacțiuni puternice de radiații electromagnetice cu atmosfera materia pirvodit Pământului la acea observare terestră astronomice este posibilă numai în interiorul înguste „ferestre de transparență“ în frecvența optică, infraroșu și radio (vezi. fig. 3.1). Absorbția de fotoni IR este, în principal moleculele de apă, oxigen și dioxid de carbon în troposferă. UV și o radiație greu este absorbită de oxigen molecular și atomic și azot, iar absorbția în apropierea ozonului UV este realizată în principal, la înălțimi de 20-30 de kilometri deasupra suprafeței Pământului (stratul de ozon). Deoarece inaltimile km atmosferă 20-30 devine practic transparent pentru fotoni cu o energie de peste 20 keV. Opacitatea atmosferei la Radio decametru cauzată de reflexia din ionosferă, care se află la altitudini de 90 de kilometri și mai sus.

Se poate observa că aproape toată regiunea în infraroșu a spectrului și a radiației de raze X și raze gama greu pot fi observate cu instrumentul, ridicat pe baloane și avioane peste 20-30 km. Observațiile UV și razele X sunt posibile numai la altitudini mari sau spațiu în apropiere.

Fig. 3,56 înălțimea la care radiația pătrunde lungimea de undă dată în gama de unde lungi la radiații gamma. Curbe înălțimi la care ajunge la 50, 10 și 1% radiației incidente.

mediu Interstellar umplut de hidrogen ionizat și neutru rare și nori de praf moleculare. Radiație electromagnetică în propagarea unui astfel de mediu este supus absorbției și împrăștiere, care afectează în mare măsură capacitățile de observare la distanță a surselor astronomice.

În absorbția undelor radio este practic absentă, iar ionizați component mediu interstelar responsabil pentru dispersia de radio (vezi. Lecture mediu interstelar). absorbție principal în domeniul infraroșu, optice și UV (0,1-20 microni) cauzate de praf interstelar. Particulele de praf absorb ultraviolete și stele de lumină vizibilă, recondiționarea in fotoni de energie mai mic. O trăsătură caracteristică a absorbției interstelare în această regiune este selectivitatea. și anume dependența de lungime de undă puternică. Această dependență nu este monotonă, există caracteristici rayad, dar absorbția medie în porțiunea albastră a spectrului este mai puternic decât roșu, din cauza a ceea ce absorbția interstelar duce la inrosirea surse de lumină. În domeniul vizibil (A) curba de absorbție urmează aproximativ legea. Mărimea absorbției interstelar pe cale unitate variază în limite largi și depinde de direcția. Cea mai înaltă absorbție - în planul galactic, unde o mare parte din complexele gaz-praf. În imediata apropiere a Soarelui în grosimea optică planului galactic de aproximativ 1 la PDA cu 2, cea mai mare contribuție la absorbția vine nor (6-10 nori HB 1 PDA). In unele zone ale grosimii optice poate ajunge la câteva zeci (de exemplu ugollnye pungi). Absorbția scade odată cu creșterea distanței de la legea cosecant planului galactic, lasand nivel la aproximativ constantă pentru latitudinile galactice. Relația dintre grosimea optică pentru poglosheniya gama optică (banda V), iar numărul de atomi de hidrogen neutru pe linia de vedere într-o secțiune coloană de 1 cm:

Această relație reflectă corelația dintre praf și gaze în mediul interstelar. Când concentrația medie a particulei medii de absorbție mezhdzvezdnoy cm în optica devine vizibil atunci când linia de vedere este format atomi / cm, adică, în timp ce trece la o distanță de aproximativ 1 PDA. Datorită heterogenității extremă a mediului interstelar, cu toate acestea, transparența ferestrelor este posibil să se „Peek“ la distanțe mult mai mari.

Fig. 3.57 Secțiunea transversală efectivă a ionizării atomilor din mediul interstelar cu compoziția chimică medie a lungimii de undă a radiației ionizante (scala din stânga). scala din dreapta - cale liberă medie dependentă de fotoni de o anumită energie în particulele interstelare medii interstelari concentrație medie de gaz în cm la abundența normală de heliu și elemente mai grele. Linia punctată arată imprastierea Thomson cu electroni liberi care, pentru fotoni keV nu depinde de energia.

Într-o regiune principală de lungime de undă de absorbție asociată cu un gaz neutru (Ch. Hidrogen Manner) și alte chimicale. elemente. Motivul principal pentru absorbția de fotoni hard - PhotoEffect (fotoni electroni bate umplere shell în diferite elemente chimice.). Dacă energia fotonului căzut, el poate bate un electron dintr-un atom cu o energie de legătură și energia rămasă este transformată în energie cinetică a electronului ejectat. Energia la care absorbția este limita. deoarece emisie de electroni de la aceste niveluri de fotoni de energii mai puțin imposibile. La energii mai mari, secțiunea transversală a unui strat photoabsorption scade rapid. De exemplu, pragul de ionizare a hidrogenului de 13,6 eV corespunde lungimii de undă de fotoni A 912, deci radiația având o lungime de undă mai scurtă decât 912 A este foarte puternic absorbit în mediul interstelar. Eficient secțiune transversală de fotoionizare atomi mediu interstelar prezentat în Fig. 3.2. Pentru acest element de secțiunea transversală de fotoionizare este zero pentru energiile fotonice sub pragul de ionizare cu strat cel mai interior. Graficul prezinta absorbtia salturi pe nivele ale diferitelor elemente de până la fier. Atunci când observăm intervalul de raze X (0,1100 keV) cu rezoluție scăzută spectrale salt nu pot fi rezolvate, astfel încât conectarea grosimilor optice în acest interval numărul de atomi de hidrogen de pe linia de vedere este dată de

Datorită puternic dependența de energie în MeV photoabsorption nu joacă un rol semnificativ.

În prezența electronilor liberi în mediu la fotoni cu raze x dure cu o energie de 10 keV, Compton devenind dominantă la electronii liberi (vezi. Fig. 3.2). Compton secțiune transversală este practic independentă de fotoni de energie de până la energii unde - masa de repaus de electroni și egal cu difuzia Thomson de electron liber cm. Pentru mai energic secțiunea foton scattering transversale scade (Klein-Nishina formula). În cazul în care electronii atomilor, secțiunea totală de împrăștiere transversală pentru el oricum. Împrăștierea pe nucleele sunt întotdeauna mai puțin.

Pentru raze gamma proces determinarea MeV poate fi crearea producției perechi electron-pozitron. Cu toate acestea împerechea datorită conservării impulsului imposibilă în vid, sau are loc în domeniul nuclear sau un câmp magnetic. Razele greu tunelurilor si particule energetice prin materia caracterizează deseori amploarea permeabilității, opacitatea inversă [g / cm] (de fapt, aceasta este lungimea traseului înmulțit cu densitatea). Pentru raze gamma de energie ridicată (MeV) un material cu permeabilitate este aproximativ egală cu permeabilitatea particulelor încărcate cu aceeași energie și numeric egală cu g / cc. Figura arată că toate Galaxy „transparent“ pentru fotoni, deoarece moale gama de raze X (A).

Din cauza difracției luminii la imaginea lentilei telescopului oricărui obiect în planul focal au o dimensiune finită, în care: - lungimea de undă a radiației, - diametrul lentilei. Rezoluția telescop astronomic numit dimensiune minimă unghiulară, care construiește telescopul. După cum se va arăta mai jos, pentru telescoapele mari la sol rezoluție este limitată influența Turbulenta din atmosferă, prin care lumina trece înainte de a ajunge telescopul. Conform dimensiunilor sale unghiulare surse astronomice pot fi împărțite în două clase largi - punct și extins. La punctul (extins) sursa dimensiuni unghiulare mai mici (mai mare) telescop puterea de rezoluție. Este clar că, în limita de rezoluție unghiulară infinit de mare de orice sursă nu mai este un punct.

În primul rând, ne arată că prin „punctul“ sursă de radiații telescop poate detecta doar fluxul de radiație (nu intensitate). Luați în considerare un radiator sferic (stea), cu o rază de distanța de la observator. Introducem un sistem de coordonate cu axa direcționată spre nabllyudatelyu. Să - distanța perpendiculară pe această axă. Inelul circular pe suprafața stelei, vizibile din centrul stelei, la un unghi în raport cu linia de vedere, are o proeminență normala la linia zonei vederii. Observatorul consideră că zona de sub unghiul solid. Intensitatea zonei stea în direcția privitorului. Energia a primit pe unitatea de timp, unitatea de suprafață (detector) perpendicular pe linia de vedere (fluxul de fapt) dintr-o zonă infinitezimal pe suprafața stelei este. Integrarea pe discul stelar, obținem

în cazul în care - de flux emis în apropierea suprafeței stelei.

Astfel, în cazul în care sursa pentru acel telescop „punct“, registrele doar flux de radiații. dar nu și intensitatea. Cu toate acestea, în cazul în care diametrul cunoscut stele unghiular observat ca un „punct“ flux de sursă poate fi primită prin formula (3.3) este transformată în flux emisă în apropierea suprafeței stelei. Apoi, în cazul în care câmpul de radiații în apropierea suprafeței este izotropă (adică intensitatea radiației de ieșire de la fotosfera stelei nu depinde de unghiul de ceea ce este real în stele sunt aproape niciodată găsit), atunci, și este posibil să se studieze în mod direct intensitatea radiației evadare, care poartă informația maximă cu privire la materialul emițătoare .

Pentru „extins“ sursă, în contrast, se poate observa în mod direct intensitatea radiației emergente (folosesc adesea luminozitatea pe termen), în medie, în capacitatea de rezoluție a telescopului. Cea mai mare rezoluție unghiulară se realizează în radio, astfel încât sursele de radio cu o dimensiune unghiulară cunoscută pentru caracteristicile de radiații folosesc adesea conceptul de temperatura luminozitate (a se vedea. Sfârșitul capitolului precedent), deoarece în frecvența radio (regiunea Rayleigh-Jeans) este proporțională cu intensitatea radiației emergente.