Astronet - 3

Основната отличителна черта на получаване на информация в областта на астрономията - невъзможността да се постави "експеримент" в обичайния смисъл на думата физика. Nvozmozhno специален начин да се "подготви" обекта в процес на проучване или дори да му се повлияе. Поради крайната скорост на светлината, изучаване на сигнала от всеки източник, ние изучаваме физическите процеси, които протичат в него стотици, хиляди или дори милиони преди години. Поради това е по-правилно да се говори за астрономическите наблюдения. т.е. пасивен приемане на информация от източника. По този начин, приемане и разглеждане на времеви и спектралните характеристики на сигнала от астрономически източници е основният метод за изучаване на тяхното физическо състояние и еволюция. За да се получи ясна физическа Карина на споменатия клас обекти (като звезди или галактики) трябва да се извършва наблюдения върху възможността за повече от тях на различни етапи от тяхното развитие.

Основната информация канал в астрономията все още е свързан с изучаването на електромагнитно излъчване. Цялото пространство е проникнато от излъчване на светлина от звездите, междузвезден газ и прах, горещо междугалактически газове, останка микровълновото излъчване. Следователно има проблем (А), разделени позиции на небесните източници сфера един от друг и (В) да се разпределят отделен източник на сигнал измежду естествен шум. 3.1

Силно взаимодействие на електромагнитно излъчване с атмосфера въпрос pirvodit Земята на тази наземна астрономически наблюдения е възможно само в рамките на тесните "прозорци за прозрачност" в оптичния, инфрачервена и радиочестотата (вж. Фиг. 3.1). Абсорбцията на IR фотони е предимно водни молекули, кислород и въглероден диоксид в тропосферата. UV и твърд излъчване се абсорбира от молекулното и атомен кислород и азот, и абсорбцията в близко UV озон се извършва предимно при височина 20-30 км над земната повърхност (озоновия слой). Тъй като височината на 20-30 км атмосфера става практически прозрачен за фотони с енергия над 20 КЕВ. Плътността на атмосферата на десет метра радио, причинени от отражение от йоносферата, която се намира на височина от 90 км и по-горе.

Тя може да се види, че почти всички от инфрачервената област на спектъра и твърдия рентгенов и гама лъчи радиация може да се наблюдава с инструмента, повдигнати на балони и самолети над 20-30 км. Наблюдения на UV и рентгенови лъчи са възможни само при големи височини или в близост до пространството.

Фиг. 3.56 височина, до която прониква излъчване на дадената дължина на вълната в обхвата на дълги вълни с гама облъчване. Криви височини до който достига до 50, 10, и 1% от падащото лъчение.

Интерстелар среда попълнено рядка дейонизирана и неутрален водород и молекулярен облак прах. Електромагнитна радиация в разпространението на такава среда се подлага на абсорбция и разсейване, което значително влияе на възможностите на устройството за дистанционно наблюдение на астрономически източници.

В усвояването на радио вълни е почти отсъства, и дейонизирана междузвездното среда компонент, отговорен за радио дисперсия (вж. Лекция междузвездното среда). Главна абсорбция в инфрачервения, оптични и UV диапазон (0.1-20 микрона), причинена от междузвезден прах. Праховите частици абсорбират видимата и ултравиолетовата светлина звезди, го преработва в фотони на по-ниска енергия. Характерна особеност на междузвездното абсорбция в този регион е селективността. т.е. силна зависимост дължина на вълната. Тази зависимост не е монотонна, има rayad функции, но средната усвояването в синята част на спектъра е по-силна, отколкото червено, заради това, което междузвездното поглъщане води до зачервяване на източници на светлина. Във видимия диапазон (A) абсорбционната крива приблизително следва закона. Големината на междузвездното абсорбция на единица път варира в широки граници и зависи от посоката. Най-високата абсорбция - в галактически равнина, където голяма част от комплексите газ прах. В околностите на слънцето в галактически равнина оптична дебелина от около 2 до 1 PDA на, най-голям принос за абсорбция е облак (6-10 облаци HB 1 PDA). В някои области на оптичния дебелината може да достигне няколко десетки (например ugollnye торбички). Усвояването намалява с увеличаване на разстоянието от закона за галактическа равнина косеканс, оставяйки приблизително постоянно ниво за галактическите географски ширини. Връзката между оптичната дебелината на poglosheniya оптичния диапазон (линия V), а броят на неутрални водородни атоми на линията на зрение в раздел колона от 1 cm:

Тази връзка се отразява съответствието между прах и газ в междузвездното пространство. Когато средната концентрация на частиците абсорбция mezhdzvezdnoy cm среда в оптиката става забележим, когато линията на зрението се набира атома / cm, т.е. при преминаване на разстояние от около 1 PDA. Поради изключителната хетерогенността на междузвездното пространство, обаче, на прозрачността на прозорците е възможно да се "поглед" в много по-големи разстояния.

Фиг. 3.57 ефективно сечение на йонизация на атомите на междузвездната среда със средната химическия състав на дължината на вълната на йонизиращите лъчения (лява скала). Точно мащаб - зависим средната свободен път на фотони от дадена енергия в междузвездни средни междузвездни частици концентрация среда газове в см при нормално изобилие от хелий и тежки елементи. Линията на прекъсване показва Thomson разсейване от свободни електрони, които за Kev фотони не зависят от енергията.

В основната област абсорбция дължина на вълната, свързани с неутрален газ (Ch. Начин водород) и други химически. елементи. Основната причина за усвояване на фотони трудно - фотоефект (фотони чука електрони пълнене черупката в различни химични елементи.). Ако енергията на фотона е паднал, той може да чукам на електрон от един атом с енергията на свързване, а останалите енергия се превръща в кинетична енергия на електрона изхвърля. Енергията, при която абсорбцията е границата. защото електрон на емисиите от тези нива от фотони на енергии по-малко невъзможно. При по-високи енергии, напречното сечение на photoabsorption слой намалява бързо. Например, прагът на водород йонизация на 13.6 ЕГ съответства на дължината на вълната на фотон А 912, следователно лъчение с дължина на вълната по-къс от 912 А се абсорбира много силно в междузвездната среда. Ефективно фотойонизация напречно сечение атоми междузвездното среда е показано на фиг. 3.2. За този елемент напречното сечение на фотойонизация е нула за фотонни енергии под прага на йонизация с най-вътрешния слойна. Графиката показва абсорбцията скача-нива на различните елементи до желязо. При спазване диапазон рентгенова (0.1-100 КЕВ) с ниска спектрална резолюция скок не може да бъде решен, така че свързването на оптични дебелина в този обхват на броя на водородните атоми на линията на зрение е дадено от

Поради силната зависимост на енергията в MeV photoabsorption не играе съществена роля.

В присъствието на свободни електрони в средата на твърдите рентгенови фотони с енергия от 10 КЕВ Compton разсейване става доминираща в свободни електрони (вж. Фиг. 3.2). Ефект на Комптън напречно сечение е практически независима от фотонна енергия, за да енергии, където е - масови електрон почивка и равни на разсейването Thomson от свободен електрон см. За по-енергични сечение намалява фотон разсейване напречни (Klein-Nishina формула). Ако електроните на атомите, общата разсейване напречното сечение за него така или иначе. Разсейване на ядрата винаги са по-малко.

За гама лъчи процес определяне MeV може да бъде създаването на производство електрон-позитронна двойка. Въпреки това сдвояване поради запазване на инерцията невъзможно във вакуум, или то се провежда в областта на ядрената енергетика или магнитно поле. Немски твърди лъчи и енергетични частици чрез значение често характеризират степента на пропускливост, непрозрачност обратен [г / см] (в действителност това е дължината на пътя, умножена по плътност). За гама лъчи с висока енергия (MeV) пропускливост материал е приблизително равна на пропускливостта на заредените частици със същата енергия и числено равно г / см. Фигурата показва, че всички Galaxy "прозрачен" за фотони, тъй като мек рентгенов спектър (А).

Поради дифракция на светлина в изображението на телескоп обектив на всеки обект на фокусната равнина имат ограничен размер, при което - радиация дължина на вълната, - диаметър на обектива. астрономически телескоп резолюция нарича минимална ъглов размер, който е изграждането на телескопа. Както ще бъде показано по-долу, за големи наземни телескопи резолюция е ограничено влияние Турбуленцията в атмосферата през която светлината преминава преди достигане на телескопа. Според ъглов си размери астрономически източници могат да бъдат разделени в две големи класове - точка и разширяват. В точка (разширен) източник ъглови размери по-малък (по-голям) телескоп разделителна способност. Ясно е, че в рамките на ограничението на безкрайно висока ъглова разделителна способност, който и да е източник вече не е точка.

На първо място, ние показваме, че с "точка" източник на радиация телескоп може да открие само на радиация поток (не интензитет). Помислете сферична радиатор (звезда) с радиус на разстоянието от наблюдателя. Представяме координатна система с ос, насочена към nabllyudatelyu. Да - разстоянието перпендикулярно на тази ос. Кръговата пръстен на повърхността на звездата, видими от центъра на звездата под ъгъл спрямо линията на зрение, има издатина на нормалата на линията на зрение област. Наблюдателят вижда, че зоната под пространствения ъгъл. Интензивността на зоната на звезда в посока на зрителя. Енергия получена за единица време, единица площ (детектор), перпендикулярно на линията на погледа (всъщност поток) от безкрайно малка площ на повърхността на звездата е. Интегриране над звездния диск, получаваме

където - поток, излъчван в близост до повърхността на звездата.

По този начин, ако източникът на този телескоп "точка", регистрите само радиация поток. но не и интензивността. Въпреки това, ако известен Ъглов диаметър звезда наблюдава като "точка" източник поток може да се получи с формула (3.3) се преобразува в поток излъчваната близо до повърхността на звезда. След това, ако радиационното поле близо до повърхността е изотропно (т.е. интензивността на изход радиация от фотосферата на звездата не зависи от ъгъла на това, което е реално в звездите почти никога не се срещат), а след това, и че е възможно да се изучи интензивността на бягство радиация, която носи максимална информация за излъчване на материала ,

За "удължен" източник, напротив, може директно да се наблюдава интензивността на възникващ радиация (често използват яркостта терминът) средно в капацитета резолюция на телескопа. Най-високата Ъгловата разделителна способност се постига по радиото, така че източниците радио с известен ъглов размер за характеристиките на радиационните често използват концепцията за яркост температура (вж. В края на предишната глава), тъй като в радиочестота (Rayleigh-дънки област) е пропорционално на интензивността на възникващите радиация.