Свет и вещество

МИНИСТЕРСТВО ОБРАЗОВАНИЯ И НАУКИ РОССИЙСКОЙ ФЕДЕРАЦИИ

ФЕДЕРАЛЬНОЕ АГЕНТСТВО ПО ОБРАЗОВАНИЮ

ГОСУДАРСТВЕННОЕ ОБРАЗОВАТЕЛЬНОЕ УЧРЕЖДЕНИЕ

ВЫСШЕГО ПРОФЕССИОНАЛЬНОГО ОБРАЗОВАНИЯ

ИВАНОВСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ АРХИТЕКТУРНО-СТРОИТЕЛЬНЫЙ УНИВЕРСИТЕТ

Реферат на тему:

Свет и вещество

Содержание:

1) Электромагнитное излучение

2) Законы геометрической оптики

3) Основы волновой оптики

4) Телескопы

4.1 Назначение телескопа

4.2 Аберрации

5) Тепловое излучение

5.1 Абсолютная температура

5.2 Основные понятия астрофотометрии

5.3 Законы теплового излучения

5.4 Излучение абсолютно черного тела

Библиографический список

1) Электромагнитное излучение

Вся информация от звезд, туманностей, галактик и других астрономических объектов поступает в виде электромагнитного излучения.

Рисунок Шкала электромагнитного излучения. По горизонтальной оси отложены: внизу - длина волны в метрах, вверху - частота колебаний в герцах

Длины электромагнитных волн радиодиапазона заключены в пределах от 10 км до 0,001 м (1 мм). Диапазон от 1 мм до видимого излучения (т. е. 760 нм) называется инфракрасным диапазоном. Электромагнитные волны с длиной волны короче 390 нм называются ультрафиолетовыми волнами. Наконец, в самой коротковолновой части спектра лежит излучение рентгеновского и гамма-диапазона.

Всякое излучение можно рассматривать как поток квантов - фотонов, распространяющихся со скоростью света, равной c = 299 792 458 м/с. Скорость света связана с длиной и частотой волны соотношением

c = л • н

Энергию квантов света E можно найти, зная его частоту: E = hн, где h - постоянная Планка, равная h ? 6,626•10-34 Дж•с. Энергия квантов измеряется в джоулях или электрон-вольтах: 1 эВ = 1,6•10-19 Дж. Кванту с энергией в 1 эВ соответствует длина волны л = 1240 нм.

Глаз человека воспринимает излучение, длина волны которого находится в промежутке от л = 390 нм (фиолетовый свет) до л = 760 нм (красный свет). Это - видимый диапазон.

Рисунок Прохождение электромагнитного излучения сквозь атмосферу

Излучение в видимой области спектра играет основную роль в жизни человека и хорошо пропускается земной атмосферой. Во многих других участках спектра земная атмосфера поглощает излучение. Видимая область спектра регистрируется оптическими телескопами, а также невооруженным глазом. Глаз - это естественный измерительный прибор, регистрирующий электромагнитное излучение в видимой области спектра.

Площадь зрачка может изменяться в 100 раз, тем самым регулируя поток света, поступающего на сетчатку в дневное время. Днем освещенность от Солнца составляет 105 лк; в то время как ночью звездное небо создает освещенность всего в 10-5 лк. Поэтому для того, чтобы видеть в темноте, регистрировать излучение должны не колбочки, а палочки - другие элементы глаза. Максимальная чувствительность глаза при дневном зрении приходится на длину волны л = 555 нм и соответствует желто-зеленому цвету. Ночью она сдвигается в коротковолновую часть спектра л = 513 нм. Лабораторные исследования показали, что ночью глаз может зарегистрировать изменение звездной величины на 0,1m.

Рисунок Пластинка в центре размером около сантиметра - прибор с зарядовой связью (ПЗС). Эта небольшая микросхема содержит более 150 000 светочувствительных ячеек

В XVII веке появился первый телескоп, а в XX веке - фотоэлектронные умножители (ФЭУ), электронно-оптические преобразователи (ЭОП), приборы с зарядовой связью (ПЗС). Системы ПЗС являются самыми чувствительными и могут регистрировать отдельные кванты света, накапливая информацию о них в особых ячейках - пикселях. В настоящее время разработаны новые виды приборов с зарядовой связью, в которых дрожание атмосферы компенсируется смещением накопленного заряда в ту группу пикселов, в которой в данное время регистрируется излучение. Такие системы ПЗС назвали системами ПЗС с перпендикулярным переносом. Подобные системы позволяют улучшить качество изображения в полтора раза.

В радиодиапазоне через атмосферу Земли проникают радиоволны с длиной волны от 1 до 4 мм и от 8 до 20 м. Длины электромагнитных волн радиодиапазона заключены в пределах от 10 км до 1 мм. Существование радиоволн было предсказано Максвеллом в 1873 году, а первый радиотелескоп появился в 1929 году.

Регистрация инфракрасного излучения впервые была проведена в 1800 году Вильямом Гершелем. Помещая термометр в различные области спектра, полученного с помощью призмы, он зафиксировал нагрев того термометра, который располагался вне видимой области, рядом с красным цветом. Именно Гершель назвал это невидимое излучение инфракрасным излучением, то есть находящимися дальше красных лучей. Земная атмосфера непрозрачна для большей части инфракрасного излучения. В XIX веке для регистрации инфракрасного излучения пользовались термопарой. На ее концах при освещении инфракрасным излучением возникает разность потенциалов, которую можно измерить. В более позднее время детектором инфракрасного излучения становятся полупроводниковые болометры, состоящие из полосок полупроводников. Сопротивление полупроводников при освещении инфракрасным излучением меняется, это регистрируется обычным образом.

Рисунок Инфракрасный астрономический спутник IRAS снабжен небольшим телескопом-рефлектором

Инфракрасное излучение интенсивно задерживается земной атмосферой, поэтому инфракрасные телескопы поднимают на самолетах и аэростатах, располагают в открытом космосе. В 1983 году был запущен инфракрасный телескоп IRAS, в котором приемная аппаратура охлаждалась жидким гелием.

Современные телескопы сразу строятся как для наблюдений в видимой области спектра, так и для инфракрасных наблюдений.

Регистрация квантов ультрафиолетового излучения производится с помощью фотоэлектрических приемников излучения, вторично-электронных умножителей. Регистрация ультрафиолетового излучения с длиной волны, меньшей 160 нм, производится специальными счетчиками, аналогичными счетчикам Гейгера-Мюллера, известным из школьного курса физики.

Ультрафиолетовые лучи - это часть электромагнитного спектра, соответствующая длинам волн л от 390 до 10 нм. Они практически не пропускаются земной атмосферой, поэтому всю регистрирующую аппаратуру приходится выносить в космос.

В 1978 году был запущен на орбиту ультрафиолетовый телескоп IUE (International Ultraviolet Explorer), который проработал 19 лет. Информацией, полученной в ходе его работы, воспользовалось около 3000 ученых из 25 стран мира. В 1985 году был запущен специализированный спутник EUVE - Extreme Ultraviolet Explorer, который специализировался в диапазоне 10-100 нм.

Рентгеновское излучение было открыто в 1895 годуРентгеном. Оно беспрепятственно проходит сквозь плотную бумагу и ткани человеческого тела. Это его свойство сейчас широко используется в медицине и технике.

А вот земная атмосфера является прекрасным щитом для рентгеновского излучения. Для регистрации рентгеновского излучения Солнца необходимо поднимать приборы на высоту 100 км. Впервые солнечное излучение в рентгеновском диапазоне было зарегистрировано в 1948 году.



Рисунук Фотография растущей Луны в гамма-лучах. ROSAT

Рентгеновское излучение регистрируется специальными счетчиками, аналогичными счетчику Гейгера-Мюллера. В 1971 году был запущен (для наблюдения в рентгеновском диапазоне) спутник «Ухуру», затем космические рентгеновские обсерватории «Эйнштейн», ROSAT. В 1999 году была запущена рентгеновская обсерватория «Чандра».

Самыми первыми были зарегистрированы источник Sco X-1 в созвездии Скорпиона, Сyg X-1 в созвездии Лебедя, затем были открыты вспышечные рентгеновские источники - барстеры, рентгеновские пульсары. Среди рентгеновских источников излучения - тесные двойные системы, остатки вспышек сверхновых, например, Крабовидная туманность

Гамма-излучение возникает при столкновениях энергичных частиц, испускается возбужденным атомом, при процессах аннигиляции частиц. Источниками гамма-излучения могут быть частицы сверхвысоких энергий. Регистрируется оно детекторами гамма-излучения, сцинциляционными счетчиками и черенковскими счетчиками. Земная атмосфера не пропускает космическое гамма-излучение, поэтому первые результаты исследований были получены после запусков космических станций.

В 1991 году с помощью российско-французского прибора «СИГМА», установленного на спутнике «Гранат», в 120 пк от центра Галактики был обнаружен источник аннигиляционной линии 511 кэВ, который назвали «Великим аннигилятором». Гамма-кванты такой энергии образуются при аннигиляции электронов и позитронов.

Гамма-излучение зарегистрировано от Солнца, активных ядер галактик, квазаров. Но самое поразительное открытие в гамма-астрономии сделано при регистрации гамма-всплесков.

Распределение гамма-вспышек на небесной сфере

Уже в 70-х годах стало понятно, что всплески гамма-излучения с равной вероятностью приходят с любого направления, то есть распределены изотропно. Ничего подобного в нашей Галактике быть не может. Но в нашей Вселенной есть один практически идеально изотропный объект - сама Вселенная! Именно это заставило многих ученых отказаться от галактической модели гамма-всплесков. В настоящее время считается, что источники гамма-всплесков удалены на расстояния порядка 12-15 миллиардов световых лет. Для объяснения наблюдаемой яркости всплесков приходится считать, что их источники - самые мощные объекты Вселенной.

2) Законы геометрической оптики

Геометрическая оптика рассматривает излучение как тонкие пучки света - лучи, в однородной среде распространяющиеся прямолинейно. Геометрическая оптика базируется на четырех аксиомах.

1. Лучи света распространяются независимо друг от друга. Суммарная интенсивность 1двух пучков равна сумме интенсивностей каждого пучка в отсутствие другого (принцип суперпозиции). Нарушение этой аксиомы сопровождается интерференцией, изучение которой выходит за рамки геометрической оптики.

2. В однородной среде лучи света распространяются прямолинейно. В начале XIX века было открыто явление огибания светом препятствий, получившее название дифракции.

3. Закон отражения света: угол падения светового луча равен углу его отражения. Падающий и отраженный лучи, а также перпендикуляр, восстановленный в точке падения, лежат в одной плоскости.

4. Закон Снеллиуса: отношение синуса угла падения к синусу угла преломления есть величина, постоянная для двух сред:



Падающий и преломленный лучи, а также перпендикуляр, восстановленный в точке падения, лежат в одной плоскости.

Рисунок Законы геометрической оптики

Для упрощения расчетов в геометрической оптике часто используется приближение параксиального пучка лучей. Суть его в том, что рассматриваются только лучи, распространяющиеся вблизи оптической оси системы и образующие очень малые углы с этой осью и нормалями к отражающим и преломляющим поверхностям системы. Когда угол между оптической осью и падающим лучом мал, можно считать, что

sin ц ? tg ц ? ц.

Отклонения от законов параксиальной оптики в оптических приборах приводят к появлению различных аберрации.



Пучок параллельных лучей в приближении параксиальной оптики собирается в фокусе сферического зеркала

Пучок параллельных лучей, распространяющийся вдоль оптической оси, в приближении параксиальной оптики после отражения от сферического зеркала соберется в одной точке, называемой фокусом сферического зеркала. Эта точка отстоит от центра сферы на расстояние

где R - радиус сферы. Связь между расстоянием до предмета (f) и расстоянием до изображения (d) дается формулой:

При прохождении через положительную (выпуклую) линзу пучок параллельных лучей собирается в одной точке

Параллельные пучки собирает в точку не только зеркало, но и выпуклая линза. Если расстояние до фокуса линзы равно F, то формула линзы записывается следующим образом:

Рассеивающая (вогнутая) линза дает прямое мнимое изображение предмета

Если изображение источника стало мнимым и находится с той же стороны от линзы, что и источник, то предыдущая формула примет вид:

Рисунок Угловое увеличение линзы

Наконец, в случае вогнутой линзы перед фокусным расстоянием появляется минус.

Линейным увеличением оптической системы называется отношение величины изображения предмета к величине самого предмета. В астрономии чаще применяют понятие угловое увеличение:

Отражение света от гладких полированных поверхностей называется зеркальным. Альбедо - доля упавшего излучения, отраженного поверхностью. Поскольку доля отраженного излучения всегда меньше падающего, альбедо всегда меньше 1. Чем больше альбедо, тем большая часть излучения отражена.

Белые тела (например, снег) почти полностью отражают свет, а черные (например, уголь) - почти полностью поглощают.

Самый светлый астероид - 44 Низа - имеет альбедо 0,38, а почти черный астероид - 52 Европа - имеет альбедо 0,03.

3) Основы волновой оптики

Электромагнитное излучение обладает волновыми свойствами, проявляющимися в таких явлениях, как интерференция, дифракция и поляризация.

Из курса физики известно, что волны одинаковой длины, имеющие постоянную разность фаз, называются когерентными. При сложении когерентных волн наблюдается устойчивая во времени интерференционная картина максимумов и минимумов интенсивности.

Рисунок Модель 2.2. Опыт Юнга

На свойстве волн создавать интерференционную картину основано действие приборов интерферометров.



Рисунок Интерферометр Майкельсона

С помощью явления интерференции специальными звездными интерферометрами были измерены радиусы ближайших звезд. Принцип работы этих инструментов основан на интерференции света от звезды на двух зеркалах, расположенных на некотором расстоянии друг относительно друга. Если расстояние R до звезды известно, то ее линейные размеры связаны с угловыми размерами звезды соотношением:

Звездные интерферометры Майкельсона позволили измерить диаметры некоторых близких звезд-гигантов в 20-х годах XX века. Во второй половине XX века появились интерферометры с разнесенными на несколько сот метров приемниками. Их разрешающая способность достигла 0,001".

Радиоинтерферометры - это радиотелескопы, состоящие из двух приемников излучения в радиодиапазоне, электрически связанных в единую систему. Радиосигналы с приемников поступают на единое приемное устройство.

В настоящее время применяется метод спекл-интерферометрии, заключающийся в статистической обработке очень коротких экспозиций (порядка 0,01 сек), за время которых дифракционное изображение не размазывается атмосферой. Время таких коротких экспозиций намного меньше времени турбулентных движений атмосферы. Метод спекл-интерферометрии позволяет определять угловые размеры звезд и угловые расстояния между парами звезд.

Рисунок Дифракция Фраунгофера

Явление отклонения распространения волны от прямолинейного получило название дифракция. В частности, дифракцией света называется огибание светом контуров непрозрачных предметов и проникновение света в область геометрической тени. К дифракции относятся также явления, возникающие при пропускании электромагнитной волны через отверстия малых размеров, сравнимых с длиной волны.

Явление дифракции накладывает ограничение на разрешающую способность телескопа, на качество изображения звезд. Вследствие дифракции в фокальной плоскости телескопа образуется сложная дифракционная картина. Изображение звезды является не точечным, а представляет собой яркий кружок, окруженный темными и светлыми кольцами. Этот яркий кружок называют дифракционным. Такое явление проявляется, в основном, при наблюдениях ярких звезд с большим увеличением. Для более слабых звезд яркость светлых колец практически незаметна, поэтому различается только центральный максимум.

На этом снимке, сделанном с помощью телескопа им. Хаббла, вокруг звезды хорошо заметны дифракционные кольца

Угловой радиус этого дифракционного диска звезды равен

На длине волны л = 550 нм дифракционный кружок будет иметь размеры

Состояние земной атмосферы также накладывает ограничение на дифракционное изображение звезд. Атмосферная турбулентность и движение воздушных масс, искажают фронт световой волны, размывая точечное изображение до размеров порядка 1", что сравнимо с размерами дифракционного кружка. Изображение звезды, размытое атмосферной турбулентностью, называется диском дрожания. Размер диска дрожания зависит от местных условий, которые называются астроклиматом. Самое лучшее качество изображения на Земле получено в высокогорной обсерватории Мауна-Кеа на Гавайских островах на высоте 4 000 м над уровнем моря. Космические телескопы, установленный на спутниках, свободны от влияния атмосферы и там достигается дифракционный предел наблюдения.

На явлении дифракции основано устройство дифракционных решеток. Дифракционную решетку можно представить как совокупность большого числа очень узких щелей. При прохождении через дифракционную решетку электромагнитная волна на экране будет давать последовательность минимумов и максимумов интенсивности. Максимумы интенсивности будут наблюдаться под углом ц:

d • sin ц = k • л,

где k - целое число, а d - постоянная дифракционной решетки. Дифракционные решетки используются для разложения света в спектр так же, как и призмы в устройстве дифракционного спектрографа. Чем больше количество штрихов на 1 мм и чем длиннее заштрихованная часть дифракционной решетки, тем больше разрешающая сила решетки. Разрешающая сила решетки

R = л/Дл = mN,

где N - общее число штрихов на решетке, m - порядок спектра.

В дифракционных спектрографах используются дифракционные решетки с постоянной d = 1,66 мкм (600 штрихов на 1 мм). В некоторых дифракционных спектрографах постоянная решетки уменьшается до 0,42 мкм (2 400 штрихов на 1 мм).

Рисунок Поляризация света

Колебания электрического E и магнитного H векторов в электромагнитной волне происходят в перпендикулярных к направлению распространения плоскостях. Естественный свет, который приходит от Солнца или обычных электрических лампочек накаливания, является неполяризованным. В таких источниках колебания происходят по всем направлениям в плоскостях, перпендикулярных к направлению распространения.

Волны, колебания которых происходят в определенных плоскостях, называются поляризованными волнами.

От некоторых астрономических объектов регистрируется поляризованное излучение. Поляризованным является синхротронное излучение. В этом случае излучение направлено главным образом перпендикулярно магнитному полю в узком пучке. Впервые о возможности поляризации вследствие синхротронного излучения Крабовидной туманности предположили Виталий Гинзбург и Иосиф Шкловский . Экспериментальное подтверждение поляризации оптического излучения и радиоизлучения Крабовидной туманности подтвердило синхротронный характер излучения остатков вспышек сверхновых звезд.

Поляризация может возникнуть при отражении света от среды, например, при рассеянии на пылинках. Астрономы изучают также поляризацию излучения молекул в межзвездном пространстве, связь поляризации с напряженностью магнитного поля H.

Измерить степень поляризации света можно с помощью поляриметра. Изменяя ориентацию поляриметра, измеряют изменение интенсивности. Для неполяризованного света интенсивность излучения при любой ориентации поляриметра будет одинакова. Если же излучение полностью поляризовано, то интенсивность прошедшего через поляриметр излучения будет максимальной при некотором положении и нулевой при положении, перпендикулярном первоначальному. Если излучение поляризовано частично, то по мере вращения поляриметра интенсивность будет периодически изменяться.

Для частично поляризованного излучения определяют степень поляризации:

4) Телескопы

4.1 Назначение телескопа

Телескопы бывают самыми разными - оптические (общего астрофизического назначения, коронографы, телескопы для наблюдения ИСЗ), радиотелескопы, инфракрасные, нейтринные, рентгеновские. При всем своем многообразии, все телескопы, принимающие электромагнитное излучение, решают две основных задачи:

создать максимально резкое изображение и, при визуальных наблюдениях, увеличить угловые расстояния между объектами (звездами, галактиками и т. п.);

Рисунок Обсерватория в Мауна-Кеа, Гавайи

собрать как можно больше энергии излучения, увеличить освещенность изображения объектов.

Принципиальная схема телескопа

Параллельные лучи света (например, от звезды) падают на объектив. Объектив строит изображение в фокальной плоскости. Лучи света, параллельные главной оптической оси, собираются в фокусе F, лежащем на этой оси. Другие пучки света собираются вблизи фокуса - выше или ниже. Это изображение с помощью окуляра рассматривает наблюдатель. Диаметры входного и выходного пучков сильно различаются (входной имеет диаметр объектива, а выходной - диаметр изображения объектива, построенного окуляром). В правильно настроенном телескопе весь свет, собранный объективом, попадает в зрачок наблюдателя. При этом выигрыш пропорционален квадрату отношения диаметров объектива и зрачка. Для крупных телескопов эта величина составляет десятки тысяч раз. Так решается одна из основных задач телескопа - собрать больше света от наблюдаемых объектов. Если речь идет о фотографическом телескопе - астрографе, то в нем увеличивается освещенность фотопластинки.

Вторая задача телескопа - увеличивать угол, под которым наблюдатель видит объект. Способность увеличивать угол характеризуется увеличением телескопа. Оно равно отношению фокусных расстояний объектива F и окуляра f.

Первый телескоп появился в начале XVII века.

4.2 Аберрации

Искажение изображения, вызванное недостатками оптической системы, называется аберрацией. Аберрации оптических систем бывают физические и геометрические. Физическая аберрация - хроматическая. Геометрические аберрации - сферическая, кома, астигматизм, кривизна поля и дисторсия.

Рисунок Хроматическая аберрация создает радужный ореол вокруг звезды

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.

Уже первые телескопы Галилея имели сильную хроматическую аберрацию. Первым, кто решил «избавиться» от хроматической аберрации, был Ньютон. Сначала он решил попробовать в телескопах две линзы, имеющие отрицательную и положительную оптическую силы, но не смог создать телескопа, свободного от хроматической аберрации. Именно поэтому Ньютон стал делать телескопы с вогнутыми зеркалами.

Только в 1747 году Эйлер математически доказал существование объектива, состоящего из двух стеклянных менисков, лишенного хроматической аберрации. Оптические системы, в которых хроматическая аберрация устранена в объективах, изготовленных из стекол с различными коэффициентами преломления, называются ахроматами.

Хроматическая аберрация полностью отсутствует в зеркальных системах.

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.

В рефракторах сферическая аберрация совместно с хроматической аберрацией устраняется подбором линз. В рефлекторах зеркалу придают не сферическую, а параболическую форму. Система, в которой сферическая аберрация исправлена, называется стигматичной.



Кома

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. Линейные размеры пятна комы пропорциональны расстоянию звезды от оптической оси и квадрату относительного отверстия объектива.

Система, свободная как от сферической аберрации, так и от комы, называется апланатической.



Астигматизм

Астигматизм заключается в растягивании точечного изображения в черточку. Лучи света от объекта, идущие в разных плоскостях, не могут сфокусироваться на одной плоскости изображения. Размер астигматического изображения растет пропорционально квадрату углового расстояния звезды от центра оптической системы. Оптические системы, в которых исправлен астигматизм, называются анастигматическими.

Наконец, дисторсия связана с искажением масштабов изображения. 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. Оптические системы, свободные от дисторсии, называются ортоскопическими.

Рисунок Подушкообразная и бочкообразная дисторсии. Слева приведено неискаженное изображение

В 1929 году Бернгардт Шмидт решил проблему создания телескопа, свободного от комы и астигматизма и обладающего большим полем. В камере Шмидта используются вогнутое сферическое зеркало и коррекционная пластинка Шмидта, которая представляет собой почти плоское оптическое стекло, надлежащим образом заретушированное с одной стороны. Центральная часть пластинки действует как слабая положительная линза, внешняя часть пластинки - как слабая отрицательная линза. Такие оптические системы называются камерами Шмидта или системами Шмидта.

Рисунок Телескоп Шмидта

5) Тепловое излучение

5.1 Абсолютная температура

В астрономии температуру тел T принято измерять в К - кельвинах. Шкала кельвина(или абсолютная температурная шкала) - шкала, в которой температура замерзания воды принята равной 273,15 K, а температура ее кипения - 373,15 K. На практике часто используют приближенные значения: 273 и 373. Температуру, отсчитываемую по абсолютной шкале, называют абсолютной. Температуру, равную 0 К, называют абсолютным нулем.

Абсолютная температура

Абсолютная температура связана со средней кинетической энергией: E = 3/2 kT. Коэффициент k = 1,38•10-23 Дж/К называют постоянной Больцмана.

Изредка в астрономии, при сравнении температур планет и спутников планет, температуру t измеряют в градусах Цельсия (°С):

T = t + 273 К



Температурные шкалы

Напомним, что цена деления по шкале Кельвина и Цельсия одинакова. 1 градус Цельсия и 1 кельвин равны.

Полезно запомнить соотношение между средней кинетической энергией молекул идеального одноатомного газа и его температурой: 1 эВ = 7,74•103 К.

5.2 Основные понятия астрофотометрии

Практически вся информация из космоса поступает в виде электромагнитных волн. Область астрономии, которая занимается измерением количества энергии, приходящей к наблюдателю от небесных тел, называется астрофотометрией.

Основным понятием астрофотометрии является световой поток. Энергия электромагнитных волн, проходящая за единицу времени через площадку облучаемой поверхности, называется потоком излучения. Поток излучения характеризует мощность излучения и выражается в ваттах. Поток зависит от ориентации площадки.

Глаз человека воспринимает сравнительно узкий диапазон электромагнитных волн, он наиболее чувствителен к длинам волн около 550 нм. Поэтому выделенную из всего потока излучения мощность, на которую реагирует глаз человека, называют световым потоком Ц и выражают в люменах (лм). Световой поток, падающий на единичную площадку некоторой поверхности, называется освещенностью и обозначается E. Единица измерения освещенности E в физике - люкс (лк).

1 лк = 1 лм/м2.

Интенсивность (или яркость) I - это поток лучистой энергии, проходящий через единичную площадку (S), перпендикулярную данному лучу, в единице телесного угла (Щ) в единицу времени (Дt). Спектральная интенсивность - это интенсивность в единичном интервале частот (Дн). Стерадиан - телесный угол, вырезающий на сфере с центром в его вершине поверхность, площадь которой равна квадрату радиуса сферы R. Площадь поверхности сферы 4рR2, поэтому полный телесный угол равен 4р стерадиан. Тогда

I = ER2

Освещенности E1 и E2, создаваемые одним и тем же источником на расстояниях R1 и R2, изменяются обратно пропорционально квадратам этих расстояний:

Исторически сложилось, что в астрономии употребляются звездные величины. Они связаны с освещенностью следующей формулой:

5.3 Законы теплового излучения

Любое нагретое тело излучает электромагнитные волны. Чем выше температура тела, тем более короткие волны оно испускает. Тело, находящееся в термодинамическом равновесии со своим излучением, называют абсолютно черным (АЧТ). Излучение абсолютно черного тела зависит только от его температуры. В 1900 году Макс Планк вывел формулу, по которой при заданной температуре абсолютно черного тела можно рассчитать величину интенсивности его излучения.

Австрийскими физиками Стефаном и Больцманом был установлен закон, выражающий количественное соотношение между полной излучательной способностью и температурой черного тела:

е = уT4

Рисунок Излучение абсолютно черного тела

Этот закон носит название закон Стефана-Больцмана. Константа у = 5,67•10-8 Вт/(м2•К4) получила название постоянной Стефана-Больцмана.

Все планковские кривые имеют заметно выраженный максимум, приходящийся на длину волны



Этот закон получил название закон Вина. Так, для Солнца Т0 = 5 800 К, и максимум приходится на длину волны лmax ? 500 нм, что соответствует зеленому цвету в оптическом диапазоне.

С увеличением температуры максимум излучения абсолютно черного тела сдвигается в коротковолновую часть спектра. Более горячая звезда излучает большую часть энергии в ультрафиолетовом диапазоне, менее горячая - в инфракрасном.

5.4 Излучение абсолютно черного тела

Абсолютно черным телом (АЧТ) называется тело, находящееся в термодинамическом равновесии со своим излучением. Спектральная интенсивность энергии излучения такого тела определяется законом Планка (последняя формула в нижнем окне), а максимум энергии излучения приходится на длину волны лmax, которую можно найти по закону Вина. Полная энергия излучения (площадь под графиком) находится по закону Стефана-Больцмана (формула внизу слева).

Неплохим приближением абсолютно черного тела является наше Солнце. Однако в солнечном спектре можно найти несколько нехарактерных для АЧТ максимумов, соответствующих спектральным линиям водорода и гелия - самых распространенных на Солнце элементов.

Модель демонстрирует спектр абсолютно черного тела. В главном окне показан график зависимости спектральной интенсивности излучения от длины волны или частоты излучения. Переключение между этими двумя зависимостями осуществляется при помощи группы Зависимость от:.В окне ввода можно задать температуру абсолютно черного тела. При этом график будет подниматься или опускаться, изменяя свой цвет (этот цвет соответствует длине волны, на которую приходится максимум излучения).

БИБЛИОГРАФИЧЕСКИЙ СПИСОК

Волосов Д.С. Фотографическая оптика. М., «Искусство», 1971.

Гигантский Магелланов телескоп

Родионов С.А. Основы оптики. Конспект Лекций.-СПб: СПб ГИТМО (ТУ), 2000-167 с. Глава 4.Основные законы геометрической оптики

Русинов М.М. Композиция оптических систем. Л., «Машиностроение», 1989.

Сивухин Д.В. Общий курс физики. Оптика. М., «Наука», 1985.

Сивухин Д.В. Термодинамика и молекулярная физика. -- Москва: «Наука», 1990.

Спасский Б.И.. История физики. М., «Высшая школа», 1977.

Список астрономических инструментов

Список космических аппаратов в рентгеновскими и гамма - детекторами на борту

Статья “Нелинейная оптика”

Телескоп имени Хаббла