Спектрэлектромагнитного излучения, исследуемый в астрофизике. Прозрачность атмосферыЗемли.

Совокупность всех видов излучения называется спектром электромагнитного излучения.За единицу измерения энергии квантов обычно принимают электрон-вольт (эв). Это -энергия, которую приобретает свободный электрон, ускоренный электрическим полем с разностью потенциалов в 1вольт (в). Поэтому Кванты видимого света обладают энергиями в 2-3 эв и занимают лишь небольшую область электромагнитного спектра, исследуемого в астрофизике,. Между этими крайними видами электромагнитного излучения последовательно располагаются рентгеновские, ультрафиолетовые, визуальные (видимые) и инфракрасные лучи.Электромагнитное излучение обладает волновыми свойствами, проявляющимися в таких явлениях, как интерференция и дифракция. Поэтому, как и всякое колебание, его можно характеризовать длиной волны и частотой, произведение которых равно скорости распространения колебаний:У всех электромагнитных волн скорость распространения в вакууме одинакова и составляет 299 792 км/сек,

Указанные границы условны,и в действительности цвета излучения плавно переходят друг в друга. Излучение в видимой области спектра играет особенно большую роль в астрономии, так как оно сравнительно хорошо пропускается земной атмосферой Сильнее всего атмосфера поглощает коротковолновую область спектра,где находятся ультрафиолетовые, рентгеновские и гамма-лучи. Все они, кроме близкого ультрафиолета, доступны наблюдениям только с ракет и искусственных спутников, оснащенных специальной аппаратурой.В сторону длинных волн от видимой области спектра расположены инфракрасные лучи и радиоволны. Большая часть инфракрасных лучей, начиная примерно с длины волны в 1 микрон (мк), поглощается молекулами воздуха, главным образом молекулами водяных паров и углекислого газа. Наблюдениям с Земли доступно излучение только в некоторых, сравнительно узких "окнах" видимости между полосами молекулярного поглощения. Остальные участки спектра становятся доступными наблюдениям со сравнительно небольших высот и могут изучаться с аэростатов и шаров-зондов или (частично) на некоторых высокогорных обсерваториях.

Земная атмосфера прозрачна для радиоволн в диапазоне примерно от 1 см до 20 м. Волны короче 1 см, за исключением узких областей около 1 мм, 4,5 мм и 8 мм,полностью поглощаются.

35.Механизмы излучения космических тел в разных диапазонах спектра. Виды спектра: линейчатыйспектр, непрерывный спектр, рекомбинационное излучение.

Рекомбинационное излучение

Радиативная рекомбинация

При радиативной рекомбинации доля кинетической энергии рекомбинирующего электрона крайне мала в энергии испускаемого фотона hν = ξi + mev2 (ξi -потенциал ионизации уровня, на который рекомбинирует электрон. Так как почти всегда Ei>>mv₂/2, то большая часть выделяющееся энергии не тепловая. Поэтому радиативная рекомбинация в общем случае малоэффективна для охлаждения газа. Однако мощность излучения единицы объёма из-за радиативной рекомбинации для равновесной среды с Т<105 превосходит потери на тормозное излучение.

Диэлектронная рекомбинация

Диэлектронная рекомбинация состоит из двух этапов. Сначала энергичный электрон возбуждает атом или ион так, что образуется неустойчивой ион с двумя возбужденными электронами. Далее либо электрон испускается и ион перестаёт быть неустойчивым (автоионизация), либо испускается фотон с энергией порядка потенциала ионизации и ион вновь становиться устойчивым. Для того, чтобы возбудить атом нужен очень быстрый электрон, с энергией выше средней. Понижая количество быстрых электронов мы понижаем среднюю энергию системы, среда охлаждается. Данный механизм охлаждения начинает доминировать над радиативной рекомбинацией при T>105 К. то большая часть выделяющееся энергии не тепловая. Поэтому радиативная рекомбинация в общем случае малоэффективна для охлаждения газа. Однако мощность излучения единицы объёма из-за радиативной рекомбинации для равновесной среды с Т<105 превосходит потери на тормозное излучение.

Анализ изучения - наиболее важный астрофизический метод; с его помощью получена основная часть наших знаний о космических объектах.Тепловое излучение. Всякое, даже слабо нагретое тело излучает электромагнитные волны. Однако при низких температурах, не превышающих 1000 градусов по шкале Кельвина, излучаются главным образом инфракрасные лучи и радиоволны. По мере дальнейшего нагревания спектр теплового излучения меняется: во-первых,увеличивается общее количество излучаемой энергии, во-вторых, появляются лучи все более и более коротких длин волн - видимые, ультрафиолетовые, рентгеновские и т.д. При каждом данном значении температуры нагретое тело излучает сильнее всего в некоторой области спектра, определяющей видимый цвет объекта.. Однако точное распределение энергии и конкретный вид спектра в общем случае зависят не только от температуры, но и от химического состава и физического состояния светящегося тела.Излучение абсолютно черного тела. Особую роль играет один частный случай, для которого законы теплового излучения имеют наиболее простой вид. Если излуч тело полностью изолировать от окруж среды идеально теплонепроницаемыми стенками, то после того как всюду в его пределах температура станет одинаковой, оно придет в состояние теплового равновесия. Однако часто встреч усл, близкие к термодинамич равновесию, например, когда излучающее тело, скажем,внутренние слои звезды, окружено сильно непрозрачным слоем газа - атмосферой.

закон смещения максимума излучения Вина: с увелич температуры макс излучения абсолютно черного тела смещается в коротковолновую область спектра.По мере увеличения температуры меняется не только цвет излучения, но и его мощность.

Доля излучения, поглощаемая данным телом в некотором участке спектра, называется поглощательной способностью. Поэтому для абсолютно черного тела отношение излучательной и поглощательной способности равно функции Планка. Элементарные процессы излучения и поглощения. Разреженные газы дают линейчатые спектры, в которых излучение сосредоточено в узких участках - ярких спектральных линиях,характеризующихся определенными значениями длин волн. Расположение и количество спектральных линий в различных участках спектра зависит от химического состава излучающего газа, а также от его температуры и плотности.

При некотором критическом значении внутренней энергии электрон отрывается от атома и начинает двигаться как свободная частица. Этот процесс наз ионизацией, а критическое значение энергии - энергией ионизации.. Если энергия ионизующей частицы или кванта превышает энергию ионизации,то оторванный электрон получает вдобавок остаток этой энергии в виде кинетической энергии своего свободного движения. Это является причиной, например, того, что горячие звезды, излучающие много ультрафиолетовых квантов,нагревают вокруг себя газ: каждый мощный квант, поглощенный нейтральным атомом,не только ионизует его, но и придает электрону большую скорость; сталкиваясь с другими свободными частицами, оторванные электроны отдают им часть своей кинетической энергии, нагревая тем самым газ.

Встречаясь с ионом, электрон может вернуться "на место" в связанное с атомом состояние, выделяя при этом квант с энергией, равной сумме своей кинетической энергии и энергии ионизации. В результате такой рекомбинации возникает другой важный тип излучения, имеющий непрерывный спектр. В отличие от линейчатого, в нем интенсивность плавно меняется в пределах большой области.Медленные электроны, скорость которых близка к нулю, рекомбинируя, образуют кванты с энергиями, близкими к энергии ионизации. Все остальные электроны,имеющие большие скорости, дают более коротковолновое излучение. Поэтому непрерывное излучение, образующееся при рекомбинации свободных электронов на каждый Данный энергетический уровень атома, имеет резкую границу с красного конца спектра. В коротковолновой области оно постепенно ослабевает. Это связано с тем, что более мощные кванты возникают при рекомбинации более быстрых электронов, количества которых при данной температуре газа, как мы видели,экспоненциально убывает.Непрерывный спектр (континуум) в виде слабого фона наблюдается в спектрах наиболее плотных и ярких туманностей, в которых велика общая масса светящегося газа.

36 Астрофотометрия. Звёздная величина (визуальная и фотографическая).

Звездной величиной m называется взятый со знаком минус логарифм по основанию 2,512 от освещенности Е, создаваемой данным объектом на площадке, перпендикулярной к лучам. Звездная величина солнца -26,8 Луны -12,7. Связь между звездными величинами и освещенностями выражается формулой Погсона: m1-m1=-2.5 * lg(E1/E2), где m1 и m1, Е1,Е2– звездные величины 2 светящихся объектов и их освещенности. Для удаленных объектов справедлива формула: Е=В* Ω, где В – яркость объекта, Ω – телесный угол, под которым он виден ан небесной сфере. Звездная величина М называется абсолютной, если объект находится на раст 10 пк. Тогда М=m+5-5*lgr, где r – расстояние до объекта в парсеках. Светимостью звезды L?называется поток энергии, излучаемый звездой по всем направлениям. Светимость L и абсолютная величина М связаны: М1-М2 = -2.5 * lg (L1/l2). В зависимости от спектрального состава излучения и типа фотоприемника различные величины, измеренные в разных спектральных интервалах, даже одного и того же объекта могут не совпадать. Связь между ними может быть выражена с помощью специальных соотношений и таблиц. Наиболее известная 12-цветная фотометрическая система Джонсона. ВИЗУАЛЬНАЯ ЗВЕЗДНАЯ величина (mn) - звездная величина, определяемая прямым наблюдением и отвечающая спектральной чувствительности человеческого глаза (максимум чувствительности приходится на длину волны 0,55 мкм).

37 Свойства излучения и основы спектрального анализа: законы Планка, Рэлея-Джинса, Стефана-Больцмана, Вина.

Анализ изучения — наиболее важный астрофизический метод; с его помощью получена основная часть наших знаний о космических объектах.Излучательная способность абсолютно черного тела может быть вычислена по формуле Планка

Излучательная способность el определяется так, что произведение el dl равно потоку, излучаемому 1 см2 поверхности тела по всем направлениям, в интервале спектра от l до l + dl. Поэтому ее размерность составляет эрг/см2× сек× см = эрг/см3× сек. Если выражение разделить на p, то получится яркость излучающей поверхности. Все планковские кривые имеют заметно выраженный максимум, приходящийся на длину волны max=0,290 см * град / Т если ее выражать в сантиметрах. Это закон смещения максимума излучения Вина: с увеличением температуры максимум излучения абсолютно черного тела смещается в коротковолновую область спектра. По мере увеличения температуры меняется не только цвет излучения, но и его мощность. Мощность излучения абсолютно черного тела пропорциональна четвертой степени температуры (закон Стефана — Больцмана). Каждый квадратный сантиметр поверхности абсолютно черного тела излучает за 1 сек по всем направлениям во всех длинах волн энергию e = sT 4,

где s = 5,67×10 -5 эрг/сек× см2× град4 — постоянная Стефана — Больцмана. Поскольку e дает поток излучения, оно имеет размерность эрг/см2× сек и численно равно площади, ограниченной кривой Планка и осью абсцисс. По обе стороны от максимума Излучательная способность, описываемая формулой Планка, убывает по-разному. В области коротких волн (фиолетовый конец спектра) знаменатель второго сомножителя в формуле Планка велик, и единицей можно пренебречь. Тогда получаем формулу Вина

описывающую очень крутое падение излучательной способности у фиолетового конца спектра. Формула Планка переходит в формулу Рэлея — Джинса:

Таким образом, в длинноволновой части спектра излучательная способность пропорциональна температуре. Пропорциональность потока излучения температуре позволяет выражать интенсивность наблюдаемого радиоизлучения через температуру абсолютно черного тела, имеющего такую же лучеиспускательную способность. Возникновение линейчатых спектров связано с беспрестанно меняющейся внутренней энергией атомов, то поглощающих, то вновь излучающих энергию.