Реферат: Астрофизика

изображения совмещенными. Если какая-либо звезда заметно сместилась, она

«выскочит» из картинной плоскости. Блинк-микроскоп отличаются от

стереокомпаратора тем, что специальной заслонкой можно закрывать либо одно,

либо другое изображение. Если эту заслонку быстро колебать, то можно

сравнивать не только положения, но и величины изображений звезд на обеих

пластинках. Изменение положения или изменение звездной величины при этом

легко обнаруживаются. Точные измерения положения звезд не пластинках

производятся на координатных измерительных приборах.

Почернение негатива приблизительно определяется произведением освещенности E

на продолжительность экспозиции t. Этот закон называется законом

взаимозаместимости. Он выполняется более или менее хорошо лишь в ограниченном

интервале освещенности. Для каждого сорта эмульсии, при которых он наиболее

эффективен. В частности, очень чувствительные кино- и фотопленки,

предназначенные для коротких экспозиций, не пригодны для длительных,

применяемые в астрономии.

Фотография позволяет проводить фотометрические исследования астрономических

объектов, т.е. определять количество их яркость и звездную величину. Для

этого необходимо знать зависимость почернения негатива от освещенности –

провести калибровку негатива. Чтобы измерить степень почернения, надо

пропустить сквозь негатив световой пучок, интенсивность которого

регистрируется. Тогда почернения D можно выразить через оптическую плотность

негатива:

(10)

где J0 – интенсивность падающего пучка,

J – интенсивность пучка, прошедшего сквозь негатив.

Зависимость

(11)

Называется характеристикой кривой эмульсии (рисунок ). Можно выделить три

участка или области характеристической кривой: область недодержек, где

крутизна кривой уменьшается с уменьшением Et, область нормальной экспозиции,

где крутизна максимальная и зависимость почти линейная, и область передержек,

где крутизна уменьшается с увеличением Et. При правильно выбранной экспозиции

почернение должно соответствовать линейному участку. Чтобы построить

характеристическую кривую, на эмульсию впечатывается изображение нескольких

(обычно порядка 10) площадок, освещенность которых находится в известном

отношении. Эта операция называется калибровкой негатива.

Зная характеристическую кривую, можно сравнивать освещенности,

соответствующие различным точкам негатива, и в случае протяженных объектов,

таких как туманности или планеты, построить их щофоты. Этого достаточно для

относительной фотометрии (т.е. измерения отношения яркости и блеска). Для

абсолютной фотометрии (т.е. измерение абсолютных значений яркости и блеска)

необходимо провести, кроме калибровки, еще и стандартизацию. Для

стандартизации надо впечатать на эмульсию изображение площадки с известной

яркостью (для протяженных источников) или иметь на негативе звезды с

известными звездными величинами. При относительной фотометрии точечных

объектов калибровка делается обычно по звездам с известным блеском.

Для измерения почернения негатива применяются фотоэлектрические

микрофотометры. В этих приборах интенсивность светового пучка, прошедшего

сквозь негатив, измеряется фотоэлементом.

Главный недостаток фотографической пластинки приемника излучения – это

нелинейная зависимость почернения от освещенности. Кроме того, почернение

зависит от условий обработки. В результате точность фотометрических

измерений, производимых фотографическим методом, обычно не превышает 5-7 %.

1.4 Спектральные наземные исследования.

Рассмотрим основные типы спектральных приборов, применяемых в астрономии.

Впервые спектры звезд и планет начал наблюдать в прошлом веке итальянский

астроном Секки. После его работ спектральным анализом занялись многие

астрономы. Вначале использовались визуальный спектроскоп, потом спектры стали

фотографировать, а сейчас применяются также и фотоэлектрическая запись

спектра. Спектральные приборы с фотографической регистрацией спектра обычно

называют спектрографами, а с фотоэлектрической – спектрометрами.

На рисунке дана оптическая схема призменного спектрографа. Перед призмой

находятся щель и объектив, которые образуют коллиматор. Коллиматор посылает

на призму параллельный пучок лучей. Коэффициент преломления материала призмы

зависит от длины волны. Поэтому после призмы параллельные пучки,

соответствующие различным длинам волн, расходятся под различными углами, и

второй объектив (камера) дает в фокальной плоскости спектр, который

фотографируется. Если в фокальной плоскости камеры поставить вторую щель, то

спектрограф превратиться в монохроматор. Перемещая вторую щель по спектру или

поворачивая призму, можно выделять отдельные более или менее узкие участки

спектра. Если теперь за выходной щелью монохроматора поместить

фотоэлектрический приемник, то получится спектрометр.

В настоящее время наряду с призменными спектрографами и спектрометрами широко

применяются и дифракционные. В этих приборах вместо призмы диспергирующим

(т.е. разлагающим на спектр) элементом является дифракционная решетка.

Наиболее часто используется отражательные решетки.

Отражательная решетка представляет собой алюминированое зеркало, на котором

нанесены параллельные штрихи. Расстояние между штрихами и их глубина сравнимы

с длинной волны. Например, дифракционные решетки, работающие в видимой

области спектра, часто делаются с расстоянием между штрихами 1,66 мк (600

штрихов на 1 мм). Штрихи должны быть прямыми и параллельными друг другу по

всей поверхности решетки, и расстояние между ними должно сохраняться

постоянным с очень высокой точностью. Изготовление дифракционных решеток,

поэтому является наиболее трудным из оптических производств.

Получая спектр с помощью призмы, мы пользуемся явлением преломления света на

границе двух сред. Действий дифракционной решетки основано на явлении другого

типа – дифракция и интерференция света. Заметим, что она дает, в отличии от

призмы, не один, а несколько спектров. Это приводит к определенным потерям

света по сравнению с призмой. В результате применения дифракционных решеток в

астрономии долгое время ограничивалось исследованиями Солнца. Указанный

недостаток был устранен американским оптиком Вудом. Он предложил придавать

штрихам решетки определенный профиль, такой, что большая часть энергии

концентрируется в одном спектре, в то время как остальные оказываются сильно

ослабленными. Такие решетки называются направленными или эшелеттами.

Основной характеристикой спектрального прибора является спектральная

разрешающая сила

(12)

где Dl - минимальный промежуток между двумя близкими линиями, при котором они

регистрируются как раздельные. Чем больше разрешающая сила, тем более

детально может быть исследован спектр и тем больше информации о свойствах

излучающего объекта может быть в результате получено. Спектральные аппараты с

направленными дифракционными решетками, при прочих равных условиях, могут

обеспечить более высокую разрешающую силу, чем призменные.

Другой важной характеристикой спектральных аппаратов является угловая дисперсия

(13)

Где Da - угол между параллельными пучками, прошедшими диспергирующий элемент

и различающимися по длине волны на Dl.

Величина

(14)

Где f – фокусное расстояние камеры, называется линейной дисперсией, которая

выражает масштаб спектра в фокальной плоскости камеры и обозначается либо в

миллиметрах на ангстрем, либо (для малых дисперсией) в ангстремах на

миллиметр. Так, дисперсия спектрографа 250 Å/мм, означает, что один

миллиметр на спектрограмме соответствует интервалу длин волн Dl=250Å.

Особенности оптической схемы и конструкции астрономических спектральных приборов

сильно зависит от конкретного характера задач, для которых они предназначены.

Спектрографы, построенные для получения звездных спектров (звездные

спектрографы), заметно отличаются от небулярных, с которыми исследуются спектры

туманностей. Солнечные спектрографы тоже имеют свои особенности. Реальная

разрешающая сила астрономических приборов зависит от свойств объекта. Если

объект слабый, т.е. от него приходит слишком мало света, то его спектр нельзя

исследовать очень детально, так как с увеличением разрешающей силы количество

энергии, приходящей на каждый разрешаемый элемент спектра, уменьшается. Поэтому

самую высокую разрешающую силу имеют, естественно, солнечные спектральные

приборы. У больших солнечных спектрографов она достигает 106.

линейная дисперсия этих приборов достигает 10 мм/Å (0,1 Å/мм).

При исследовании наиболее слабых объектов приходится ограничиваться

разрешающей силой порядка 100 или даже 10 и дисперсиями ~1000 Å/мм.

Например, спектры слабых звезд получаются с помощью объективной призмы,

которая является простейшим астрономическим спектральным прибором.

Объективная призма ставиться прямо перед объективом телескопа, и в

результате изображение звезд растягиваются в спектр. Камерой служит сам

телескоп, а коллиматор не нужен, поскольку свет от звезды приходит в виде

параллельного пучка. Такая конструкция делает минимальными потери света из-за

поглощения в приборе. На рисунке приведена фотография звездного поля,

полученная с объективной призмой.

Грубое представление о спектральном составе излучения можно получить с

помощью светофильтров. В фотографической и визуальной областях спектра часто

применяют светофильтры из окрашенного стекла. На рисунке приведены кривые,

показывающие зависимость пропускания от длины волны для некоторых

светофильтров, комбинируя которые с тем или иным приемником, можно выделить

участки не уже нескольких сотен ангстрем. В светофильтрах из окрашенного

стекла используется зависимость поглощения (абсорбции) света от длины волны.

Светофильтры этого типа называются абсорбционными. Известны светофильтры, в

которых выделение узкого участка спектра основано на интерференции света. Они

называются интерференционными и могут быть сделаны довольно узкополосными,

позволяющими выделять участки спектра шириной в несколько десятков ангстрем.

Еще более узкие участки спектра (шириной около 1 ангстрема) позволяют

выделять интерференционнополяризационные светофильтры.

С помощью узкополосных светофильтров можно получить изображение объекта в

каком-либо интересном участке спектра, например, сфотографировать солнечную

хромосферу в лучах Ha (красная линия в бальмеровской серии спектра водорода),

солнечную корону в зеленой и красной линиях, газовые туманности в эмиссионных

линиях.

Для солнечных исследований разработаны приборы, которые позволяют получить

монохроматические изображения в любой длине волны. Это – спектрогелиограф и

спектрогелиоскоп. Спектрогелиограф представляет собой монохроматор, за

выходной щелью которого находится фотографическая кассета. Кассета движется с

постоянной скоростью в направлении, перпендикулярном выходной щели, и с такой

же скоростью в плоскости выходной щели перемещается изображение Солнца. Легко

понять, что в этом случае на фотографической пластинке получиться изображение

Солнца в заданной длине волны, называемое спектрограммой. В

спектрогелиоскопе, перед выходной щелью и после выходной щели устанавливаются

вращающиеся призмы с квадратным сечением. В результате вращения первой призмы

некоторый участок солнечного изображения периодически перемещается в

плоскости входной щели. Вращение обеих призм согласованно, и если оно

происходит достаточно быстро, то, наблюдая в зрительную трубу вторую щель, мы

видим монохроматическое изображение Солнца.

2 Достижения современной оптической

астрономии.

2.1 Использование

ПЗУ-матриц ЭВМ.

Развитие физики твердого тела и достижения в области твердотельной технологии

обеспечили возможность промышленного изготовления стабильных фотоприемников,

пригодных для эксплуатации в инфракрасной бортовой оптико-электронной

аппаратуре. Успехи в этих областях знаний позволили создать в последние годы

линейки и матрицы приемников с высокой плотностью чувствительных элементов.

Для формирования выходного сигнала аппаратуры необходимо поочередно измерить

электрические сигналы, поступающие с каждого элемента линейки. Можно сказать,

должно быть обеспечено последовательное подключение электрических проводников

от отдельных элементов к общему выходу.

Путем такого «опроса» чувствительных площадок, расположенных в ряд,

вырабатывается электрический сигнал, соответствующий одной строке

изображения. Процесс переключения электрических цепей чувствительных

элементов в аппаратуре осуществляется специальным электронным переключателем

последовательного действия. В итоге линейка приемников обеспечивает строчное

сканированное изображение электронным, а не механическим способом.

В новейших, наиболее перспективных образцах инфракрасной аппаратуры все чаще

используются твердотельные схемы, обеспечивающие прием и обработку сигнала с

линейки или матрицы в одном устройстве. Первых два коротких сообщения группы

американских исследователей об этой новой идее в области физики твердого тела

и об ее экспериментальной проверке появились в 1970 году. Приборы с зарядовой

связью – так был назван этот класс устройств – привлекали к себе чрезвычайный

интерес и за прошедшие после их изобретения годы нашли самое широкое

применение в устройствах формирования изображений в вычислительной технике, в

устройствах отображения информации.

С точки зрения физики приборы с зарядовой связью интересны тем, что

электрический сигнал в них представлен не током или напряжением, а

электрическим зарядом. Основной принцип их действия изображен на рисунке .

прибор с зарядовой связью представляет собой линейку электродов на изолирующей

основе, нанесенной на поверхность тонкой пластины полупроводника. Обычно под

металлическими под металлическими электродами расположен изолирующий слой

окисла SiO2, а в качестве полупроводникового материала используется

Si. В результате образуется как бы сэндвич: металл – окисел – полупроводник

(рисунок ).

В приборах с зарядовой связью появляется возможность, подавая напряжение на

металлические электроды, воздействовать через изолятор на положение

энергетического уровня, сдвигая его вниз от горизонтальной линии в местах

расположения электродов. В итоге на границе раздела Si – SiO2

энергетическая диаграмма будет представлять собой не ровную, а холмистую

поверхность, на которой впадины будут расположены под теми электродами, к

которым приложено напряжение.

Для наглядности впадины этого рельефа на энергетической диаграмме

представляют в виде ямы с плоским дном и вертикальными стенками. На рисунке

, б изображены такие прямоугольные потенциальные ямы, сформированные с

помощью напряжений, приложенных к электродам. Чем выше напряжение на

электроде, тем глубже яма под данным электродом в месте его расположения.

Когда фотон попадает на чувствительный к излучению Si и создает электронно-

дырочную пару, то электрон стекает в ближайшую потенциальную яму. При

дальнейшем облучении образца электроны будут накапливаться и сохраняться в

соответствующих потенциальных ямах.

Для совокупности электронов, захваченных потенциальной ямой, физики также

придумали образное название, ставшее общепризнанным, - «зарядовый пакет».

Такие зарядовые пакеты в соответствии с изложенным механизмом будут возникать

на поверхности полупроводника

2.2 Использование спутниковых систем

Земли для определения расстояния до звезд.

Определение расстояний до тел солнечной системы основано на измерении их

горизонтальных параллаксов. Параллаксы, определенные по параллактическому

смещению светила, называются тригонометрическими.

Зная горизонтальный экваториальный параллакс Pо светила, легко определить его

расстояние от центра Земли (рисунок ). Действительно, если То=Ro есть

экваториальный радиус Земли, ТМ=D - расстояние от центра Земли до светила М,

a угол Р – горизонтальный экваториальный параллакс светила Ро, то из

прямоугольного треугольника ТОМ имеем

(15)

Для всех светил, кроме луны, параллаксы очень малы. Поэтому формулу (15)

можно написать иначе, положив

(16)

а именно,

(17)

Расстояние D получается в тех же единицах, в которых выражен радиус Земли Rо. По

формуле (17) определяются расстояния до тел Солнечной системы. Быстрое развитие

радиотехники дало астрономам возможность определять расстояние до тел Солнечной

системы радиолокационными методами. В 1946 году была произведена радиолокация

Луны, а в 1957 – 1963 годах – радиолокация Солнца, Меркурия, Венеры, Марса и

юпитера. По скорости распространения радиоволн с=3*105 км/сек и по

промежутку времени t (сек) прохождения радиосигнала с земли до небесного тела и

обратно легко вычислить расстояние до небесного тела

(18)

Расстояние до звезд определяются по их годичному параллактическому смешению,

которое обусловлено перемещением наблюдателя (вместе с Землей) по земной

орбите (рисунок ).

Угол, под которым со звезды был бы виден средний радиус земной орбиты при

условии, что направление на звезду перпендикулярно к радиусу, называется

годичным параллаксом звезды p. Если СТ=a есть средний радиус земной орбиты,

МС=D - расстояние звезды М от солнца С, а угол p - годичный параллакс звезды,

то из прямоугольного треугольника СТМ

(19)

годичные параллаксы звезд меньше 1¢¢, и поэтому

(20)

Расстояние D по этим формулам получается в тех же единицах, в которых

выражено среднее расстояние а Земли от Солнца.

Если расстояние до небесных тел очень велики, то выражать их в километрах

неудобно, так как получается очень большие числа, состоящие из многих цифр,

поэтому в астрономии, помимо километров, приняты следующие единицы

расстояний:

- астрономическая единица (а.е) – среднее расстояние Земли от Солнца;

- парсек (пс) – расстояние, соответствующее годичному параллаксу в 1¢¢;

- световой год – расстояние, которое свет проходит за один год,

распространяясь со скоростью около 300000 км/сек. Если астрономическую единицу

принять равной 149600000 км, то 1 пс=30,86*1012 км= 206263 а.е.=3,26

светового года; 1 световой год=9,460*1012 км=63240 а.е.=0,3067 пс.

В а.е. обычно выражаются расстояния до тел солнечной системы. Например,

Меркурий находится от Солнца на расстоянии 0,387 а.е, а Плутон – на

расстоянии 39,75 а.е.

Расстояние до небесных тел, находящихся за пределами солнечной системы,

обычно выражаются в парсеках, кило парсеках (1000 пс) и мега парсеках

(1000000 пс), а также в световых годах. В этих случаях

и

Ближайшая к Солнцу звезда «проксима Центавра» имеет годичный параллакс

p=0¢¢,762. следовательно, она находится от нас на расстоянии 1,31 пс

или 4,26 светового года.

Чтобы перейти от видимого положения звезд на небе к действительному их

распределению в пространстве, необходимо знать расстояние до них.

Непосредственным методом определения расстояния до звезд является измерение их

годичных параллаксов. Однако этим способом параллаксы могут быть найдены только

Страницы: 1, 2, 3, 4, 5