---

<< 3. Особенности и физические | Оглавление | 3.2 Телескопы и приемники >>

Разделы

• 3.1.1 Пропускание света земной атмосферой
• 3.1.2 Пропускание света межзвездной средой
• 3.1.3 "Точечные" и "протяженные" источники

---

3.1 Основная задача наблюдательной астрономии

Главная отличительная особенность приема информации в астрономии - невозможность поставить "эксперимент" в привычном для физики смысле этого слова. Нвозможно специальным образом "подготовить" исследуемый объект или вообще как-то повлиять на него. По причине конечности скорости света, изучая сигнал от какого-либо источника, мы изучаем физические процессы, происходившие в нем многие сотни, тысячи и даже миллиарды лет назад. Поэтому очень точно говорят об астрономических наблюдениях, т.е. о пассивном приеме информации от источника. Таким образом, прием и изучение временных и спектральных характеристик сигнала от астрономических источников является главным способом исследования их физического состояния и эволюции. Для получения ясной физической карины об исследуемом классе объектов (например, звездах или галактиках) нужно проводить наблюдения по возможности большего их числа на разных стадиях их эволюции.

Основной информационный канал в астрономии до сих пор связан с изучением электромагнитного излучения. Все пространство пронизано излучением света звезд, межзвездного газа и пыли, межгалактического горячего газа, реликтовым микроволновым излучением. Поэтому возникает задача (А) отделить положения источников на небесной сфере друг от друга и (Б) выделить сигнал от отдельного источника среди естественного шума. ^3.1

3.1.1 Пропускание света земной атмосферой

Сильное взаимодействие электромагнитного излучения с веществом атмосферы Земли пирводит к тому, что наземные астрономические наблюдения возможны лишь в узких "окнах прозрачности" в оптическом, ИК и радиодиапазоне (см. Рис. 3.1). Поглощение ИК-фотонов происходит главным образом молекулами воды, кислорода и углекислого газа в тропосфере. УФ и более жесткое излучение поглощается молекулярным и атомарным кислородом и азотом, а поглощение в ближнем УФ осуществляется в основном озоном на высотах 20-30 км над поверхностью Земли (озоновый слой). Начиная с высот 20-30 км атмосфера становится практически прозрачной для фотонов с энергией выше 20 кэВ. Непрозрачность атмосферы в декаметровом радиодиапазоне обусловлена отражением от ионосферы, которая находится на высотах от 90 км и выше.

Из рисунка видно, что почти вся ИК-область спектра и жесткое рентгеновское и гамма-излучение могут наблюдаться с аппаратурой, поднятой на аэростатах и самолетах выше 20-30 км. Наблюдения УФ и рентгеновских квантов возможны только с больших высот или из ближнего космоса.

3.1.2 Пропускание света межзвездной средой

Межзвездная среда заполнена разреженным ионизованным и нейтральным водородом, пылью и молекулярными облаками. Электромагнитное излучение при распространении по такой среде испытывает поглощение и рассеяние, что в значительной степени сказывается на возможностях наблюдений удаленных астрономических источников.

В области радиоволн поглощение практически отсутствует, а ионизованная компонента межзвездной среды ответственна за дисперсию радиосигнала (см. лекцию Межзвездная среда). Основное поглощение в ИК, оптическом и УФ диапазоне (0.1-20 мкм) обусловлено межзвездной пылью. Пылинки поглощают УФ и видимое излучение звезд, перерабатывая его в фотоны меньших энергий. Характерная особенность межзвездного поглощения в этой области является селективность, т.е. сильная зависимость от длины волны. Эта зависимость немонотонна, имеется раяд особенностей, но в среднем поглощение в синей части спектра сильнее, чем в красной, из-за чего межзвездное поглощение приводит к покраснению источников света. В видимом диапазоне (  А) кривая поглощения приблизительно следует закону . Величина межзвездного поглощения, рассчитанная на единицу пути, изменяется в широких пределах и зависит от направления. Наибольшее поглощение - в галактической плоскости, где сосредоточена большая часть газо-пылевых комплексов. В окрестностях Солнца в плоскости Галактики оптическая толщина около 2 на 1 кпк, причем наибольший вклад в поглощение дают облака (6-10 облаков нв 1 кпк). В некоторых направлениях оптическая толща может достигать нескольких десятков (т.н. уголльные мешки). Поглощение уменьшается с удалением от плоскости Галактики по закону косеканса, выходя на примерно постоянный уровень для галактических широт . Установлена связь между оптической толщой для поглошения в оптическом диапазоне (полоса V) и числом атомов нейтрального водорода на луче зрения в столбе сечением 1 см:

Эта связь отражает корреляцию содержания пыли и газа в межзвездной среде. При средней концентрации частиц междзвездной среды см поглощение в оптике становится заметным, когда на луче зрения набирается атомов/см, т.е. при прохождении расстояния около 1 кпк. Из-за крайней неоднородности межзвездной среды, однако, в окнах прозрачности имеется возможность "заглядывать" на гораздо большие расстояния.

В более коротковолновой области основное поглощение связано с нейтральным газом (гл. образом водородом) и другими хим. элементами. Основная причина поглощения жестких фотонов - фотоэффект (выбивание фотонами электронов, заполняющих различные оболочки в хим. элементах). Если энергия упавшего фотона равна , он может выбить из атома электрон с энергией связи , а оставшаяся энергия переходит в кинетическую энергию выбитого электрона. Энергии, при которых , называются пределами поглощения, т.к. выброс электронов с этих уровней фотонами меньших энергий невозможен. При более высоких энергиях сечение фотопоглощения с данного уровня быстро уменьшается . Например, порог ионизации водорода 13.6 эВ соответствует длине волны фотона 912 А, поэтому излучение с длиной волны короче 912 A очень сильно поглощается в межзвездной среде. Эффективное сечение фотоионизации атомами межзвездной среды показано на Рис. 3.2. Для данного элемента сечение фотоионизации равно нулю для энергии фотона ниже порога ионизации с самого внутреннего -уровня. На графике видны скачки поглощения на -уровнях различных элементов вплоть до железа. При наблюдениях в рентгеновском диапазоне (0.1-100 кэВ) с низким спектральным разрешением -скачки не поддаются разрешению, поэтому связь оптической толщины в этом диапазоне с числом атомов водорода на луче зрения дается соотношением

Из-за резкой зависимости от энергии при  MэВ фотопоглощение не играет заметной роли.

При наличии свободных электронов в среде для жестких рентгеновских фотонов с энергией 10 кэВ преобладающим становится комптоновское рассеяние на свободных электронах (см. Рис. 3.2). Сечение комптоновского рассеяния практически не зависит от энергии фотона вплоть до энергий , где - масса покоя электрона, и равно томсоновскому сечению рассеяни на свободном электроне  см. Для более энергичных фотонов сечение рассеяния уменьшается (формула Кляйна-Нишины). Если в атоме электронов, то полное сечение рассеяния для него равно . Рассеяние на ядрах всегда в меньше.

Для гамма-квантов с энергией  МэВ определяющим процессом может оказаться рождение электрон-позитронных пар. Однако рождение пар из-за сохранения импульса невозможно в вакууме, оно происходит или в поле ядра или в магнитном поле. Прохождение жестких квантов и энергичных частиц через вещество часто характеризуют величиной проницаемости, обратной непрозрачности [г/см] (фактически это длина пробега, умноженная на плотность). Для гамма-квантов высоких энергий ( MэВ) проницаемость вещества примерно равна проницаемости для заряженных частиц с той же самой энергией и численно равна г/см. Из рисунка видно, что вся Галактика "прозрачна" для фотонов, начиная с мягкого рентгеновского диапазона ( A).

3.1.3 "Точечные" и "протяженные" источники

Из-за дифракции света на объективе телескопа изображение любого объекта в фокальной плоскости имеют конечный размер , где - длина волны излучения, - диаметр объектива. Разрешающей способностью астрономического телескопа называют минимальный угловой размер изображения, который строит данный телескоп. Как будет показано ниже, для крупных наземных телескопов разрешающая способность ограничена влиянием турбулетности в атмосфере, через которую проходит свет прежде чем достигнуть телескопа. По своим угловым размерам астрономические источники можно разделить на 2 широких класса - точечные и протяженные. У точечного (протяженного) источника угловые размеры меньше (больше) разрешающей способности телескопа. Ясно, что в пределе бесконечно высокого углового разрешения любой источник перестает быть точечным.

Прежде всего покажем, что от "точечного" источника излучения телескоп может регистрировать только поток излучения (а не интенсивность). Рассмотрим сферический излучатель (звезду) с радиусом на расстоянии от наблюдателя. Введем систему координат с осью , направленной к набллюдателю. Пусть - расстояние перпендикулярное к этой оси. Круговое кольцо на поверхности звезды, видимое из центра звезды под углом относительно луча зрения, имеет в проекции на нормаль к лучу зрения площадь . Наблюдатель видит эту площадь под телесным углом . Интенсивность с площадки звезды в направлении к наблюдателю . Энергия, принимаемая в единицу времени единичной площадкой (детектором), перпендикулярной к лучу зрения, (фактически поток), от бесконечно малой площадки на поверхности звезды есть . Интегрируя по диску звезды, получаем

где - поток, излучаемый вблизи поверхности звезды.

Таким образом, если источник для данного телескопа "точечный", то регистрируется только поток излучения, а не интенсивность. Однако если известен угловой диаметр звезды, наблюдаемой как "точечный" источник, принимаемый поток можно по формуле (3.3) пересчитать в поток, испускаемый вблизи поверхности звезды . Тогда если поле излучения вблизи поверхности изотропно (т.е. интенсивность выходящего излучения из фотосферы звезды не зависит от угла, чего реально в звездах практически никогда не встречается), то , и можно изучать непосредственно интенсивность выходящего излучения, которая несет максимальную информацию об излучающем веществе.

Для "протяженного" источника, напротив, можно непосредственно наблюдать интенсивность выходящего излучения (часто употребляют термин яркость), усредненную в пределах разрешающей способности телескопа. Самое высокое угловое разрешение достигается в радиодиапазоне, поэтому для радиоисточников с известными угловыми размерами для характеристики излучения часто используют понятие яркостной температуры (см. конец предыдущей лекции), т.к. в радиодиапазоне (Рэлей-Джинсовская область) она пропорциональна интенсивности выходящего излучения .

---

<< 3. Особенности и физические | Оглавление | 3.2 Телескопы и приемники >>

Публикации с ключевыми словами: звезды - Межзвездная среда - Космология - теоретическая астрофизика - астрофизика Публикации со словами: звезды - Межзвездная среда - Космология - теоретическая астрофизика - астрофизика
См. также: Звезды, пыль и туманность в NGC 6559 25 самых ярких звезд на ночном небе Анимация: черная дыра разрушает звезду Разложение далекого света Сравнение размеров звезд Самая далекая из всех известных звезд? Формирование галактик в магнитной Вселенной Все публикации на ту же тему >>