Предыдущая страница реферата | 1  2  3  4  5

Определение избытков цвета дает возможность оценить, например, межзвездное поглощение и металличность (долю тяжелых элементов) звезд.

Наконец, создаваемая источником освещенность, просуммированная по всем участкам спектра, определяет его болометрическую звездную величину. Ее непосредственное определение возможно только во внеатмосферных экспериментах с использованием болометра (интегрального приемника излучения). Болометрические абсолютные звездные величины звезд лежат в пределах от -10m до +18m. Болометрическая величина обычно определяется не из наблюдений, а через болометрическую поправку Db- разность между болометрической звездной величиной и звездной величиной в одной из фотометрических систем (обычно U, B или V). Если система не указывается, то под болометрической поправкой подразумевается разность между болометрической величиной и фотовизуальной величиной V. Болометрическая поправка является функцией эффективной температуры Тэ звезды (температуры абсолютно черного тела, с единицы поверхности которого в единицу времени излучается энергия L/(4*p*R2), где L - светимость этой звезды во всех спектральных диапазонах, а R - ее радиус) и характеризует разницу между полным излучением звезды и ее излучением в оптическом диапазоне. Условно принято, что болометрическая звездная величина звезд спектральных классов F3-F5 (Тэ = 6500-7000 K) равна их фотовизуальной величине V (Db = 0), поскольку для таких звезд наибольшая доля излучаемой энергии приходится на видимый диапазон, в то время как у более горячих она смещается в ультрафиолетовую область, у более холодных - в инфрокрасную. Для всех остальных звезд болометрическая поправка отрицательна. Для Солнца (Тэ = 5785 К) Db = -0m.08, для горячих звезд класса В0 (Тэ = 28000 K) Db ~ -2m.8, для холодных красных сверхгигантов класса М5 (Тэ = 2800 K) Db = -3m.4.

Видимый блеск небесных тел зависит не только от их светимостей, но и от расстояний до них. Для сравнения светимостей введено понятие абсолютной звездной величины - блеска, которым обладало бы светило, если бы находилось на стандартном расстоянии, равном 10 пк. Например, для Солнца M = +4m.8. Соотношение между абсолютной звездной величиной М, видимой величиной m (исправленной за межзвездное поглощение и красное смещение) и расстоянием r (в парсеках) до светила имеет вид:

M = m + 5 - 5*lg(r) (3) или для неисправленного за межзвездное поглощение видимого блеска

m - M = 5*lg(r) - 5 + A(r) (4) где A(r) - межзвездное поглощение в данном направлении до расстояния r в том же спектральном интервале, к которому относятся m и M. Разность m - M называется модулем расстояния, который в отсутствии межзвездного поглощения зависит только от расстояния.

Для внегалактических объектов абсолютная звездная величина определяется аналогичным образом, и галактики имеют абсолютные величины от -24m до -6m. Для нашей Галактики М = -21m. Если бы все звезды Галактики были сосредоточены в ее ядре, с расстояния расстоянии 10 кпк, такое ядро имело бы блеск -6m. Однако на самом деле наибольший вклад в суммарную светимость Галактики вносят звезды, расположенные в галактическом ядре и диске, то есть в областях, богатых газово-пылевой материей. Полощение света в последней и определяет видимую невысокую яркость ночного неба.

В практическом плане формулы 1-4 реализованы в виде калькулятора PHOT на сайте проекта RTT-150, который позволяет вычислить любой из параметров m, M, r или A(r) по остальным.

Для объектов Солнечной системы, светящихся отраженным солнечным излучением (планеты, астероиды, кометы), за абсолютную величину принимается блеск, который имело бы данное небесное тело, если бы находилось на расстоянии 1 а.е. от Земли и 1 а.е. от Солнца (поскольку освещенность поверхности самого тела обратно пропорциональна квадрату его расстояния от Солнца) в фазе, равной единице. Абсолютная звездная величина такого несамосветящегося объекта определяется его размером и отражательной способностью его поверхности. Отношение потока излучения, рассеянного поверхностью по всем направлениям, к падающему на нее потоку, называется альбедо. В планетной фотометрии применяют понятие геометрического альбедо Аг:

Аг = E0/Eл, где E0 - освещенность на Земле, создаваемая небесным телом в полной фазе, а Eл - освещенность, которую создал бы на Земле плоский ламбертовский абсолютно белый экран того же размера, что и небесное тело, помещенный на место этого тела и ориентированный перпендикулярно лучу зрения (экран Ламберта рассеивает падающее излучение одинаково во всех направлениях). Поскольку планеты имеют форму, близкую к сферической, то используется также сферическое альбедо

Ас = Аг*Q, где Q <=1 - фазовый интеграл, учитывающий изменение видимой с Земли освещенной площади небесного тела, то есть фазы.

В отношении комет фотометрический закон изменения блеска (обратно пропорционально квадратам расстояния от Земли и Солнца) применим только к ядрам, и то не всегда, поскольку может происходить как изменение их альбедо, так и изменение размеров (например, неоднократно наблюдавшееся деление ядер, а также потеря вещества у периодических комет, значительно приближающихся к Солнцу и вследствии этого становящихся с каждым оборотом все слабее и слабее). В целом же по мере приближения к Солнцу нагрев ядра приводит к резкому усилению интенсивности выделения газов и пыли из последнего. Поэтому за счет увеличения отражающей площади суммарный блеск комет нарастает гораздо быстрее, чем того требует закон E ~ 1/r2. Обычно изменение блеска головы кометы аппроксимируется законом E ~ 1/rn, где r - расстояние от Солнца, а показатель степени n для большинства комет близок к 4, но у отдельных комет наблюдаются значительные отклонения от этого закона. Кроме того, на связанное с изменением r плавное изменение блеска часто накладываются вспышки, вызванные взрывным выбросом вещества из кометных ядер.

Радиодиапазон

Радиоастрономия занимается электромагнитным излучением с длинами волн от 1 мм до километров. Радиоизлучение в диапазоне от l ~ 30 м до l ~ 1 см свободно проходит через земную атмосферу и поэтому может быть зарегистрировано наземными приемниками. Радиоволны с l > 30 м поглощаются или отражаются земной ионосферой. Волны с l < 1 см поглощаются молекулами атмосферных газов, хотя в миллиметровом диапазоне есть ряд интервалов прозрачности и полупрозрачности, в частности, на 8, 4 и 2.4 мм.

Для выражения спектральной плотности потока излучения в радиоастрономии применяется внесистемная единица Янский, 1 Ян = 10-26 Вт/(м2*Гц).

Рентгеновский и гамма- диапазоны

Рентгеновский диапазон охватывает область электромагнитного излучения с длинами волн от 100 до 0.1 ангстрем, гамма-диапазон - менее 0.1 ангстрема. Такое излучение поглощается земной атмосферой на высотах 30-100 км (до высоты 30 км проникает только жесткое излучение) и до земной поверхности не доходит, поэтому астрономические наблюдения в рентгеновском и гамма диапазонах возможны только во внеатмосферных экспериментах или с высотных баллонов.

Для характеристики фотонов в этих диапазонах обычно пользуются не длинами волн или частотами, а их энергиями. Поскольку E=h*n = h*c/l, где Е - энергия фотона, n и l - его частота и длина волны, h - постоянная Планка, с - скорость света в вакууме, то нетрудно подсчитать, что длине волны l = 1 ангстрем соответствует энергия ~ 2*10-15 Дж = 2*10-8 эрг. Кроме того, применяется также и внесистемная единица электронвольт: 1 эВ равен кинетической энергии, которую приобретает заряженная частица с зарядом электрона е при свободном движении в электрическом поле между двумя точками, имеющими разность потенциалов 1 Вольт. 1 эВ = 1.60219*10-19 Дж = 1.60219*10-12 эрг, соответственно, 1 кэВ = 1.60219*10-9 эрг и 1 МэВ = 1.60219*10-6 эрг. То есть при l = 1 ангстрем фотон будет иметь энергию ~ 12.5 кэВ, а фотон с энергией 1кэВ будет иметь длину волны l ~ 12.5 ангстрем.

Для сравнения потоко рентгеновского излучения от космических источников также применяется еще одна внесистемная единица - Краб. Это поток излучения в заданном спектральном интервале от одного конкретного источника - Крабовидной туманности, или Краба. Такой выбор определяется относительной стабильностью этого источника, поскольку, в отличие от подавляющего большинства остальных рентгеновских источников, пульсар в Крабе не входит в двойную систему и у него отсутствуют эффекты, связанные с орбитальным движением, а поэтому отсутствует и выраженная переменность. Кроме того, Краб является одним из ярчайших рентгеновских источников на небе. По этим причинам Краб служит естественным калибровочным источников для приборов, работающих в космосе. Поскольку спектры рентгеновских источников могут существенно отличаться от спектра Краба, то сравнение потоков, выраженных в Крабах, имеет смысл только в том случае, если эти потоки были измерены в одном и том же спектральном диапазоне. Что соблюдается, если, например, сравниваются данные одного и того же прибора по разным источникам. Так, в интервале 2-30 кэВ (телескоп ТТМ на модуле "Мир-Квант") 1 Краб составляет ~ 0.3 фот/с/см2/кэВ ~ 2.6*10-8 эрг/с/см2 ~ 16.4 кэВ/с/см2.

Скачали данный реферат: Котенко, Чернаков, Гаврин, Гусаров, Darbinjan, Naberezhnyj.
Последние просмотренные рефераты на тему: здоровый образ реферат, сочинение, реферат на тему развитие, характеристика реферата.



Предыдущая страница реферата | 1  2  3  4  5

Поделитесь этой записью или добавьте в закладки