Содержание
- 2. 1. Шкала электромагнитных волн.
- 7. 2. Освещенность, интенсивность, поток излучения, светимость. Поток излучения - количество электромагнитной энергии в единичном интервале частот
- 8. Количество электромагнитной энергии в интервале частот от ν до ν+dν, падающее в телесном угле dQ вдоль
- 9. Мощность световой энергии обычно характеризуют потоком излучения (световым потоком), являющимся основным понятием фотометрии. Потоком излучения называется
- 10. Излучение светящейся поверхности в данном направлении характеризуется яркостью. Яркостью называется поток излучения, который проходит через перпендикулярную
- 11. В астрономии эту освещенность принято измерять в специальной логарифмической шкале — звездных величинах (этот термин никак
- 12. Итак, звездной величиной называется взятый со знаком минус логарифм по основанию 2,512 от освещенности, создаваемой данным
- 13. Видимая звездная величина указывает поток излучения вблизи наблюдателя, т.е. наблюдаемую яркость небесного источника, которая зависит не
- 14. Из определения шкалы звездных величин ясно, что она может быть применена как к полному излучению, так
- 15. Абсолютная звездная величина (М) указывает, какую видимую звездную величину имело бы светило в том случае, если
- 16. Значения звездных величин в определенных диапазонах ("фильтрах") обычно записывают так: mP = 5; V = 11;
- 18. 4. Абсолютно черное тело. Формула Планка. Приближения Вина и Рэлея-Джинса. Закон смещения Вина. Закон Стефана-Больцмана.
- 20. Излучение абсолютно черного тела Тело, находящееся в условиях термодинамического равновесия, называется абсолютно черным : поскольку оно
- 21. Распределение энергии в спектре абсолютно черного тела, описываемое формулой Планка, имеет заметно выраженный максимум, приходящийся на
- 22. В области коротких волн (фиолетовый конец спектра) знаменатель второго сомножителя в формуле Планка велик, и единицей
- 23. Определение температуры на основании применения законов излучения абсолютно черного тела. На применении законов излучения абсолютно черного
- 24. Эффективной температурой тела называется температура такого абсолютно черного тела, каждый квадратный сантиметр которого во всем спектре
- 25. 6. Процессы излучения и поглощения фотонов. Виды спектров. Запрещенные линии. Поляризация излучения. Эффект Доплера.
- 35. 7. Идеальный газ. Распределение Максвелла.
- 37. Средняя энергия, приходящаяся на одну молекулу газа, составляет Здесь k = 1,38 ⋅ 10-16 эрг/К —
- 38. 8. Вырожденное вещество.
- 39. 9. Методы определения температуры наблюдаемых объектов в астрофизике.
- 45. Определение температуры по ширине спектральных линий. Этот метод основан на использовании формулы когда из наблюдений известна
- 46. Определение температуры на основании исследования элементарных атомных процессов, приводящих к возникновению наблюдаемого излучения. Этот метод определения
- 52. Как правило, наличие в спектре линий некоторого химического элемента говорит о том, что он имеется в
- 54. Скачать презентацию
1. Шкала электромагнитных волн.
1. Шкала электромагнитных волн.
2. Освещенность, интенсивность, поток излучения, светимость.
Поток излучения
- количество
2. Освещенность, интенсивность, поток излучения, светимость.
Поток излучения
- количество
, а Fν наз. спектр. плотностью потока излучения. Ед. измерения интегрального потока - эрг/(см2с), Вт/м2. Кроме того, термин "П.и." часто используется для характеристики суммарного потока электромагнитного излучения через заданную поверхность.
Количество электромагнитной энергии в интервале частот от ν до ν+dν,
Количество электромагнитной энергии в интервале частот от ν до ν+dν,
Поток Fν связан с Iν соотношением:
, (1)
где Θ - угол между нормалью к площадке в данной точке и направлением распространения излучения. Часть выражения (1), соответствующая интегралу по направлениям, находящимся по одну сторону от площадки, называется освещенностью в единичном интервале частот. П.и. есть разность освещенностей двух сторон единичной площадки. В поле равновесного излучения П.и. через любую поверхность равен нулю. Суммарный поток излучения от стационарного источника через охватывающую его замкнутую поверхность не зависит от ее формы и характеризует мощность излучения источника. Мощность излучения космических источников называется светимостью.
Мощность световой энергии обычно характеризуют потоком излучения (световым потоком), являющимся основным
Мощность световой энергии обычно характеризуют потоком излучения (световым потоком), являющимся основным
Световой поток, падающий на площадку в 1 см2 некоторой поверхности, называют освещенностью этой поверхности. Если световой поток Φ равномерно освещает площадь S, то освещенность
Освещенность обратно пропорциональна квадрату расстояния от источника и пропорциональна косинусу угла падения лучей. Однако при использовании этого закона в астрофизике необходимо учитывать оптические свойства среды, заполняющей пространство между излучаемым телом и наблюдателем. Например, свет звезд несколько поглощается в газово-пылевой среде, заполняющей межзвездное пространство, и в земной атмосфере.
Вся энергия, проходящая в единицу времени через замкнутую поверхность, окружающую данный источник излучения, называется его светимостью.
Излучение светящейся поверхности в данном направлении характеризуется яркостью. Яркостью называется поток
Излучение светящейся поверхности в данном направлении характеризуется яркостью. Яркостью называется поток
Максимальная освещенность, создаваемая некоторым объектом в месте наблюдения, равна его средней яркости, умноженной на телесный угол, под которым он виден на небе
Е = B w .
Многие светила (например, звезды) так далеки от нас, что даже в самые крупные инструменты невозможно определить их угловые размеры. Такие объекты называются точечными. Пока их угловые размеры не определены какими-нибудь специальными методами, освещенность, которую они создают на Земле, является для нас единственной величиной, характеризующей мощность их излучения.
В астрономии эту освещенность принято измерять в специальной логарифмической шкале —
В астрономии эту освещенность принято измерять в специальной логарифмической шкале —
3. Звездные величины. Формула Погсона.
Итак, звездной величиной называется взятый со знаком минус логарифм по основанию
Итак, звездной величиной называется взятый со знаком минус логарифм по основанию
а в десятичных логарифмах
Видимая звездная величина
указывает поток излучения вблизи наблюдателя, т.е.
Видимая звездная величина
указывает поток излучения вблизи наблюдателя, т.е.
Из определения шкалы звездных величин ясно, что она может быть применена
Из определения шкалы звездных величин ясно, что она может быть применена
Звездная величина, полученная на основании определения полной энергии, излучаемой во всем спектре, называется болометрической. В отличие от нее, результаты визуальных, фотографических и фотоэлектрических измерений потоков излучения позволяют установить соответственно системы визуальных, фотографических, фотоэлектрических и т.д. звездных величин.
Абсолютная звездная величина (М)
указывает, какую видимую звездную величину
Абсолютная звездная величина (М)
указывает, какую видимую звездную величину
Что касается спектральных диапазонов, то существует множество систем звездных величин, различающихся выбором конкретного диапазона измерения. При наблюдении глазом (невооруженным или через телескоп) измеряется визуальная звездная величина (mv). По изображению звезды на обычной фотопластинке, полученному без дополнительных светофильтров, измеряется фотографическая звездная величина (mP). Поскольку фотоэмульсия чувствительна к синим лучам и нечувствительна к красным, на фотопластинке более яркими (чем это кажется глазу) получаются голубые звезды. Однако и с помощью фотопластинки, используя ортохроматическую эмульсию). Поскольку фотоэмульсия чувствительна к синим лучам и нечувствительна к красным, на фотопластинке более яркими (чем это кажется глазу) получаются голубые звезды. Однако и с помощью фотопластинки, используя ортохроматическую эмульсию и желтый светофильтр, получают так называемую фотовизуальную шкалу звездных величин (mPv), которая практически совпадает с визуальной. Сопоставляя яркости источника, измеренные в различных диапазонах спектра, можно узнать его цвет, оценить температуру поверхности (если это звезда) или альбедо), которая практически совпадает с визуальной. Сопоставляя яркости источника, измеренные в различных диапазонах спектра, можно узнать его цвет, оценить температуру поверхности (если это звезда) или альбедо (если планета), определить степень межзвездного поглощения света и другие важные характеристики. Поэтому разработаны стандартные фотометрические системы диапапазонов), которая практически совпадает с визуальной. Сопоставляя яркости источника, измеренные в различных диапазонах спектра, можно узнать его цвет, оценить температуру поверхности (если это звезда) или альбедо (если планета), определить степень межзвездного поглощения света и другие важные характеристики. Поэтому разработаны стандартные фотометрические системы диапапазонов, в основном определяемых подбором светофильтров. Наиболее популярна трехцветная система UBV: ультрафиолетовый (Ultraviolet), синий (Blue) и желтый (Visual). При этом желтый диапазон очень близок к фотовизуальному (V= mPv), а синий - к фотографическому (B= mP).
Значения звездных величин в определенных диапазонах ("фильтрах") обычно записывают так:
Значения звездных величин в определенных диапазонах ("фильтрах") обычно записывают так:
Кроме спектрально-чувствительных приемников существуют болометры - интегральные приемники излучения. Поток излучения, просуммированный по всем диапазонам спектра, дает болометрическую звездную величину (mb или mbol) и позволяет (если известно расстояние до источника и степень межзвездного поглощения) и позволяет (если известно расстояние до источника и степень межзвездного поглощения) вычислить светимость объекта.
4. Абсолютно черное тело. Формула Планка.
Приближения Вина и Рэлея-Джинса.
4. Абсолютно черное тело. Формула Планка.
Приближения Вина и Рэлея-Джинса.
Закон Стефана-Больцмана.
Излучение абсолютно черного тела
Тело, находящееся в условиях термодинамического равновесия, называется абсолютно
Излучение абсолютно черного тела
Тело, находящееся в условиях термодинамического равновесия, называется абсолютно
Излучательная способность абсолютно черного тела может быть вычислена по формуле Планка
или
Распределение энергии в спектре абсолютно черного тела, описываемое формулой Планка, имеет
Распределение энергии в спектре абсолютно черного тела, описываемое формулой Планка, имеет
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
где s = 5,67×10 -5 эрг/сек× см 2× град 4 — постоянная Стефана — Больцмана.
В области коротких волн (фиолетовый конец спектра) знаменатель второго сомножителя в
В области коротких волн (фиолетовый конец спектра) знаменатель второго сомножителя в
описывающую очень крутое падение излучательной способности у фиолетового конца спектра. На противоположном конце спектра (инфракрасные и радиоволны) падение излучательной способности с длиной волны происходит значительно медленнее, так как при больших λ .
и формула Планка переходит в формулу Рэлея — Джинса
Таким образом, в длинноволновой части спектра излучательная способность пропорциональна температуре.
Определение температуры на основании применения законов излучения абсолютно черного тела.
На
Определение температуры на основании применения законов излучения абсолютно черного тела.
На
Эффективной температурой тела называется температура такого абсолютно черного тела, каждый квадратный
Эффективной температурой тела называется температура такого абсолютно черного тела, каждый квадратный
Яркостной температурой называется температура такого абсолютно черного тела, каждый квадратный сантиметр которого в некоторой длине волны излучает такой же поток энергии, как и данное тело в той же длине волны.
Температура абсолютно черного тела, у которого относительное распределение энергии в некотором участке спектра такое же, как и у данного тела, называется цветовой температурой тела.
5. Эффективная, яркостная и цветовая температуры.
6. Процессы излучения и поглощения фотонов. Виды спектров.
Запрещенные линии.
6. Процессы излучения и поглощения фотонов. Виды спектров.
Запрещенные линии.
7. Идеальный газ. Распределение Максвелла.
7. Идеальный газ. Распределение Максвелла.
Средняя энергия, приходящаяся на одну молекулу газа, составляет
Здесь k = 1,38
Средняя энергия, приходящаяся на одну молекулу газа, составляет
Здесь k = 1,38
Молекула, обладающая наиболее вероятным значением кинетической энергии kT, должна двигаться с наиболее вероятной скоростью, равной по абсолютной величине
— закон распределения Максвелла.
8. Вырожденное вещество.
8. Вырожденное вещество.
9. Методы определения температуры наблюдаемых объектов в
астрофизике.
9. Методы определения температуры наблюдаемых объектов в
астрофизике.
Определение температуры по ширине спектральных линий.
Этот метод основан на использовании
Определение температуры по ширине спектральных линий.
Этот метод основан на использовании
когда из наблюдений известна доплеровская ширина спектральных линий излучения или поглощения. Если слой газа оптически тонкий (самопоглощения нет), а его атомы обладают только тепловыми движениями, то таким путем непосредственно получается значение кинетической температуры. Однако очень часто эти условия не выполняются, о чем прежде всего говорит отклонение наблюдаемых профилей от кривой Гаусса, изображенной на рис. 90. Очевидно, что в этих случаях задача определения температуры на основании профилей спектральных линий сильно усложняется.
Определение температуры на основании исследования элементарных атомных процессов, приводящих к возникновению
Определение температуры на основании исследования элементарных атомных процессов, приводящих к возникновению
Этот метод определения температуры основан на теоретических расчетах спектра и сравнении их результатов с наблюдениями. Проиллюстрируем этот метод на примере солнечной короны. В ее спектре наблюдаются линии излучения, принадлежащие многократно ионизованным элементам, атомы которых лишены более чем десятка внешних электронов, для чего требуются энергии по крайней мере в несколько сотен электрон-вольт. Мощность солнечного излучения слишком мала, чтобы вызвать столь сильную ионизацию газа. Ее можно объяснить только столкновениями с энергичными быстрыми частицами, главным образом свободными электронами. Следовательно, тепловая энергия значительной доли частиц в солнечной короне должна равняться нескольким сотням электрон-вольт. При температуре Т большинство молекул газа должно иметь энергию близкую к величине kT. Если эта энергия равна 1 эв, то температура газа составляет
Тогда энергию в 100 эв большинство частиц газа имеет при температуре более миллиона градусов.
Как правило, наличие в спектре линий некоторого химического элемента говорит о
Как правило, наличие в спектре линий некоторого химического элемента говорит о
Измеряя энергию, излучаемую или поглощаемую в данной спектральной линии, вычисляют количество атомов и тем самым массу той части вещества, которая создает излучение. Если эта масса составляет главную долю всей массы наблюдаемого объекта с известными размерами, то легко найти его плотность. Таким путем можно определить концентрацию излучающего вещества в прозрачных газовых туманностях.
Определение химического состава и плотности небесных тел