Астронет - 3
Головна відмінна риса прийому інформації в астрономії - неможливість поставити "експеримент" в звичному для фізики сенсі цього слова. Нвозможно спеціальним чином "підготувати" досліджуваний об'єкт або взагалі якось вплинути на нього. Через кінцівки швидкості світла, вивчаючи сигнал від будь-якого джерела, ми вивчаємо фізичні процеси, що відбувалися в ньому багато сотень, тисячі і навіть мільярди років тому. Тому дуже точно говорять про астрономічні спостереження. тобто про пасивному прийомі інформації від джерела. Таким чином, прийом і вивчення тимчасових і спектральних характеристик сигналу від астрономічних джерел є головним способом дослідження їх фізичного стану та еволюції. Для отримання ясною фізичної Карини про досліджуваний класі об'єктів (наприклад, зірках або галактиках) потрібно проводити спостереження якомога більшої їх кількості на різних стадіях їх еволюції.
Основний інформаційний канал в астрономії до сих пір пов'язаний з вивченням електромагнітного випромінювання. Весь простір пронизане випромінюванням світла зірок, міжзоряного газу і пилу, міжгалактичного гарячого газу, реліктовим мікрохвильовим випромінюванням. Тому виникає завдання (А) відокремити положення джерел на небесній сфері один від одного і (Б) виділити сигнал від окремого джерела серед природного шуму. 3.1
Сильна взаємодія електромагнітного випромінювання з речовиною атмосфери Землі пірводіт до того, що наземні астрономічні спостереження можливі лише у вузьких "вікнах прозорості" в оптичному, ІК і радіодіапазоні (див. Рис. 3.1). Поглинання ІК-фотонів відбувається головним чином молекулами води, кисню і вуглекислого газу в тропосфері. УФ і більш жорстке випромінювання поглинається молекулярним і атомарним киснем і азотом, а поглинання в ближньому УФ здійснюється в основному озоном на висотах 20-30 км над поверхнею Землі (озоновий шар). Починаючи з висот 20-30 км атмосфера стає практично прозорою для фотонів з енергією вище 20 кеВ. Непрозорість атмосфери в декаметровом радіодіапазоні обумовлена відбиттям від іоносфери, яка знаходиться на висотах від 90 км і вище.
З малюнка видно, що майже вся ІК-область спектра і жорстке рентгенівське і гамма-випромінювання можуть спостерігатися з апаратурою, піднятою на аеростатах і літаках вище 20-30 км. Спостереження УФ і рентгенівському квантів можливі тільки з великих висот або з ближнього космосу.
Мал. 3.56 Висота, до якої проникає випромінювання даної довжини хвилі в діапазоні від довгих радіохвиль до гамма-випромінювання. Наведено криві висот, до яких доходить 50, 10 і 1% падаючого випромінювання.
Міжзоряне середовище заповнена розрідженим іонізованним і нейтральним воднем, пилом і молекулярними хмарами. Електромагнітне випромінювання при поширенні по такому середовищі відчуває поглинання і розсіяння, що в значній мірі позначається на можливостях спостережень віддалених астрономічних джерел.
В області радіохвиль поглинання практично відсутня, а ионизованного компонента міжзоряного середовища відповідальна за дисперсію радіосигналу (див. Лекцію Міжзоряне середовище). Основне поглинання в ІК, оптичному і УФ діапазоні (0.1-20 мкм) обумовлено міжзоряним пилом. Пилинки поглинають УФ і видиме випромінювання зірок, переробляючи його в фотони менших енергій. Характерна особливість міжзоряного поглинання в цій області є селективність. тобто сильна залежність від довжини хвилі. Ця залежність немонотонна, є Раяд особливостей, але в середньому поглинання в синій частині спектра сильніше, ніж в червоній, через що міжзоряний поглинання призводить до почервоніння джерел світла. У видимому діапазоні (А) крива поглинання приблизно слідує закону. Величина міжзоряного поглинання, розрахована на одиницю шляху, змінюється в широких межах і залежить від напрямку. Найбільше поглинання - в галактичної площини, де зосереджена велика частина газо-пилових комплексів. В околицях Сонця в площині Галактики оптична товщина близько 2 на 1 кпк, причому найбільший внесок в поглинання дають хмари (6-10 хмар нв 1 кпк). У деяких напрямках оптична товща може досягати декількох десятків (т.зв. уголльние мішки). Поглинання зменшується з видаленням від площини Галактики за законом косеканс, виходячи на приблизно постійний рівень для галактичних широт. Встановлено зв'язок між оптичною товщею для поглошенія в оптичному діапазоні (смуга V) і числом атомів нейтрального водню на промені зору в стовпі перетином 1 см:
Цей зв'язок відображає кореляцію вмісту пилу і газу в міжзоряному середовищі. При середній концентрації частинок междзвездной середовища см поглинання в оптиці стає помітним, коли на промені зору набирається атомів / см, тобто при проходженні відстані близько 1 кпк. Через крайню неоднорідності міжзоряного середовища, однак, у вікнах прозорості є можливість "заглядати" на набагато більші відстані.
Мал. 3.57 Залежність ефективного перетину іонізації атомів міжзоряного середовища з усередненим хімічним складом від довжини хвилі ионизующего випромінювання (ліва шкала). Права шкала - залежність довжини вільного пробігу квантів з цією енергією в міжзоряному середовищі для середньої концентрації міжзоряного газу частинок в см при нормальному достатку гелію і більш важких елементів. Пунктиром показано Томсоновское перетин розсіювання на вільних електронах, яке для фотонів з кеВ не залежить від енергії.
У більш короткохвильової області основне поглинання пов'язано з нейтральним газом (гл. Чином воднем) і іншими хім. елементами. Основна причина поглинання жорстких фотонів - фотоефект (вибивання фотонами електронів, що заповнюють різні оболонки в хім. Елементах). Якщо енергія впав фотона дорівнює, він може вибити з атома електрон з енергією зв'язку, а залишилася енергія переходить в кінетичну енергію вибитого електрона. Енергії, при яких, називаються межами поглинання. тому викид електронів з цих рівнів фотонами менших енергій неможливий. При більш високих енергіях перетин фотопоглинання з даного рівня швидко зменшується. Наприклад, поріг іонізації водню 13.6 еВ відповідає довжині хвилі фотона 912 А, тому випромінювання з довжиною хвилі коротше 912 A дуже сильно поглинається в міжзоряному середовищі. Ефективний переріз фотоіонізації атомами міжзоряного середовища показано на Рис. 3.2. Для цього елемента перетин фотоионизации дорівнює нулю для енергії фотона нижче порога іонізації з самого внутрішнього -рівня. На графіку видно скачки поглинання на -рівнем різних елементів аж до заліза. При спостереженнях в рентгенівському діапазоні (0.1-100 кеВ) з низьким спектральним дозволом -скачкі не піддаються вирішенню, тому зв'язок оптичної товщини в цьому діапазоні з числом атомів водню на промені зору дається співвідношенням
Через різку залежності від енергії при MеВ фотопоглинання не грає помітної ролі.
При наявності вільних електронів в середовищі для жорстких рентгенівських фотонів з енергією 10 кеВ переважаючим стає комптонівське розсіювання на вільних електронах (див. Рис. 3.2). Перетин комптонівського розсіювання практично не залежить від енергії фотона аж до енергій, де - маса спокою електрона, і так само томсоновскому перерізи розсіяння на вільному електроні см. Для більш енергійних фотонів перетин розсіювання зменшується (формула Кляйна-Нішіни). Якщо в атомі електронів, то повний переріз розсіювання для нього так само. Розсіювання на ядрах завжди в менше.
Для гамма-квантів з енергією МеВ визначальним процесом може виявитися народження електрон-позитронного пар. Однак народження пар через збереження імпульсу неможливо в вакуумі, воно відбувається або в поле ядра або в магнітному полі. Проходження жорстких квантів і енергійних частинок через речовину часто характеризують величиною проникності, зворотної непрозорості [г / см] (фактично це довжина пробігу, помножена на щільність). Для гамма-квантів високих енергій (MеВ) проникність речовини приблизно дорівнює проникності для заряджених частинок з тієї ж самої енергією і чисельно дорівнює г / см. З малюнка видно, що вся Галактика "прозора" для фотонів, починаючи з м'якого рентгенівського діапазону (A).
Через дифракції світла на об'єктиві телескопа зображення будь-якого об'єкта в фокальній площині мають кінцевий розмір, де - довжина хвилі випромінювання, - діаметр об'єктива. Роздільною здатністю астрономічного телескопа називають мінімальний кутовий розмір зображення, який будує даний телескоп. Як буде показано нижче, для великих наземних телескопів роздільна здатність обмежена впливом турбулетность в атмосфері, через яку проходить світло перш ніж досягти телескопа. За своїм кутовим розмірам астрономічні джерела можна розділити на 2 широких класу - точкові і протяжні. У точкового (протяжного) джерела кутові розміри менше (більше) роздільної здатності телескопа. Ясно, що в межах нескінченно високого кутового дозволу будь-яке джерело перестає бути точковим.
Перш за все покажемо, що від "точкового" джерела випромінювання телескоп може реєструвати тільки потік випромінювання (а не інтенсивність). Розглянемо сферичний випромінювач (зірку) з радіусом на відстані від спостерігача. Введемо систему координат з віссю, спрямованої до набллюдателю. Нехай - відстань перпендикулярний до цієї осі. Круговий кільце на поверхні зірки, видиме з центру зірки під кутом щодо променя зору, має в проекції на нормаль до променю зору площа. Спостерігач бачить цю площу під тілесним кутом. Інтенсивність з майданчика зірки в напрямку до спостерігача. Енергія, яка приймається за одиницю часу одиничної майданчиком (детектором), перпендикулярної до променю зору, (фактично потік), від нескінченно малої площадки на поверхні зірки є. Інтегруючи по диску зірки, отримуємо
де - потік, що випромінюється поблизу поверхні зірки.
Таким чином, якщо джерело для даного телескопа "точковий", то реєструється лише потік випромінювання. а не інтенсивність. Однак якщо відомий кутовий діаметр зірки, що спостерігається як "точковий" джерело, що приймається потік можна за формулою (3.3) перерахувати в потік, що випускається поблизу поверхні зірки. Тоді якщо поле випромінювання поблизу поверхні изотропно (тобто інтенсивність виходить випромінювання з фотосфери зірки не залежить від кута, чого реально в зірках практично ніколи не зустрічається), то, і можна вивчати безпосередньо інтенсивність виходить випромінювання, яка несе максимальну інформацію про випромінюють речовині .
Для "протяжного" джерела, навпаки, можна безпосередньо спостерігати інтенсивність виходить випромінювання (часто вживають термін яскравість), усереднену в межах роздільної здатності телескопа. Найвища кутовий дозвіл досягається в радіодіапазоні, тому для радіоджерел з відомими кутовими розмірами для характеристики випромінювання часто використовують поняття яркостной температури (див. Кінець попередньої лекції), тому що в радіодіапазоні (Релей-Джінсовская область) вона пропорційна інтенсивності виходить випромінювання.