12. Закон Бугера. Количественный и качественный спектральный анализ. Радиолиния водорода с длиной волны 21 см. Эффект Зеемана. Магнитограммы.

• Поглощающие свойства среды характеризуетоптическая толщина τ или оптическая плотность D:

; .

• Закон Бугера: I = I e^−τ

• Оптическая толщина определяется с помощьюкоэффициента поглощения κ: τ = κρl, где ρ – плотность вещества, l – толщина слоя.

Количественный и качественный спектральный анализ

• Спектральный анализ – совокупность методов определенияэлементного и молекулярного состава и строения веществ по ихспектрам. С помощью спектрального анализа определяются какосновные компоненты, составляющие 50–60% веществаанализируемых объектов, так и незначительные примеси в них (до 10-5–

10-8). Основа спектрального анализа – спектроскопия атомов и молекул; егоклассифицируют по целям анализа и типам спектров. В атомномспектральном анализе определяют элементный состав образцов поатомным (ионным) спектрам испускания и поглощения. Вмолекулярном спектральном анализе – молекулярный состав веществапо молекулярным спектрам поглощения, испускания, отражения,люминесценции, рассеяния света. Эмиссионный спектральный анализпроводят по спектрам испускания возбуждённых атомов, ионов имолекул. Абсорбционный спектральный анализ осуществляют поспектрам поглощения анализируемых объектов.

• В спектрах большинства астрономических объектов, в частности,почти у всех звёзд, наблюдаются, как правило, в поглощении,интенсивные линии водорода: серия Лаймена, серия Бальмера, серии Пашена и Брэкетта и другие.

• В спектрах некоторых небесных тел, особенно горячих звёзд,наблюдаются линии гелия. В спектрах звёзд и межзвёздной среды часто наблюдается жёлтыйдублет натрия и резонансные линии ионизированного кальция.

• В спектрах небесных тел встречается также множество линийдругих атомов и некоторых простейших молекулярныхсоединений.

Радиолиния водорода с длиной волны 21 см

спектральная линия с длиной волны 21,1 см обусловлена переходами между подуровнямисверхтонкой структурыосн. уровня энергии атома водорода. Причиной сверхтонкого расщепления является взаимодействие спинов ядра и электрона. Энергия атома при параллельном расположении спинов несколько больше, чем при антипараллельном. При изменении ориентации спина электрона на противоположную происходит испускание (илипоглощение) кванта излучения. Принципиальная возможность излучения межзвёздным водородом радиолинии с длиной волны 21 см указана в 1945 X. К. ван де Хюлстом. В каждом отд. атоме переход, рождающий квант радиоизлучения, происходит в ср. 1 раз за 11 млн. лет, но благодаря высокой распространённости атомарного водорода в межзвёздной среде радиолиния оказывается достаточно интенсивной.

Радиолиния водорода 21 см оказалась эфф. средством исследования Вселенной. Около половины массы галактич. межзвёздного вещества составляет атомарный водород, находящийся в основном состоянии. Его можно исследовать только по излучению радиолинии водорода. 21 см; никаким др. образом эта важнейшая составная часть космич. вещества себя не проявляет.

Эффект Зеемана – расщепление спектральных линий атомов и ионов во внешнем магнитом поле. Расщепление спектральных линий обусловлено снятием вырождения и расщеплением энергетических состояний:

В зависимости от кратности вырождения состояния по квантовому числу и величины индукции магнитного поля может реализоваться нормальный и аномальный эффект Зеемана, а также эффект Пашена-Бака.

13. Физические принципы построения, характеристики и типы телескопов.Рефракторы и рефлекторы. Монтировка телескопа. Радиотелескопы. Звёздные интерферометры. Телескопы в рентгеновском и гамма диапазонах. Космические телескопы.

Телескоп — прибор, предназначенный для наблюдения небесных тел.В частности, под телескопом понимается оптическая телескопическая система, применяемая не обязательно для астрономических целей.

Существуют телескопы для всех диапазонов электромагнитного спектра: оптические телескопы, радиотелескопы, рентгеновские телескопы, гамма-телескопы. Кроме того, детекторы нейтрино часто называют нейтринными телескопами. Также, телескопами могут называть детекторы гравитационных волн.

Оптические телескопы

Телескоп представляет собой трубу, установленную на монтировке, снабжённой осями для наведения на объект наблюдения и слежения за ним. Визуальный телескоп имеет объектив и окуляр. Задняя фокальная плоскость объектива совмещена с передней фокальной плоскостью окуляра. В фокальную плоскость объектива вместо окуляра может помещаться фотоплёнка или матричный приёмник излучения. Телескоп фокусируется при помощи фокусера (фокусировочного устройства).

По своей оптической схеме большинство телескопов делятся на:

Линзовые (рефракторы) — в качестве объектива используется линза или система линз.

Зеркальные (рефлекторы) — в качестве объектива используется вогнутое зеркало.

Зеркально-линзовые телескопы (катадиоптрические) — в качестве объектива используется сферическое зеркало, а линза, система линз или мениск служит для компенсации аберраций.

Характеристики оптических телескопов

Оптический телескоп — это афокальная система (оптическая сила равна нулю), состоящая из объектива и окуляра. Телескоп увеличивает видимый угловой размер и видимую яркость наблюдаемых объектов. Основными параметрами, которые определяют другие характеристики телескопа, являются: диаметр объектива (апертура) и фокусное расстояние объектива.

Разрешающая способность зависит от апертуры. Приблизительно определяется по формуле

; где r — угловое разрешение в угловых секундах, а D — диаметр объектива в миллиметрах.

Угловое увеличение определяется отношением

; где F и f — фокусные расстояния объектива и окуляра.

Максимальное оптическое увеличение телескопа: Г=2D;

Диаметр поля зрения телескопа, выраженный в минутах дуги, зависит от применённого увеличения:

Относительное отверстие телескопа A:

Светосила телескопа:

Относительное отверстие телескопа A и светосила являются важной характеристикой объектива телескопа. Это обратные друг другу величины. Чем больше светосила — меньше относительное отверстие, тем ярче формирует изображение в фокальной плоскости объектив телескопа. Но при этом получается меньшее увеличение, которое даёт данный объектив.

Проницающая сила (оптическая мощь) m — звёздная величина наиболее слабых звёзд, видимых с помощью телескопа при наблюдении в зените: m=5.5+2.5lgD+2.5lgГ

Рефрактор — оптический телескоп, в котором для собирания света используется система линз, называемая объективом. Работа таких телескопов обусловлена явлением рефракции (преломления).

В силу того, что каждая отдельно взятая линза обладает различными аберрациями, обычно используются сложные ахроматические и апохроматические объективы. Такие объективы представляют собой выпуклые и вогнутые линзы, составленные и склеенные с тем, чтобы минимизировать аберрации.

Рефле́ктор — оптический телескоп, в котором для собирания света используются зеркала.Проницающая сила рефлекторов на 1-2m выше, чем у рефракторов.

Монтиро́вка телеско́па— опора приборов для наблюдения за небесными объектами (например, телескопов или астрографов).Монтировка состоит из двух взаимно перпендикулярных осей для наводки телескопа на объект наблюдения. Также монтировка может содержать приводы и системы отсчёта углов поворота. Различают две основных разновидности монтировок: экваториального и альт-азимутального типов. Основное преимущество экваториальной монтировки заключается в лёгком способе компенсации суточного вращения Земли: достаточно вращать прибор вокруг одной оси со скоростью 1 оборот за 23 часа 56 минут 4 секунды (звёздные сутки). Однако экваториальная монтировка сложнее, массивнее, крупнее и дороже в изготовлении. Кроме того, такая монтировка имеет конструктивные ограничения при использовании в приполярных широтах. Альт-азимутальные монтировки, проще, легче, компактнее и дешевле, однако компенсация вращения земного шара в них либо не предусматривается, либо должна контролироваться сложным вычислительным комплексом. Альт-азимутальная и альт-альт монтировки применяются в современных больших телескопах, так как вертикальное либо горизонтальное расположение одной из осей позволяет значительно уменьшить и упростить по характеру деформации системы под действием силы тяжести, что имеет принципиальное значение при значительной массе телескопа.

Радиотелеско́п — астрономический инструмент для приёма собственного радиоизлучения небесных объектов и исследования их характеристик, таких как: координаты, пространственная структура, интенсивность излучения, спектр и поляризация.

Радиотелескопы предпочтительно располагать далеко от главных населённых пунктов, чтобы максимально уменьшить электромагнитные помехи Размещение радиообсерватории в долине или низине ещё лучше защищает её от влияния техногенных электромагнитных шумов.

Радиотелескоп состоит из двух основных элементов: антенного устройства и очень чувствительного приёмного устройства — радиометра. Радиометр усиливает принятое антенной радиоизлучение и преобразует его в форму, удобную для регистрации и дальнейшей обработки

Звёздный интерферометр - астрономический оптический инструмент для измерения чрезвычайно малых угловых расстояний (десятые и сотые доли секунды дуги) с использованием явления интерференции света. Применяется в основном для измерения угловых расстояний между компонентами тесных двойных звёзд и угловых диаметров звёзд. Различают простой и перископический. Первый — это обычный телескоп, на объектив которого надет непрозрачный экран с двумя одинаковыми по форме отверстиями, например параллельными щелями. В периодическом перед объективом телескопа установлена оптическая система из двух пар плоских зеркал, позволяющая направить в объектив телескопа два более удалённых друг от друга световых луча от измеряемого источника. Эта система увеличивает разрешающую способность телескопа пропорционально расстоянию между крайними зеркалами.

Рентгеновский телескоп—телескоп, предназначенный для наблюдения удаленных объектов в рентгеновском спектре. Для работы таких телескопов обычно требуется поднять их над атмосферой Земли, непрозрачной для рентгеновских лучей. Из-за большой энергии рентгеновские кванты практически не преломляются в веществе (следовательно, тяжело изготовить линзы) и не отражаются при любых углах падения, кроме самых пологих (около 90 градусов).Рентгеновские телескопы могут использовать несколько методов для фокусирования лучей. Наиболее часто используютсятелескопы Вольтера(с зеркалами скользящего падения),кодирование апертуры и модуляционные коллиматоры

Космические телескопы

• Кардинальное улучшение разрешающей способности и проницающей силыполучается, если оптический телескоп работает в космосе (на околоземнойорбите).

• Другое преимущество космических телескопов перед наземными –возможность наблюдения в тех областях спектра, где атмосферанепрозрачна – в УФ с длинами волн меньше 300 нм, в большей части ИК, в рентгеновском и гамма диапазоне.