К.А. Постнов, А.В. Засов - Курс общей астрофизики, страница 9

Особенности астрономических наблюденийные облака оптическая толща может достигать нескольких десятков (т.н. “угольные мешки”). Поглощение уменьшается с удалением от плоскости Галактики по закону косеканса, выходя на примерно постоянный уровень (несколько десятых долей зв. величины вполосах B или V) для галактических широт |b| > 50◦ . Установлена связь между оптической толщой для поглощения в оптическомдиапазоне (полоса V) и числом атомов нейтрального водорода NHна луче зрения в столбе сечением 1 см2 :τV ≈ 5.2 · 10−22 NH .(3.1)Эта связь отражает хорошую перемешанность пыли и газа в межзвездной среде. При средней концентрации атомов межзвезднойсреды ∼ 1 см−3 поглощение в оптике становится заметным, когдана луче зрения набирается ∼ 2 · 1021 атомов/см2 , т.е.

при прохождении расстояния около 1 кпк. Из-за крайней неоднородности межзвездной среды, однако, имеются “окна прозрачности”, позволяющие “заглядывать” на гораздо большие расстояния.В более коротковолновой далекой УФ и рентгеновской областиспектра основное поглощение связано с нейтральным газом (водородом и другими химическими элементами). Основная причинапоглощения жестких фотонов – фотоэффект (выбивание фотонами электронов, заполняющих различные оболочки в атомах).

Еслиэнергия упавшего фотона равна hν, он может выбить из атома электрон с энергией связи EI < hν, а оставшаяся энергия переходитв кинетическую энергию выбитого электрона. Значения энергии,при которых EI = hν, называются пределами поглощения, т.к. выброс электронов с этих уровней фотонами меньших энергий невозможен. При более высоких энергиях сечение фотопоглощения сданного уровня быстро уменьшается: σ ∝ 1/(hν)3 . Например, порог ионизации водорода 13.6 эВ соответствует длине волны фотона° , поэтому излучение с длиной волны короче 912 A° очень силь912 Aно поглощается в межзвездной среде.

Эффективное сечение поглощения атомами межзвездной среды из-за фотоионизации показанона рис. 3.3. Для невозбужденных атомов (ионов) данного элементаэнергия фотона, эВ10Hэффективное сечение σν, см210Z1710Z18102103104He1 пк1010Z1910210Z20C10Z2110Z22N1 кпкONeMg10Z2310SiArSσT10Z24Fe1021 Мпк1010310210длина волны, A°51длина свободного пробега для nH=0.1 смZ33.1. Основные задачи наблюдательной астрономииРис.

3.3. Зависимость эффективного сечения поглощения атомов межзвездногогаза со стандартным химическим составом от длины волны ионизующего излучения (левая шкала). Правая шкала – длина свободного пробега квантов с даннойэнергией в межзвездной среде для концентрации межзвездного газа nH = 0.1 частиц в см3 при нормальном обилии гелия и более тяжелых элементов. Пунктиромпоказано томсоновское сечение рассеяния на свободных электронах, которое дляфотонов с hν me c2 ≈ 511 кэВ не зависит от энергии.сечение поглощения равно нулю для энергии фотона ниже порога ионизации электрона с самого внутреннего K-уровня. На графике видны скачки поглощения на K-уровнях различных элементов вплоть до железа.

При наблюдениях в рентгеновском диапазоне (0.1–100 кэВ) с низким спектральным разрешением K-скачкине поддаются разрешению, поэтому связь оптической толщины вэтом диапазоне с числом атомов водорода на луче зрения можетбыть описана приближенным соотношением−22τX ≈ 2 × 10hν13.6 эВ−8/3 nH dl .(3.2)Из-за сильного уменьшения сечения фотопоглощения с увеличением энергии кванта при hν ≥ 1 MэВ оно не играет заметной роли.При наличии свободных электронов в среде для жестких рентгеновских фотонов с энергией выше 10 кэВ и гамма-лучей преобладающим становится комптоновское рассеяние на свободных элек-52Глава 3. Особенности астрономических наблюденийтронах (см.

рис. 3.3). Сечение комптоновского рассеяния практически не зависит от энергии фотона вплоть до энергий hν ∼ me c2 ∼511 кэВ, где me – масса покоя электрона, и равно томсоновскомусечению рассеяния на свободном электроне σT = 6.64 · 10−25 см2 .Для более энергичных фотонов сечение комптоновского рассеянияуменьшается σKN ∼ σT /(hν) (формула Кляйна–Нишины). Фотоны высоких энергий взаимодействуют с электронами в атомах илиионах так же, как со свободными электронами, поэтому если в ионеимеется Z электронов, то полное сечение рассеяния для него равноZσKN .

Рассеяние на ядрах всегда в (me /mN )2 меньше и не играетзаметной роли в разреженной межзвездной среде.Для гамма-квантов с энергией hν > 2me c2 ≈ 1 МэВ определяющим процессом может оказаться рождение электрон-позитронныхпар. Однако рождение пары 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, обратнойнепрозрачности 1/κ [г/см2 ] (фактически это длина свободногопробега фотона, умноженная на плотность среды). Для гаммаквантов высоких энергий (> 1 MэВ) проницаемость вещества примерно равна проницаемости для заряженных частиц с той же самойэнергией и численно лежит в пределах ∼ 2 − 10 г/см2 .

Из рисункавидно, что вся Галактика прозрачна для фотонов, начиная с мягко° , hν < 1 кэВ).го рентгеновского диапазона (λ < 10A3.1.3. “Точечные” и “протяженные” источникиОдин и тот же источник при одних условий наблюдения может восприниматься как точечный, а при других – как протяженный (то есть на его изображении можно различить отдельные подробности).

Существуют принципиальные физические ограничения, которые не позволяют телескопам строить сколь угодно резкие “точечные” изображения.Из-за дифракции света на краях объектива телескопа изобра-3.1. Основные задачи наблюдательной астрономии53жение любого точечного объекта в фокальной плоскости имеет конечный размер θd ∼ λ/D, где λ – длина волны излучения, D – диаметр объектива.

Разрешающей способностью астрономического телескопа обычно называют угловой размер изображения точечного источника (звезды), который строит данный телескоп. Как будет показано ниже, для крупных наземных телескопов реальнаяразрешающая способность ограничена влиянием турбулентностив атмосфере, через которую проходит свет, и только у телескоповнебольших размеров разрешающая способность определяется дифракцией.Разделим источники на точечные и протяженные. У точечного(протяженного) источника угловые размеры меньше (больше) разрешающей способности телескопа. Ясно, что в пределе бесконечновысокого углового разрешения любой источник перестает быть точечным.Как было показано в предыдущей главе, если источник для данного телескопа “точечный”, то регистрируется только поток излучения, а не интенсивность.

Оценка интенсивности требует знаниятелесного угла, под которым виден источник, что для точечного источника нереализуемо. Однако если из других данных известен угловой диаметр звезды, наблюдаемой как “точечный” источник, то(d)детектируемый поток Fν можно пересчитать в поток, испускаемый вблизи поверхности звезды. Тогда, считая в первом приближении поле излучения вблизи поверхности звезды изотропным,(e)находим Fν = πIν (r∗ ). Так из наблюдений можно оценить интенсивность выходящего излучения, которая несет максимальную информацию об излучающем веществе.Для “протяженного” источника, напротив, можно непосредственно измерять интенсивность Iν выходящего излучения (частоупотребляют термин поверхностная яркость), усредненную в пределах разрешающей способности телескопа.

Самое высокое угловое разрешение достигается в радиодиапазоне методами интерферометрии со сверхдлинной базой (РСДБ), поэтому для радиоисточников с известными угловыми размерами для характеристи-54Глава 3. Особенности астрономических наблюденийки интенсивности излучения часто используют понятие яркостной температуры (см. конец предыдущей главы), т.к.

в радиодиапазоне (рэлей-джинсовская область) она пропорциональна интенсивности выходящего излучения Tb ∝ Iν /ν 2 .3.2. Телескопы и приемники излучения3.2.1. Оптические телескопыДля получения более резких изображений источников и регистрации слабых объектов требуется повышение разрешающей способности принимающего устройства и увеличение принимаемойэнергии излучения от источника. Обе эти цели достигаются применением телескопа – оптического прибора, в котором происходитфокусировка света, падающего на объектив, в небольшую область вфокальной плоскости телескопа, где строится резкое изображение.Как известно, первый оптический прибор (телескоп) был использован с астрономическими целями Галилео Галилеем в 1610 г.

и состоял из положительной линзы (объектив) и отрицательной (окуляр) с разными диаметрами и фокусными расстояниями. Впоследствии (впервые это сделал И. Ньютон) вместо линзы для объективастали использовать зеркала (телескопы-рефлекторы), с помощьюкоторых можно построить изображения с меньшими искажениями(аберрациями), чем с помощью линзовых объективов.Объектив изготавливается возможно большего диаметра, чтобы собирать максимальное количество энергии и иметь хорошуюугловую разрешающую способность. Разрешающая способность телескопа определяется только диаметром объектива и состояниематмосферы в месте наблюдения.