1612724575-f825b2d3933c58ed53c66b6cee5ff57f (829206), страница 6
Текст из файла (страница 6)
Поглощающие свойства среды. Коэффициент поглощения и оптическая толщина.Поглощающие свойства среды принято характеризовать оптической толщиной t, под которойпонимается ln отношения светового потока до прохождения через рассматриваемый слой и послепрохождения сквозь него. (Десятичный логарифм того же отношения - оптическая плотность).Из этого определения следует, что после прохождения слоя с оптической толщиной световойпоток, а также интенсивность уменьшаются в раз, т.е. = 0 − и = 0 − .Если ≪ 1 – оптически тонкий случай (среда прозрачна для излучения).Если ≫ 1 – оптически толстый случай (среда непрозрачна).11.3.
Прохождение света через атмосферу Земли.Из-за большого расстояния между Солнцем и Землей солнечное излучение, которое достигаетверхней границы атмосферы, падает в виде почти параллельных лучей. Это излучение включаетв себя (УФ) излучение, видимый свет и ближнее (ИК) излучение. Интенсивность УФ и ИКизлучения, приходящего от Солнца, очень мала, однако, когда Земля нагревается под действиемсолнечного излучения, она излучает ближнее и дальнее ИК излучение.
При прохождении через24атмосферу часть солнечного излучения достигает поверхности Земли, а часть рассеиваетсямолекулами газов, аэрозольными частицами, каплями воды и кристаллами льда.Оптические явления, возникающие при прохождении света в атмосфере: зори, радуги,рассеяние, изменение цвета неба; поглощение, преломление, отражение, дифракция УФ,видимого и ИК излучения атмосферной радиации, поляризация небесного света в атмосферахЗемли и планет.11.4. Внеатмосферная астрономия.Внеатмосферная астрономия — раздел астрономии, в котором исследования выполняются спомощью инструментов, которые вынесены за пределы атмосферы Земли. В отличие от«наземной» астрономии, доступны исследования с использованием всего спектраэлектромагнитных излучений.
Вынос средств наблюдения позволяет приблизить разрешающуюспособность телескопов к дифракционному пределу. Например, автоматические межпланетныестанции.25Билет 1212.1. Излучение абсолютно черного тела. Эффективная температура.Тепловое излучение. Всякое, даже слабо нагретое тело излучает электромагнитные волны(тепловое излучение). Однако при низких температурах, не превышающих 1000 °К, излучаютсяглавным образом инфракрасные лучи и радиоволны. По мере дальнейшего нагревания спектртеплового излучения меняется: во-первых, увеличивается общее количество излучаемой энергии,во-вторых, появляются лучи все более и более коротких длин волн — видимые (от красных дофиолетовых), ультрафиолетовые, рентгеновские и т.д.При каждом данном значении температуры нагретое тело излучает сильнее всего в некоторойобласти спектра, определяющей видимый цвет объекта.Излучение абсолютно черного тела. Особую роль Температура, К ЦветКрасныйиграет один частный случай, для которого законы до 1000Оранжевыйтеплового излучения имеют наиболее простой вид.
1000–20002000–3000ЖёлтыйЕсли излучающее тело полностью изолировать от3000–4500Бледно-желтыйокружающей среды идеально теплонепроницаемыми 4500–5500Желтовато-бледныйстенками, то после того как всюду в его пределах 5500–6500Чистый белыйтемпература станет одинаковой, оно придет в 6500–8000Голубовато-белыйБело-голубойсостояниетепловогоравновесия 8000–15000Голубой(термодинамического равновесия). В этом случае его 15000 и болееизлучение определяется только температурой и называется равновесным. Фактически подобныеусловия нигде не осуществляются, так как нет идеальных теплоизоляторов. Однако частовстречаются условия, близкие к термодинамическому равновесию, например, когда излучающеетело, скажем, внутренние слои звезды, окружено сильно непрозрачным слоем газа — атмосферой.Тело, находящееся в условиях термодинамического равновесия, называется абсолютно черным :поскольку оно не может терять своей тепловой энергии, оно полностью поглощает всякоеизлучение.12.2.
. Законы Планка, Вина, Стефана–Больцмана.Первый Закон излучения Вина = 3 ( ),где — плотность энергии излучения, — частота излучения, — температураизлучающего тела, — функция, зависящая только от отношения частоты к температуре.Второй закон излучения Вина2ℎ 3 −ℎ = ,3где ℎ — постоянная Планка, — постоянная Больцмана, — скорость света в вакууме.Закон ПланкаИнтенсивность излучения абсолютно чёрного тела в зависимости от температуры и частотыопределяется законом Планка:2ℎ 31(, ) =,2ℎ/−1где — мощность излучения на единицу площади излучающей поверхности в единичноминтервале частот (размерность в СИ: Дж·с−1·м−2·Гц−1).262ℎ 21(, ) =5 ℎ/ − 1где — мощность излучения на единицу площади излучающей поверхности в единичноминтервале длин волн (размерность в СИ: Дж·с−1·м−2·м−1).Закон Стефана — БольцманаОбщая энергия теплового излучения определяется законом Стефана — Больцмана, которыйгласит:Мощность излучения абсолютно чёрного тела (интегральная мощность по всему спектру),приходящаяся на единицу площади поверхности, прямо пропорциональна четвёртой степенитемпературы тела: = 4 ,где — мощность на единицу площади излучающей поверхности,2 5 424Вт==≃ 5,670400(40) ∙ 10−8 2 4233215 ℎ60ℏ м К— постоянная Стефана — Больцмана.Для нечёрных тел можно приближённо записать: = 4 ,где — степень черноты (для всех веществ < 1, для абсолютно чёрного тела = 1).27Билет 1313.1.
Назначение телескопа в астрономии. Принцип работы оптического телескопа.Рефракторы и рефлекторы. Разрешающая способность телескопа.Телескоп имеет три основных назначения: 1) собирать излучение от небесных светил наприемное устройство (глаз, фотографическую пластинку, спектрограф и др.); 2) строить в своейфокальной плоскости изображение объекта или определенного участка неба; 3) помочь различатьобъекты, расположенные на близком угловом расстоянии друг от друга и поэтому неразличимыеневооруженным глазом.Основной оптической частью телескопа является объектив, который собирает свет и строитизображение объекта или участка неба.
Объектив соединяется с приемным устройством трубой(тубусом). Механическая конструкция, несущая трубу и обеспечивающая ее наведение на небо,называется монтировкой. Если приемником света является глаз, то необходим окуляр, в которыйрассматриваетсяизображение,построенноеобъективом.Прифотографических,фотоэлектрических, спектральных наблюдениях окуляр не нужен.
Фотографическая пластинка,входная диафрагма электрофотометра, щель спектрографа и т.д. устанавливаютсянепосредственно в фокальной плоскости телескопа.Телескоп с линзовым объективом называется рефрактором, т.е. преломляющим телескопом.Так как световые лучи различных длин волн преломляются по-разному, то одиночная линза даетокрашенное изображение (хроматическую аберрацию). Хроматическая аберрация в значительноймере устранена в объективах, составленных из двух линз, изготовленных из стекол с разнымикоэффициентами преломления (ахроматический объектив).Возникла мысль заменить линзовый объектив вогнутымсферическим зеркалом (рис. 1).
Такой телескоп называетсярефлектором, т.е. отражательным телескопом. Сферическое зеркалоне собирает параллельного пучка лучей в точку; оно дает в фокусенесколько размытое пятнышко. Это искажение называетсясферической аберрацией. Если зеркалу придать форму параболоида,то сферическая аберрация исчезает. Параллельный пучок,направленный на такой параболоид вдоль его оси, собирается вфокусе практически без искажений, если не считать неизбежногоразмытия из-за дифракции. Рефлектор с параболическим зеркаломстроит изображение очень четко, однако изображение можноРис.
1. Линзовый изеркальный объективысчитать идеальным, пока оно остается вблизи оптической оси. Приудалении от оси появляются искажения (внеосевые аберрации). Поэтому рефлектор с однимтолько параболическим зеркалом не позволяет фотографировать больших участков небаразмером, скажем, 5° ´ 5°, а это необходимо для исследования звездных скоплений, галактик игалактических туманностей.
Поэтому для наблюдений стали строить комбинированныезеркально-линзовые телескопы, в которых аберрации зеркала исправляются тонкой линзой.Основные характеристики телескопа – диаметр D и фокусное расстояние F объектива. Чембольше диаметр, тем больший световой поток собирает телескоп:Φ = = 2 /4, где —освещенность объектива и — его площадь. Другой существенной характеристикой являетсяотносительное отверстие А = /. Как нетрудно убедиться, освещенность в фокальной28 2плоскости, создаваемая протяженным объектом, ′ ~ ( ) .
Для визуального телескопа важнойхарактеристикой является увеличение: = / .Прифотографировании представляет интерес масштаб изображения вфокальной плоскости. Он может быть выражен в угловых единицах,приходящихся на 1 мм. Чтобы найти масштаб изображения, нужнознать линейное расстояние l между двумя точками изображения свзаимным угловым расстоянием , = 2 tg /2, где — фокусноерасстояние объектива. Вывод этой формулы ясен из рис. 93. Прималых углах a, l = Fa , если a в радианах, и = /57°3′ если в градусах. Тогда масштабизображения = /.Телескоп-рефлектор, приспособленный для наблюдений непосредственно в фокусепараболического зеркала, называется рефлектором с прямым фокусом.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
