WWW.DISSERS.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА

   Добро пожаловать!

Pages:     | 1 |   ...   | 30 | 31 || 33 | 34 |   ...   | 55 |

Дело в том, что все звёзды светят, во-первых, собственным внутренним светом (а не как планеты — отражённым), а во вторых, звёзды светят как «абсолютно чёрные тела» (не надо путать с телами, покрашенными чёрной краской). Абсолютно чёрное тело — это физическая модель тела, которое поглощает все кванты излучения, падающие на него, а излучает в своюочередь свет равномерно в виде непрерывного спектра, без каких-либо спектральных линий. Спектр излучения такого тела описывается «кривой Планка», имеющей максимум в некоторой области длин волн, и уменьшающейся как в сторону длинных волн (инфракрасное и радиоизлучение), так и в сторону коротких волн (ультрафиолетовое, рентгеновское и гамма-излучение). Известно также, что максимум излучения зависит от температуры тела и смещается в сторону более коротких волн при его нагревании (закон Вина). Поэтому максимум излучения звёзд при повышении их температуры смещается от инфракрасной области через видимый свет к ультрафиолетовому, а их видимое излучение имеет либо красный избыток и более тёмное, либо голубой избыток и более яркое. Цвета звёзд изменяются при этом в следующей последовательности: коричневый, тёмно-красный, красный, оранжевый, жёлтый, белый, голубой.

Отличие от 7 цветов обычной радуги (красный, оранжевый, жёлтый, зелёный, голубой, синий, фиолетовый) состоит в том, что радуга сама является спектральным разложением только видимого диапазона света (см. вопрос № 4, стр. 76), и её цвета представляют собой очень узкие спектральные полосы. Поскольку звёзды светить в узких полосах не могут, то соответственно и не бывает звёзд ни зелёных, ни сиреневых, ни каких-либо иных цветов, образованных из цветов радуги или их комбинаций.

Что же касается пятнисто-полосатых звёзд, то, как справедливо заметили многие участники конкурса, для этого необходимо создание различных температур в различных частях звезды. Как это ни парадоксально, но такие ситуации могут случаться. Ближайшим примером такой пятнистой звезды является наше Солнце, пятна на котором образованы областями магнитных аномалий и имеют понижение температуры с 6000 до 4500 градусов, что уменьшает поток излучения приблизительно в 3 раза. На некоторых других звёздах, изображение дисков которых на сегодняшний день получено, также наблюдаются аналогичные локальные образования, связанные с неоднородностями температурных условий на поверхности. Например, на поверхности звезды Бетельгейзе наблюдались потемнения с размерами до трети диаметра звезды и связанные, по-видимому, с крупномасштабной турбулентностью. Наконец, звёзды, входящие в тесные двойные системы, демонстрируют эффекты нагревания большей звезды с одного из боков за счёт излучения соседа, а также значительные отклонения от сферической формы за счёт приливных эффектов.

Все газовые звёзды вращаются дифференцированно, так что их экваториальные части обгоняют приполярные районы, и чтобы создать полосатую звезду, необходимо кроме выраженного дифференцированного вращения организовать и температурные различия в этих полосах.

Хотя такая схема динамики реально наблюдается только на Юпитере (который не дотягивает по массе до звезды), тем не менее, это возможно. Во всяком случае, звёзды, окружённые протопланетными дисками, со стороны будут наблюдаться именно в виде звезды с тёмной полосой (одной) вдоль экватора.

814. На Солнце, как известно, есть тёмные пятна (в начале 17 века это была жуткая ересь). А на других звёздах могут быть пятна Cм. ответ на вопросы №813, стр. 228.

821. Как далеко до ближайшей звезды См. ответы на вопросы №826, стр. 230; №1053, стр. 331, а также стр. 336.

826. Насколько неподвижны «неподвижные» звезды Солнце участвует вместе со всеми другими звёздами и во вращении нашей Галактики. По последним данным, находясь на расстоянии 8,5 килопарсек от центра Галактики, Солнце вращается вокруг него со скоростью 204 км/с и совершает один оборот примерно за 255 миллионов лет.

Естественно, что говорить о «неподвижных» звёздах также не приходится («Ковш Большой Медведицы вывернется наизнанку!»).

Помимо общегалактического вращения, все они, подобно Солнцу, имеют и собственные скорости, называемые «пекулярными». Собственные движения звёзд наблюдаются с Земли в виде видимых движений по небу;

рекордсменом здесь является «летящая звезда Барнарда» со смещением 10,31 угловой секунды в год. По той же причине звёзды имеют и лучевые скорости, измеряемые за счёт эффекта Доплера, как правило, величиной в десятки км/с («Те звёзды, которые удаляются от нас, кажутся нам с синеватым оттенком, а те, которые приближаются — с красным»).

Самой шустрой по лучу зрения является «звезда Каптейна», со скоростью +245 км/с убегающая от нас.

Даже скромное обращение Земли вокруг Солнца и то вполне может «сдвинуть» звёзды с места. За счёт наблюдения с разных краёв земной орбиты, ближайшие звёзды смещаются из стороны в сторону, и это явление называется «годичными параллаксами» звёзд. У Проксимы (т. е. «ближайшей») Центавра он составляет 0,762 секунды дуги.

Наконец, очень многие звёзды являются членами двойных и кратных систем, и тогда они уже совсем не неподвижные. Естественно, что в этом случае они вращаются вокруг общего центра масс, и это движение также наблюдается либо по смещениям на небе, либо по периодическому изменениюлучевых скоростей (спектральные двойные).

Глава 18. Звёздные острова 831. В направлении какого созвездия находится центр нашей Галактики и почему мы его не видим Общая структура нашей Галактики определена по измерениям расстояний до огромного числа объектов, прежде всего звёзд разных типов.

Общее число звёзд оценивается в 1011, так что наша Галактика относится к классу гигантских звёздных систем. Она является сплюснутой системой, симметричной относительно главной плоскости, называемой плоскостью Галактики. Проекция плоскости Галактики на небесную сферу называется галактическим экватором, и он почти точно совпадает со средней линией видимого Млечного Пути. Центр всей звёздной системы, именуемый центром Галактики, проецируется на небе в созвездие Стрельца ( = 265, = -29). Звёзды сильно концентрируются к галактической плоскости и к центру Галактики. Непосредственно в центре находится центральное сгущение, называемое ядром Галактики.

По современным данным Солнце находится на расстоянии 8,5 килопарсек от центра Галактики (2,62 · 1022 см, или 27 700 световых лет) и скорость его вращения вокруг центра Галактики составляет 204 км/с.

Период обращения Солнца вокруг центра Галактики называется галактическим годом и составляет около 255 миллионов лет. В настоящее время Солнце также немного приподнято над галактической плоскостью— всего на 10 парсек в сторону северного полюса Галактики.

На небе, особенно в полосе Млечного пути, наблюдаются многочисленные тёмные туманности. Самой известной из них является туманность с замечательным названием: «Угольный Мешок». Она находится в созвездии Южного Креста и занимает область неба больше 3. Расстояние до неё составляет 150 парсек, а её размеры — около 8 пс. Угольный Мешок поглощает свет звёзд, уменьшая его примерно в 3 раза, и кажется из-за этого на небе чёрным пятном. Много других пылевых облаков образуют широкую тёмную полосу вдоль средней части Млечного пути, тянущуюся через созвездия Лебедя, Орла, Стрельца и Скорпиона (т. н. «Большая развилка Млечного Пути»). В области центрального сгущения тёмных туманностей особенно много, и по наблюдениям инфракрасных источников на расстоянии около 1 пс от центра Галактики ослабление света составляет 107–108 раз (т. е. до 20 звёздных величин).

836. Перечислите галактики, которые видны на небе невооружённым глазом.

Как известно, галактиками называются звёздные системы, достаточно обособленные в пространстве. Типичное число звёзд в галактике составляет 1011. Определить общее число галактик во Вселенной не представляется возможным, поскольку по мере наблюдения всё более и более слабых объектов, число галактик в поле зрения начинает существенно превосходить число звёзд. При этом большинство галактик оказываются далёкими, мелкими и ещё более слабыми.

Как правило, невооружённым глазом мы можем видеть объекты не слабее 6 звёздной величины. Среди всех галактик таких ярких всего 3. На северном небе в созвездии Андромеды в яснуюпогоду можно увидеть Туманность Андромеды (галактика М31, яркость 3,5m), а на южном небе прекрасно видны два спутника нашей Галактики: Большое Магелланово Облако (0,1m) и Малое Магелланово Облако (2,4m).

Помимо этого через всё небо простирается «Млечный Путь», который представляет собой скопления слабых звёзд вдоль плоскости нашей Галактики. Таким образом, общее число видимых невооружённым глазом галактик составляет 4.

Глава 19. За гранью миров 854. С 1998 г. успешно работает космический интерферометр, у которого один радиотелескоп диаметром 64 м находится под Москвой (г. Калязин), а другой — на борту высокоорбитального спутника VSOP (Япония, 8 м). Оцените продольные и поперечные размеры квантов излучения, которые данный интерферометр принимает на длине волны 18 см от далёких квазаров.

Квазары — это наиболее яркие (светимость 1047 эрг/с) и наиболее удалённые (до 3000 Мегапарсек (Мпс), или 1028 см) объекты во Вселенной. Хотя расстояния до них определяются по красному смещению их спектральных линий, в интересующем нас сейчас случае их излучение можно считать непрерывным спектром шумового характера (континуум). Типичные видимые угловые размеры центральных излучающих областей квазаров — 1 миллисекунда дуги (0,радиан), яркостные температуры (характеристика излучательной способности) — 1012–1016 К, а поток энергии, который регистрируется от квазаров на Земле, может не превышать 1 мЯн (милли-Янский, или 10-29 Вт/(м2 · Гц)).

Многие знают, что угловое разрешение () любого астрономического инструмента определяется размерами его зеркала (D) и примерно равно /D, где — длина волны принимаемого излучения.

Поэтому, например, человеческий глаз с размерами зрачка 5 мм (ночью) в видимом свете ( 5500 Ангстрем) имеет разрешение около 1 угловой минуты. Радиотелескоп с зеркалом диаметром 64 м на волне 18 см будет иметь разрешение на порядок хуже, около 10. Естественно, что наблюдать столь малые угловые структуры, как ядра квазаров, на одиночном радиотелескопе невозможно, и для этого используются интерферометры.

Явление интерференции все хорошо представляют себе на примере наложения волн на поверхности воды и интерференционных картин на мыльных пузырях и других тонких плёнках, поэтому проще всего объяснить процессы в радиоинтерферометре, используя...

Волновой формализм. В этом случае две антенны (или много антенн) принимают приходящие от радиоисточника электромагнитные волны.

Поскольку космические радиоисточники удалены на значительные расстояния, радиоволны, приходящие на разные антенны, можно считать параллельными и одинаковыми. Антенны разнесены на некоторое расстояние В, которое называется базой интерферометра, поэтому радиоволна, приходящая на более удалённую антенну, будет задерживаться на величину = Bп/с, где Bп — проекция базы на луч зрения, c —скорость света. Затем радиоволны преобразуются в согласованный формат и суммируются между собой. Если на проекцию базы Bп укладывается целое число длин волн, то сложение принятых радиоволн даст интерференционный сигнал, если полуцелое — волны придут в противофазе и интерференции не будет. Если радиоисточник сместить на небе на угол /B0, где B0 — проекция базы, перпендикулярная лучу зрения, то между принимаемыми волнами вновь возникнет разность фаз. Поэтому угловое разрешение радиоинтерферометра определяется уже не диаметрами отдельных телескопов, а величиной проекции базы. Увеличение базы интерферометра позволяет наблюдать радиоисточники с разрешением во много раз большим, чем у оптических телескопов (желающие могут самостоятельно определить разрешение интерферометра, состоящего из двух телескопов на разных сторонах земного шара). Возвращаясь к формулировке вопроса, можно сказать, что продольный размер электромагнитных колебаний определяется длиной волны (в нашем случае 18 см), а поперечный размер волнового фронта остается неопределённым, т. к. волны распространяются от источника изотропно по всему пространству.

Однако вспомним, что свет излучается не в виде непрерывных волн, а отдельными порциями, т. е. квантами, и поэтому применим...

Квантовый формализм. Само понятие кванта, как порции излучения, было введено в 1900 году Максом Планком для объяснения закона излучения нагретых тел (закон Планка). В 1905 г. Эйнштейн на примере фотоэффекта показал, что все электромагнитное излучение состоит из отдельных частиц (фотонов), энергия которых E = h, где h — постоянная Планка (h =(6,626176 ± 36) · 10-27 эрг · с), — частота излучения.

Соответственно, на волне 18 см один квант излучения имеет энергию E =1,1 · 10-17 эрг.

Если поток энергии от квазара составляет F =1 мЯн, диаметр принимающей космической антенны d =8 м, полоса приёма сигнала =1 кГц, то количество квантов, которое за время накопления t =1 с упадёт на поверхность антенны, составит: N = F (d2/4)f t, или примерно 0,5 кванта.

В этом случае становится непонятно, как же космический интерферометр всё-таки работает. Во-первых, 1/2 фотона не бывает. Во-вторых, длительность самого процесса излучения кванта, по-видимому, около 10-18 с (в современных фемтосекундных лазерах длительность импульсов сопоставима с 10-15 с), так что одновременный приход двух фотонов в разные антенны столь же маловероятен. Наконец, в-третьих, любые два фотона не являются когерентными (различаются по фазе, поляризации и другим характеристикам), и поэтому интерференции не дадут. Чтобы понять принцип действия интерферометра в рамках квантового формализма, необходимо вспомнить принцип неопределённости Гейзенберга. Для любого квантового объекта, в том числе фотона, невозможно одновременно точно определить (измерить) и импульс (p = h) и пространственные координаты (x). Неопределённости (их ошибки измерения) связаны между собой: p x h/(2).

Неопределённость импульса соответствует точности измерения угла прихода фотона на интерферометре: p p (/B0) · (h/) =h/B0.

Тогда X h/(2 p) h/(2h/B0) =B0/(2). Таким образом, измеряя на интерферометре направление прихода фотона с угловым разрешением = /B0, мы создаём неопределённость его положения в пространстве, сопоставимуюс базой интерферометра. В известном смысле можно сказать, что размеры кванта радиоизлучения увеличиваются до размеров самого интерферометра.

В этом случае (x B0) мы должны рассматривать интерферометр не как набор двух или более антенн, а как единую установку, единый квантовый прибор, регистрирующий приходящий фотон.

Pages:     | 1 |   ...   | 30 | 31 || 33 | 34 |   ...   | 55 |



© 2011 www.dissers.ru - «Бесплатная электронная библиотека»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.