Методы астрофизических исследований.

Методы астрофизических исследований.

Излучение небесных тел

Солнце и звезды представляют собой огромные шарообразные тела из горячего вещества. Они излучают электромагнитные волны всевозможной длины, от гамма-лучей до длинных радиоволн. Планеты и спутники отражают солнечный свет и сами в различной степени излучают инфракрасные лучи и радиоволны. Разряженные газовые туманности – колоссальной протяженности газовые облака – в зависимости от физического состояния излучают электромагнитные волны строго определенной частоты.

Излучение, проходящее сквозь земную атмосферу, изучается непосредственно с поверхности Земли. Для этого созданы астрономические инструменты – телескопы. Телескопы для наблюдений в световых лучах называются оптическими, а для приема радиоволн – радиотелескопами.

Оптические телескопы.

Существуют два основных вида:

· Линзовые (рефракторы). Объектив, собирающий световые лучи, изготовлен из стеклянных линз.

· Зеркальные (рефлекторы). У рефлекторов объективом служит вогнутое стекло.

Основное назначение телескопов – собрать как можно больше световой энергии от небесного тела и различить как можно меньшие детали.

Самый крупный телескоп в России – Большой телескоп Азимутальный Специальной астрофизической обсерватории РАН, установленный в горах Северного Кавказа.

Расположение – Нижний Архыз

Высота - 2070 м

Длина волн 0,3-10 мкм

Дата открытия 30.12.1975

Диаметр объектива 6,05 м

Эффективная площадь 26 м²

Фокусное расстояние 24 м

Купол 53 м.

Объектив телескопа, имея значительные размеры (диаметр D), воспринимает световой поток и, концентрируя его, позволяет видеть слабые небесные объекты, недоступные невооруженному глазу. Важная характеристика телескопа – светосила, ее определяют по формуле:

где D – диаметр объектива телескопа, м;

F – фокусное расстояние, м.

Чем больше светосила А, тем более ярким получается изображение протяженного объекта в фокальной плоскости телескопа.

Диаметр объектива определяет разрешающую способность (разрешение) телескопа – способность телескопа видеть отдельно близко расположенные объекты и мелкие детали на поверхности небесного тела.

Разрешение измеряется в секундах дуги и определяется по формуле:

где l - длина волны, нм.

Длина волны в 550 нм и диаметр объектива при расчета должны быть выражены в одинаковой единице измерения, тогда для расчета формула будет иметь вид:

где D – диаметр объектива телескопа, мм.

Предельный (наименьший) блеск звезд, видимый в телескоп, характеризует проницающую способность телескопа (m_т), часто называемую его оптической мощью, которую вычисляют по формуле:

где D – диаметр объектива (в мм).

⇐ Предыдущая 123 Следующая ⇒