Свойства электромагнитного излучения

Выяснение природы земных взрывов обычно не вызывает затруднений. Не только при созданных искусственно, но и при естественных взрывах бывает известно, преобразование какой энергии вызвало взрыв. Основное внимание обращается на изучение эффектов, сопровождающих взрывы, таких, как ударные волны, звуковые волны, свечение. Эти явления регистрируются непосредственно при помощи различных приборов.

При исследовании же космических взрывов зачастую трудно сказать с уверенностью, каков источник энергии взрыва. Этот вопрос может быть решен только после тщательного изучения всех доступных наблюдению явлений, вызванных взрывом.

Трудности в исследовании космических взрывов, как и других астрономических явлений, обусловлены главным образом чрезвычайной удаленностью космических объектов от наблюдателей. Расстояние даже до ближайшего к Земле небесного тела, Луны, более чем в девять раз превосходит длину земного экватора. Солнце же находится в 400 раз дальше от Земли, чем Луна,- на расстоянии 150 миллионов километров. И даже эта величина оказывается очень малой по сравнению с расстоянием, отделяющим нас от соседних звезд.

Для действия любого прибора, используемого при изучении взрыва, нужно, чтобы до прибора дошла некоторая часть энергии, освободившейся при взрыве. Получаемая земными наблюдателями доля энергии взрыва, происшедшего на отдаленном небесном теле, ничтожно мала, потому, что эта энергия при удалении от точки взрыва, распространяясь по пространству, занимает все больший объем. Назовем потоком энергии F количество ее, проходящее за 1 сек — через площадку в 1 см2, расположенную перпендикулярно к направлению распространения энергии, и найдем закон изменения F с расстоянием от точки взрыва. Пусть носителями энергии являются частицы, разлетающиеся от этой точки. Если частицы в пространстве не поглощаются и новые там не возникают, то при неизменной скорости частиц энергия, проходящая через любую сферу с центром в точке взрыва, одинакова. Энергия же, приходящаяся на 1 см2, обратно пропорциональна площади сферы (рис. 3) и, значит, квадрату ее радиуса. Поэтому поток энергии в данном месте обратно пропорционален квадрату расстояния до точки взрыва, т. е. для потоков F1 и F2 на расстояниях r1 и r2 имеем соотношение

Image

Эта формула остается справедливой независимо от того, о какой энергии идет речь, если только она распространяется одинаково во всех направлениях (или в пределах конуса с вершиной в точке взрыва). В частности, для световой энергии формула (3) дает хорошо известный из курса физики закон ослабления силы света с удалением от источника. Если на пути к наблюдателю энергия данного вида исчезает, например, механическая энергия переходит в тепловую, то поток энергии уменьшается быстрее, чем следует из формулы (3).

Приборы на Земле не в состоянии зарегистрировать механическую энергию даже очень сильных взрывов, происходящих на звездах. Межзвездное пространство, как мы увидим позже (§ 5), содержит очень разреженный газ. Хотя в нем и могут распространяться ударные волны, но они затухают на сравнительно малом расстоянии от точки взрыва. Кроме того, скорости ударных волн в сотни и тысячи раз меньше скорости распространения излучения. Луч света, чтобы дойти от ближайших звезд до Земли, затрачивает годы. А механическая энергия взрыва, если бы и дошла до Земли, то настолько ослабленной и с таким опозданием, что ее невозможно было бы приписать тому или иному взрыву.

Так же плохо обстоит дело с непосредственной регистрацией на Земле всех других видов энергии звездного взрыва, кроме электромагнитного излучения (одной из форм которого является видимый свет). Существует, правда, теоретическая возможность наблюдения частиц, летящих со скоростью, почти равной скорости света, таких, например, как. нейтрино. Однако приборы, регистрирующие частицы высоких энергий, пока не обладают достаточной чувствительностью, чтобы «замечать» столь слабые потоки частиц от звездных взрывов, какие можно ожидать на Земле. С другой стороны, поскольку частицы, обладающие зарядом (электроны, протоны), вследствие различных воздействий движутся в пространстве не прямолинейно, приписать происхождение наблюдаемых частиц конкретному звездному взрыву невозможно.

Практически единственным источником информации о космических взрывах пока остается электромагнитное излучение, идущее из области взрыва. Поэтому они изучаются теми же методами, которые применяют в астрономии для исследования физических свойств небесных тел — ведь только излучение этих тел и может быть наблюдаемо.

Image

 

Рис. Распространение энергии от точки взрыва. Поток энергии изменяется обратно пропорционально площади сферы с центром в точке взрыва.

В этом параграфе рассказывается об особенностях электромагнитного излучения.

Электромагнитное излучение возникает при неравномерном (ускоренном) движении электрических зарядов. Любой заряд создает в прилегающем пространстве электрическое поле. Так называют область, в которой проявляется действие этого заряда на любой другой заряд. Движущиеся заряды создают также и магнитное поле. Это хорошо известный факт, демонстрируемый простыми опытами. Например, все знают, что вблизи проводника с током обнаруживается действие силы на магнит, а это и означает присутствие магнитного поля. Ток же представляет собой движущиеся заряды. Таким образом, вблизи движущегося заряда существуют два поля — электрическое и магнитное (На самом деле поле от любого заряда охватывает все пространство, но его напряженность убывает быстро и практически поле можно обнаружить лишь достаточно близко от заряда.). О них говорят как о едином электромагнитном поле.

При изменении величины или направления скорости заряда создаваемое им электромагнитное поле также меняется. Всякое изменение поля распространяется со скоростью 300 000 км/сек (ее принято обозначать буквой с). Эти изменения поля представляют собой электромагнитные волны. Так, например, электрон, оторвавшийся от атома и летящий прямолинейно, при встрече с протоном, имеющим противоположный заряд, испытывает действие поля протона. Направление скорости движения электрона изменяется под действием силы притяжения к протону. Электрон движется не по прямой, а по кривой, называемой гиперболой. В процессе движения кинетическая энергия электрона уменьшается — часть ее переходит в энергию электромагнитного поля и уносится в пространство. Такой процесс называется излучением при свободно-свободных переходах, потому что электрон остается свободным, не связанным с атомом.

В том случае, когда электрический заряд колеблется, т. е. его движение повторяется с некоторым периодом, поле, создаваемое зарядом, меняется также периодически. Распространяющиеся изменения поля называются электромагнитными колебаниями. Они представляют собой весьма важный вид электромагнитных волн, так как всякое изменение поля, в частности, и при свободно-свободном переходе, можно представить как сумму колебаний.

Простейший прибор для образования электромагнитных колебаний — его называют дипольным излучателем — можно составить из двух отрезков проводника, соединенных с генератором (рис. 4). Генератор заставляет электроны в проводнике двигаться попеременно в ту и другую сторону. Энергия, переносимая электромагнитными волнами, распространяющимися от такого излучателя, возникает в результате работы силы, изменяющей направление движения зарядов в проводнике.

Image

 

Рис. Дипольный излучатель. Генератор колебаний периодически изменяет направление движения зарядов в диполе.

Период создающихся колебаний определяется периодом силы, действующей на заряды. Вместо периода колебания удобнее характеризовать частотой, равной числу колебаний за 1 сек. Для увеличения частоты колебаний, т. е. для того, чтобы электроны в проводнике чаще меняли направление своего движения, нужно затратить за то же время больше работы. Следовательно, с возрастанием частоты электромагнитных колебаний растет и мощность излучения, как в случае, когда колеблется совокупность зарядов, так и при колебаниях отдельного заряда — электрона.

Наряду с частотой колебаний, которую мы обозначим v, используется величина, называемая длиной волны и обозначаемая λ. Длина волны связана с частотой простым соотношением

Image

(4)

Смысл соотношения (4) очевиден. Действительно, за одну секунду волна проходит расстояние, равное с, и на отрезке такой длины должны уместиться все испущенные за это время волны. Число волн равно v, поэтому расстояние между соответствующими точками двух соседних волн, скажем, между их гребнями, будет c/v .

Длина волны электромагнитного излучения определяется характером источника колебаний. В отношении ее величины нет ограничений, т. е. может существовать излучение с любой длиной волны. Свойства излучения зависят от Л. Поэтому различают тот или иной вид электромагнитного излучения в зависимости от того, какова область длин волн (диапазон), соответствующих данному виду. Так, излучение с длинами волн от нескольких тысяч метров до нескольких миллиметров относят к радиоизлучению. В радиодиапазоне в свою очередь выделяются области длинных, средних, коротких, метровых, сантиметровых и миллиметровых волн.

Image

 

Рис. Шкала длин волн электромагнитного излучения

Излучению, видимому глазом, соответствует довольно узкая область шкалы длин волн от λ = 4 х 10-5см до λ = 7 х 10-5см, называемая оптическим диапазоном. Еще сравнительно недавно, лет тридцать-сорок назад, при исследовании небесных тел приходилось ограничиваться их излучением лишь в этом участке шкалы. При λ = 4 х 10-5см излучение воспринимается как имеющее фиолетовый цвет, а при λ = 6,5 — 7 х 10-5см — красный. Длины волн больше 7х10-5см соответствуют так называемому инфракрасному излучению. Инфракрасный диапазон смыкается с диапазоном миллиметровых волн.

Разделение шкалы длин волн на диапазоны условно и вызвано главным образом тем, что существующие приемники могут регистрировать излучение лишь в какой-либо одной области длин волн. Так, например, радиоприемники совершенно нечувствительны к излучению оптического диапазона, а глаз не воспринимает радиоволн. Кроме того, способность проникать сквозь земную атмосферу также неодинакова для излучения различных длин волн. Атомы и молекулы, составляющие атмосферу, рассеивают и поглощают энергию электромагнитных колебаний, но по-разному, в зависимости от частоты колебаний. Например, оптическое излучение сильно рассеивается в облаках, но мало рассеивается при их отсутствии, а излучение в миллиметровом диапазоне поглощается молекулами воды, находящимися в атмосфере, гораздо сильнее, и это поглощение существенно даже при отсутствии облаков. Для метровых и сантиметровых радиоволн земная атмосфера сравнительно прозрачна. Излучение же с большими длинами волн поглощается и отражается внешними слоями атмосферы. О причинах этого явления подробно говорится ниже (§ 7).

Таким образом, указание на диапазон длин волн излучения определяет характер приемника излучения и доступность этого излучения для наблюдений сквозь атмосферу. Нижние слои атмосферы Земли совершенно непрозрачны, в частности, для излучения с длинами волн, лежащими в интервале от 3 х 10-5 см до 10-6 см. Наблюдение излучения небесных тел в этом диапазоне (ультрафиолетовое излучение) возможно только при условии вывода прибора из нижних слоев атмосферы и осуществляется путем установки соответствующих приборов на космических ракетах и искусственных спутниках Земли. Но даже в таких условиях в области от λ=9 х 10-6 см до 10-6 см доступно наблюдению лишь излучение Солнца и тел Солнечной системы. Излучение звезд в этом промежутке длин волн до Земли не доходит, потому что разреженный газ, заполняющий межзвездное пространство, для него непрозрачен.

Часть шкалы длин волн, соответствующая значениям λ от 10-6 см до 10-8 см, называется областью рентгеновского излучения, а излучение более коротких волн называют гамма-лучами. Эти виды излучения не проходят сквозь толщу земной атмосферы и их, как и ультрафиолетовое излучение, приходится наблюдать, вынося аппаратуру за ее пределы.

Представление о том, что электромагнитное излучение имеет волновую природу, подтверждается рядом опытов. Однако этому представлению, казалось бы, противоречат другие факты, указывающие, что в ряде случаев излучение ведет себя как поток частиц. На самом деле, никакого противоречия нет, а указанное обстоятельство объясняется сложностью явления. Электромагнитное излучение нельзя полностью описать, сопоставляя его лишь с одной из двух возможных форм переноса энергии — частицами или волнами. В нем проявляются и свойства частиц, и свойства волн. Мы не имеем возможности здесь останавливаться на обсуждении этого интереснейшего вопроса, так как ушли бы далеко от темы книги.

В дальнейшем мы часто будем пользоваться представлением об излучении, как о потоке частиц. Эти частицы называют квантами излучения или фотонами. Фотоны летят всегда со скоростью с и при этом каждый из них обладает энергией hv, где h — так называемая постоянная Планка, равная в системе единиц CGSE 6,62 х 10-27 эрг х сек. При данном потоке энергии число квантов в нем тем меньше, чем выше частота излучения. Поэтому свойства излучения, как потока частиц, сильнее проявляются при малых длинах волн. Излучение в радиодиапазоне в большинстве случаев удобнее представлять как волны. Ультрафиолетовое, рентгеновское и, тем более, гамма-излучение проявляют себя в основном как частицы. Это играет существенную роль в устройстве приемников для излучения того или иного вида.

До недавнего времени почти вся информация о небесных телах получалась из наблюдений оптического и радиоизлучения.

В качестве приемников, регистрирующих оптическое излучение, помимо глаза служат фотопластинки и фотоэлементы. Недостатком фотопластинок как приемника излучения является их малый «коэффициент полезного действия». Из тысячи попавших на пластинку фотонов только один-два регистрируются ею, оставляя след. Гораздо более эффективным приемником оказывается фотоэлемент, преобразующий энергию излучения в энергию движения электронов. У современных приборов этого типа, применяемых для изучения небесных тел, коэффициент использования светового потока высок — из каждых десяти фотонов, попавших в прибор, регистрируется один-два.

Человеческий глаз, являющийся очень чувствительным приемником излучения, как прибор имеет большой недостаток: результаты наблюдений слабых потоков излучения нельзя быстро и автоматически зафиксировать. Поэтому сейчас наблюдения непосредственно глазом производятся редко.

В настоящее время быстро развиваются и совершенствуются исследования не только радиоизлучения, но и других, не воспринимаемых глазом, видов излучения космических объектов. Ультрафиолетовое и рентгеновское излучение, как было отмечено выше, можно наблюдать только вне земной атмосферы. Что же касается инфракрасного излучения, то для его наблюдений условия более благоприятны. Хотя земная атмосфера и поглощает большую часть идущего из космоса инфракрасного излучения, но это поглощение не одинаково в различных участках спектра. Излучение в некоторых интервалах длин волн, называемых «окнами прозрачности», атмосферой поглощается слабо. Такие «окна» приходятся на длины волн около 1-2, 8-9, 10-13 и 70 микрон. Для регистрации инфракрасного излучения применяются специальные приемники. Одним из видов таких приемников, обладающих весьма высокой чувствительностью, являются фотосопротивления. В них используется полупроводник, электрическое сопротивление которого уменьшается при освещении его поверхности инфракрасным излучением. Для уменьшения помех прибор должен находиться при очень низкой температуре, и это обстоятельство сильно усложняет его использование.

Для того чтобы увеличить количество энергии излучения, поступающей в приемник, применяют телескопы. Телескоп-рефлектор имеет параболическое зеркало, обладающее способностью собирать в одной точке — фокусе — все падающие на него лучи. Количество света, собираемого телескопом, во столько раз больше попадающего непосредственно в глаз, во сколько площадь зеркала превосходит площадь зрачка. У вводимого в строй самого крупного из современных оптических телескопов диаметр зеркала равен 6 м. Площади зеркала и зрачка относятся, как квадраты их диаметров. Так как диаметр зрачка равен 0,5 см, то зеркало этого телескопа собирает в 6002/(0,5)2 = 1 440 000 раз больше энергии, чем глаз.

При наблюдениях излучения в радиодиапазоне для увеличения количества принимаемой энергии используют радиотелескопы. Излучение собирается металлической антенной — параболической либо плоской. Размеры параболических антенн измеряются десятками метров, а плоских — сотнями метров. Поскольку по площади собирающей энергию поверхности радиотелескопы во много раз превосходят оптические, они способны обнаруживать очень слабые источники излучения, недоступные пока для оптических наблюдений. Собранная антенной энергия радиоизлучения по кабелю направляется в приемник, где сигналы усиливаются и затем идут в записывающее их устройство.

Понравилась статья? Поделиться с друзьями:
Все о космосе
Добавить комментарий

;-) :| :x :twisted: :smile: :shock: :sad: :roll: :razz: :oops: :o :mrgreen: :lol: :idea: :grin: :evil: :cry: :cool: :arrow: :???: :?: :!: