Светимость, яркость, освещенность или двойные стандарты в астрономии — Астрономия — Каталог статей
Продолжение. Начало здесь:
Какие звезды в созвездиях самые яркие?
Что такое блеск и звездная величина светила?
Когда мы разбирались с блеском и звездными величинами, то и дело всплывали другие фотометрические величины: светимость, освещенность, световой поток. В этот ряд можно добавить яркость и силу света. В учебнике [1] большинство из них можно встретить в 22 параграфе «Основные характеристики звезд. Светимость». Но определение дается только для светимости L (стр.155): Светимостью называется полная энергия, излучаемая звездой за 1 с. Светимость звезды можно выразить в ваттах, но чаще ее выражают в светимостях Солнца.
Но не все так просто и здесь. Ряд величин имеет не одно значение. В нашем случае приводится определение светимости звезды. А есть еще и просто светимость или, как ее еще называли, светность. В словаре физических и астрономических терминов [3] наряду со светимостью звезды дается формулировка и просто светимости:
Светимость, светность – величина, измеряемая отношением светового потока, испускаемого светящейся поверхностью, к площади этой поверхности. Единица светимости в СИ – люмен на квадратный метр (лм/м2).
Найти такую светимость можно по формуле:
L = dΦ/dS
Где dS – площадь светящейся поверхности.
Это физическое определение светимости. И, к сожалению, в дальнейшем вот такие двойные стандарты встречаются довольно часто. Взять, к примеру, яркость. В астрономии она присутствует во многих выражениях, являясь синонимом блеска. Но, как мы упоминали ранее, под блеском понимается так называемая видимая яркость звезд. А с физической точки зрения, ни о какой яркости звезд не может быть и речи, так как
B = dI/dS
Но ведь звезды мы представляем как точечные источники света. А точечный источник не имеет площади. Поэтому определение яркости с физической точки зрения неприменимо.
При определении яркости, мы упомянули про силу света.
Сила света – скалярная величина, характеризующая свечение источника света в некотором направлении и равная отношению светового потока, распространяющегося в малом телесном угле, к этому телесному углу. Единица силы света в СИ – кандела [3].
В отличие от предыдущих единиц, единица силы света – кандела (в переводе «свеча»), является основной физической величиной, коих не так много в физике (всего семь).
Если световой поток испускается точечным источником равномерно во всех направлениях, то сила света определяется по формуле:
I = Ф/(4π).
Настала очередь светового потока, который обозначается греческой буквой Φ. Пора нам разобраться и с ним.
Опять в Википедии читаем:
Световой поток — физическая величина, характеризующая «количество» световой энергии в соответствующем потоке излучения. Иными словами, это мощность такого излучения, которое доступно для восприятия нормальным человеческим глазом.
Единица измерения СИ: люмен.
К сожалению, в учебнике нет и определения освещенности, хотя на освещенность ссылаются несколько раз, например, в определении блеска светила. Не нашел я этих величин и в справочнике тех же авторов [2]. Попробуем восполнить этот пробел.
Обратимся к Википедии:
Освещённость — физическая величина, численно равная световому потоку
E = dΦ/dσ
dσ – площадь поверхности, на которую падает свет.
Единицей измерения освещённости в системе СИ служит люкс.
А люкс – это лм/м2. Но и здесь есть темные стороны. В учебнике Засова [4] есть такое выражение: «Но измерить эту освещенность в абсолютных единицах (например, в Вт/м2) очень сложно» (стр.92). Опять двойные стандарты.
Представляет интерес закон обратных квадратов Иоганна Кеплера, который устанавливает связь между освещенностью, силой света и расстоянием от источника до объекта (r), а также углом падения лучей относительно нормали к поверхности (
E = I cos(i)/r2.
Таким образом:
dΦ1/dΦ2 = E1/E2
Теперь становится понятно, почему «… звезды 1-й звездной величины создают в 2,5 раза большую освещенность (точнее в 2, 512 раза), чем звезды 2-й звездной величины, которые, в свою очередь, дают световые потоки в 2,5 раза больше, чем звезды 3-й звездной величины, и т.д. Таким образом, за интервал в одну видимую звездную величину (обозначается 1m) принято отношение освещенностей (Е) в 2,512 раза.… В виде формулы эти отношения выразил Н.Погсон:
E1/E2 = 2,512m2 – m1 (1).
Измеряя при помощи фотометра отношение блеска звезд, можно определить разность звездных величин по формуле Погсона» [1] (стр.152). Довольно туманное выражение немного прояснилось.
Но есть в том же параграфе 22 [1] еще одна фраза, заставляющая нас задуматься: Используя формулу (1), можно записать соотношение между светимостями и абсолютными звездными величинами какой-либо звезды и Солнца:
L/L☼ = 2,512M☼ – M (8)
Выходит:
Доказать это можно применив двойные стандарты – воспользовавшись формулой для светимости физической: L = dΦ/dS. Тогда у нас все сходится. А вот для светимости астрономической, все несколько сложнее. Здесь в дело вмешивается цвет звезд. Но это уже совсем другая история.
Продолжение следует…
Литература:
1. Галузо, И.В. Астрономия: учеб. пособие для учащихся 11 кл. учреждений, обеспеч. получение общ. сред. образования / И.В. Галузо, В.А. Голубев, А.А. Шимбалев. – Минск: Нар. асвета, 2009.
2. Голубев, В.А. Астрономия: основные понятия, таблицы / И.В. Галузо, В.А. Голубев, А.А. Шимбалев. – Минск: Универсал-Пресс, 2006.
3. Болсун, А.И. Словарь физических и астрономических терминов / А.И. Болсун, Е.Н. Рапанович. – Минск: Нар. асвета, 1986.
4. Засов, А.В. Астрономия: учебник для 11-х кл. средн. общеобраз. шк./ А.В.Засов, Э.В.Кононович. – Минск: Нар. асвета, 1994.
Блеск, яркость и светимость в астрономии. В чем отличие?
Рубрика: Астрономия для чайников Опубликовано 19.08.2019 · Комментарии: 0 · На чтение: 5 мин · Просмотры:Post Views: 18 869
Астрономия — это наука, и как всякая наука, она имеет свою особую терминологию, или, говоря проще, жаргон. Сторонним людям этот жаргон кажется просто бессмысленным набором фраз, а иногда вызывает улыбку. Вот, например, понятия «блеск звезды», «светимость звезды», «яркость звезды». В принципе понятно, что речь идет о том, насколько звезда яркая или тусклая. Но для чего ввели три разных термина? Или это просто синонимы, а фразы означают одно и то же? Давайте разбираться.
Что такое блеск звезды?
Начнем с блеска. Все вы не раз читали фразы вроде «блеск звезды равен…» или «звезда превосходит по блеску планету Сатурн». Звучит немного странно, не правда ли? Блестеть может начищенный пятак, медный таз на солнце, пуговицы на гимнастерке. В конце концов, могут блестеть глаза. Но звезда? Кажется, что во фразе блеск звезды есть что-то нелепое и слегка архаичное.
На самом деле термин блеск звезды — не устаревшее выражение, а самый что ни есть актуальный, современный термин. Под блеском астрономы подразумевают освещенность, которую создает небесный объект (например, звезда) на плоскости, перпендикулярной лучу зрения.
Слишком мудрено? Можно проще: чем выше блеск звезды, тем сильнее освещает она наши глаза, тем лучше мы ее видим! Звезды высокого блеска видны ночью хорошо, мы говорим про них с восхищением: «Какие яркие звезды!» Звезды, чей блеск мал, видны плохо, или вовсе не видны без телескопа. Мы говорим, что эти звезды тусклые.
Как астрономы измеряют блеск звезд?
Раз понятие блеска в астрономии имеет строгое научное определение, значит
Действительно, блеск звезд (да и вообще любых небесных светил) измеряется в звездных величинах. Звездная величина — особая безразмерная физическая величина, которая применяется только в астрономии и астрофизике. Обозначается в виде латинской буквы m над ее числовым значением. Например, блеск Сириуса -1,44m. Измеряются звездные величины парадоксальным образом: чем меньше значение m, тем выше блеск небесного объекта. Подробнее читайте в статье «Что такое звездная величина?»
Помимо звездных величин, блеск небесных объектов можно измерять и в традиционных физических величинах, например, в люксах. Связь между звездной величиной и люксом следующая:
m = -14 — 2,5lgJ, где J — значение в люксах.
Таким образом, звезда Вега, имеющая видимый блеск около 0m, создает освещенность 0,00000254 лк. Полная Луна создает освещенность в 0,25 лк.
Яркость звезд
Выше я написал, что про звезды высокого блеска мы говорим, что эти звезды яркие. Значит ли это, что термины блеск и яркость небесного светила имеют один и тот же смысл?
Нет! Яркость — это количество света, приходящее с единицы площади объекта. Поэтому термин яркость применим только к протяженным объектам — Солнцу, Луне, планетам (уже в небольшой телескоп у них видны диски!), кометам, туманностям. А к точечным звездам или не имеющим ширины метеорам термин яркость уже не применим, ведь у них нет площади! Зато применим термин блеск, ведь он характеризует освещенность, которую создают любые небесные тела, хоть туманности, хоть звезды.
Почему же звезды называют яркими? Это просто анахронизм, общеупотребительное выражение, доставшееся нам с прошлых времен, когда блеск астрономы называли интегральной яркостью небесных объектов, а то, что сейчас считается яркостью, — поверхностной яркостью.
Звездное небо и Млечный Путь летом. Фотография усеяна мириадами звезд, которые имеют разный блеск. В случае с Млечным Путем имеет смысл говорить о яркости отдельных его участков. Фото: James Neeley
Светимость звезд
Нам осталось разобраться с последним термином. Что такое светимость?
Светимость — это мощность излучения небесного тела. Другими словами, это полное количество света, которое испускает небесный объект, например, звезда, в единицу времени. Как и светимость обычной лампочки, светимость звезд измеряется в ваттах. Но числа при этом получаются гигантские, поэтому часто астрономы измеряют светимость звезд в светимостях Солнца, то есть сравнивают мощность излучения звезд с мощностью излучения нашей родной звезды.
Давайте для примера взглянем на некоторые яркие звезды, которые видны на небе по вечерам, скажем, в феврале. Возьмем Сириус, самую яркую звезду ночного неба, и звезду Ригель в созвездии Ориона. Ясно, что Сириус — звезда бо́льшего блеска, чем Ригель, ведь она нам кажется ярче, то есть создает бо́льшую освещенность. Ее видимая звездная величина (m) равна -1,47! Ригель светит на нашем небе не так ярко; его блеск равен 0,12m.
Звезда Ригель (бета Ориона) и ее окрестности. Очевидно, что Ригель — самая яркая звезда на этом снимке. Тысячи звезд фона — гораздо более тусклые. Но количественно можно измерить только блеск этих звезд, не яркость! Поэтому астрономы говорят о звездах с большим и меньшим блеском. Фото: Fred Espenak
Но является ли Сириус при этом звездой большей светимости, чем Ригель?
Нет! Сириус светит в 25 раз мощнее Солнца, а Ригель — в 130 тысяч раз мощнее Солнца! Получается, Ригель имеет светимость в 4800 раз большую, чем Сириус! Почему же Сириус имеет на нашем небе бо́льший блеск? Все дело, конечно, в расстоянии до этих звезд. Сириус — одна из ближайших звезд к Земле. Расстояние до нее составляет всего лишь 8 световых лет. Ригель же находится более чем в сто раз дальше, на расстоянии в 860 световых лет от нас. И даже несмотря на это, блеск этих звезд различается не очень сильно! Можно только поражаться, насколько мощно светит Ригель!
Итак, подытожим. Если блеск звезды говорит нам о ее интенсивности на небе, то светимость — о реальной мощности излучения звезды. Блеск нам дан непосредственно, а чтобы вычислить светимость, мы должны знать расстояние до звезды. Термин «яркость» применим только для протяженных объектов, а вот звезд, метеоров, астероидов, коричневых карликов он не касается.
Post Views: 18 869
§ 2
§ 2. ЭЛЕМЕНТЫ ФОТОМЕТРИИ
Блеск звезды, воспринимаемый глазом, характеризуется видимой звездной величиной , логарифмически связанной с освещенностью , создаваемой звездой на Земле.
Если , – освещенности от звезд, видимые звездные величины которых и то
, или — (3)
формула Погсона. Чем больше освещенность, чем ярче объект на небе, тем меньше его звездная величина . Понятие видимой звездной величины применимо и к протяженным объектам: туманностям, скоплениям звезд, галактикам.
Светимость звезды – мощность излучения по всем направлениям – выражается обычно в светимости Солнца, которая равна . Для характеристики светимости в астрономии используется абсолютная звездная величина - видимая звездная величина звезды с расстояния 10 парсек. Из формулы Погсона (3) следует
, (4)
где– абсолютная звездная величина Солнца. Из формулы (3) с учетом закона обратных квадратов для освещенности получим (2):
. (5)
Здесь расстояние выражено в парсеках, годичный параллакс – в секундах дуги. Таким образом, абсолютная звездная величина характеризует мощность излучения звезды в шкале звездных величин.
Основы колориметрии
По способу измерения звездные величины (видимые и абсолютные ) могут быть:
визуальными , , измеренными в видимой части спектра;
фотографическими , , полученными по фотографиям на несенсибилизированной фотопластинке;
болометрическими , , характеризующими полную энергию, излучаемую в спектре.
О распределении энергии в спектре можно судить по показателю цвета и болометрической поправке .
;
Наиболее точное распределение энергии в спектре звезды получают с применением специально подобранных светофильтров. Создается многоцветная система . Это соответствует измерению потока света в трех участках спектра: ультрафиолетовом (), синем () и желтом (визуальном ). Существуют и другие многоцветные фотометрические системы, включающие, например, измерения в красной (), инфракрасной () областях спектра. В системе пользуются двумя показателями цвета – основным () и ультрафиолетовым (). Например, для Солнца ; ; .
Раздел астрофизики, изучающий показатели цвета звезд, называется колориметрией. В Приложении 2 приведены показатели цвета звезд , болометрические поправки в зависимости от спектров звезд.
Понятие видимой звездной величины применимо и к протяженным объектам: скоплениям звезд, туманностям, галактикам. Так для туманности Андромеды (М42) , а для шарового скопления в созвездии Геркулеса (М13) .
Связь астрономических и физических фотометрических величин
За пределами земной атмосферы освещенность в 1 люкс давала бы звезда, звездная величина которой равна . Звезда с создает освещенность люкс, т.е. как 1 кандела с расстояния 600 м. Это поток в видимой части спектра.
Задачи. 1. Вычислите абсолютную звездную величину Солнца, если расстояние равно 1 а.е.
2. Найдите расстояние до самой яркой звезды Сириус, если ее видимая звездная величина равна – 1,46, а абсолютная 1,5.
3. Используя формулу Погсона и формулу зависимости освещенности от расстояния получите формулу (5).
Уроки. Урок 22. Звёздная величина
Звёздная величина — числовая характеристика объекта на небе, чаще всего звезды, показывающая, сколько света приходит от него в точку, где находится наблюдатель.
Видимая (визуальная)
Современное понятие видимой звёздной величины сделано таким, чтобы оно соответствовало величинам, приписанным звёздам древнегреческим астрономом Гиппархом во II веке до н. э. Гиппарх разделил все звёзды на шесть величин. Самые яркие он назвал звёздами первой величины, самые тусклые — звёздами шестой величины. Промежуточные величины он распределил равномерно между оставшимися звёздами.
Видимая звёздная величина зависит не только от того, сколько света излучает объект, но и от того, на каком расстоянии от наблюдателя он находится. Видимая звёздная величина считается единицей измерения блеска звезды, причём чем блеск больше, тем величина меньше, и наоборот.
В 1856 году Н. Погсон предложил формализацию шкалы звёздных величин. Видимая звёздная величина определяется по формуле:
где I — световой поток от объекта, C — постоянная.
Поскольку данная шкала относительная, то её нуль-пункт (0m) определяют как яркость такой звезды, у которой световой поток равен 10³ квантов /(см²·с·Å) в зелёном свете (шкала UBV) или 106 квантов /(см²·с·Å) во всём видимом диапазоне света. Звезда 0m за пределами земной атмосферы создаёт освещённость в 2,54·10−6 люкс.
Шкала звёздных величин является логарифмической, поскольку изменение яркости в одинаковое число раз воспринимается как одинаковое (закон Вебера — Фехнера). Кроме того, поскольку Гиппарх решил, что величина тем меньше, чем звезда ярче, то в формуле присутствует знак минус.
Следующие два свойства помогают пользоваться видимыми звёздными величинами на практике:
- Увеличению светового потока в 100 раз соответствует уменьшение видимой звёздной величины ровно на 5 единиц.
- Уменьшение звёздной величины на одну единицу означает увеличение светового потока в 101/2,5=2,512 раза.
В наши дни видимая звёздная величина используется не только для звёзд, но и для других объектов, например, для Луны и Солнца и планет. Поскольку они могут быть ярче самой яркой звезды, то у них может быть отрицательная видимая звёздная величина.
Видимая звёздная величина зависит от спектральной чувствительности приёмника излучения (глаза, фотоэлектрического детектора, фотопластинки и т. п.)
- Визуальная звёздная величина (V или mv) определяется спектром чувствительности человеческого глаза (видимый свет), имеющего максимум чувствительности при длине волны 555 нм. или фотографически с оранжевым фильтром.
- Фотографическая или «синяя» звёздная величина (B или mp) определяется фотометрированием изображения звезды на фотопластинке, чувствительной к синим и ультрафиолетовым лучам, или при помощи сурьмяно-цезиевого фотоумножителя с синим фильтром.
- Ультрафиолетовая звёздная величина (U) имеет максимум в ультрафиолете при длине волны около 350 нм.
Разности звёздных величин одного объекта в разных диапазонах U−B и B−V являются интегральными показателями цвета объекта, чем они больше, тем более красным является объект.
- Болометрическая звёздная величина соответствует полной мощности излучения звезды, т. е. мощности, просуммированной по всему спектру излучения. Для её измерения применяется специальное устройство — болометр.
Абсолютная звёздная величина (M) определяется как видимая звёздная величина объекта, если бы он был расположен на расстоянии 10 парсек от наблюдателя. Абсолютная болометрическая звёздная величина Солнца +4,7. Если известна видимая звёздная величина и расстояние до объекта, можно вычислить абсолютную звёздную величину по формуле:
где d0 = 10 пк ≈ 32,616 световых лет .
Соответственно, если известны видимая и абсолютная звёздные величины, можно вычислить расстояние по формуле
Абсолютная звёздная величина связана со светимостью следующим соотношением: где и — светимость и абсолютная звёздная величина Солнца.
Звёздные величины некоторых объектов| Объект | m |
| Солнце | −26,7 |
| Луна в полнолуние | −12,7 |
| Вспышка Иридиума (максимум) | −9,5 |
| Сверхновая 1054 года (максимум) | −6,0 |
| Венера (максимум) | −4,4 |
| Земля (глядя с Солнца) | −3,84 |
| Марс (максимум) | −3,0 |
| Юпитер (максимум) | −2,8 |
| Международная космическая станция (максимум) | −2 |
| Меркурий (максимум) | −1,9 |
| Галактика Андромеды | +3,4 |
| Проксима Центавра | +11,1 |
| Самый яркий квазар | +12,6 |
| Самые слабые звёзды, наблюдаемые невооружённым глазом | От +6 до +7 |
| Самый слабый объект, заснятый в 8-метровый наземный телескоп | +27 |
| Самый слабый объект, заснятый в космический телескоп Хаббла | +30 |
Самые яркие звёзды
| Объект | Созвездие | m |
| Сириус | Большой пёс | −1,47 |
| Канопус | Киль | −0,72 |
| α Центавра | Центавр | −0,27 |
| Арктур | Волопас | −0,04 |
| Вега | Лира | 0,03 |
| Капелла | Возничий | +0,08 |
| Ригель | Орион | +0,12 |
| Процион | Малый пёс | +0,38 |
| Ахернар | Эридан | +0,46 |
| Бетельгейзе | Орион | +0,50 |
| Альтаир | Орёл | +0,75 |
| Альдебаран | Телец | +0,85 |
| Антарес | Скорпион | +1,09 |
| Поллукс | Близнецы | +1,15 |
| Фомальгаут | Южная рыба | +1,16 |
| Денеб | Лебедь | +1,25 |
| Регул | Лев | +1,35 |
Солнце с разных расстояний
| Местоположение наблюдателя | m |
| Икар (перигелий) | −30,4 |
| Меркурий (перигелий) | −29,3 |
| Венера (перигелий) | −27,4 |
| Земля | −26,7 |
| Марс (афелий) | −25,6 |
| Юпитер (афелий) | −23,0 |
| Сатурн (афелий) | −21,7 |
| Уран (афелий) | −20,2 |
| Нептун (афелий) | −19,3 |
| Плутон (афелий) | −18,2 |
| 631 а. е. (яркость полной Луны) | −12,7 |
| Седна (афелий) | −11,8 |
| 2006 SQ372 (афелий) | −10,0 |
| Комета Хякутакэ (афелий) | −8,3 |
| 0,456 св. года (яркость Венеры) | −4,4 |
| Альфа Центавра | 0,5 |
| 55 св. лет (порог видимости) | 6,0 |
| Ригель | 12,0 |
| Туманность Андромеды | 29,3 |
3.7. Блеск, абсолютная звездная величина и альбедо астероидов. Астероидно-кометная опасность: вчера, сегодня, завтра
3.7. Блеск, абсолютная звездная величина и альбедо астероидов
Астероиды, как и все тела Солнечной системы кроме центрального тела, светят отраженным светом Солнца. При наблюдении глаз регистрирует световой поток, рассеянный астероидом в направлении на Землю и проходящий через зрачок. Характеристикой субъективного ощущения светового потока различной интенсивности, приходящего от астероидов, является их блеск. Именно этот термин (а не яркость) рекомендуется использовать в научной литературе. Фактически глаз реагирует на освещенность сетчатки, т. е. на световой поток, приходящийся на единицу площади площадки, перпендикулярной лучу зрения, на расстоянии Земли. Освещенность обратно пропорциональна квадрату расстояния астероида от Земли. Учитывая, что рассеянный астероидом поток обратно пропорционален квадрату его расстояния от Солнца, можно заключить, что освещенность на Земле обратно пропорциональна квадрату расстояний от астероида до Солнца и до Земли. Таким образом, если обозначить освещенность, создаваемую астероидом, находящимся на расстоянии r от Солнца и ? от Земли, посредством E, а посредством E1 — освещенность, создаваемую тем же телом, но находящимся на единичном расстоянии от Солнца и от Земли, то
E = E1r-2?-2. (3.2)
В астрономии освещенность принято выражать в звездных величинах. Интервалом освещенности в одну звездную величину называется отношение освещенностей, создаваемых двумя источниками, при котором освещенность от одного из них в 2,512 раза превосходит освещенность, создаваемую другим. В более общем случае имеет место формула Погсона:
Em1/Em2 = 2,512(m2-m1), (3.3)
где Em1 — освещенность от источника со звездной величиной m1, Em2 — освещенность от источника со звездной величиной m2 (освещенность тем меньше, чем больше звездная величина). Из этих формул вытекает зависимость блеска астероида m, выраженного в звездных величинах, от расстояния r от Солнца и ? от Земли:
m = m0 + 5 lg(r?), (3.4)
где m0 — так называемая абсолютная звездная величина астероида, численно равная звездной величине, которую имел бы астероид, находясь на расстоянии 1 а.е. от Солнца и Земли и при нулевом угле фазы (напомним, что углом фазы называется угол при астероиде между направлениями на Землю и на Солнце). Очевидно, что в природе подобная конфигурация трех тел осуществиться не может.
Формула (3.4) не полностью описывает изменение блеска астероида при его орбитальном движении. Фактически блеск астероида зависит не только от его расстояний от Солнца и Земли, но и от угла фазы. Эта зависимость связана, с одной стороны, с наличием ущерба (неосвещенной Солнцем части астероида) при наблюдении с Земли при ненулевом фазовом угле, с другой, — от микро— и макроструктуры поверхности.
Надо иметь в виду, что астероиды Главного пояса могут наблюдаться лишь при относительно небольших фазовых углах, приблизительно до 30°.
До 80-х гг. XX в. считалось, что добавление в формулу (3.4) слагаемого, пропорционального величине фазового угла, позволяет достаточно хорошо учесть изменение блеска в зависимости от угла фазы:
m = m0 + 5 lg(r?) + k?, (3.5)
где ? — угол фазы. Коэффициент пропорциональности k, хотя и отличается для разных астероидов, варьируется в основном в пределах 0,01–0,05 m/°.
Возрастание звездной величины m с ростом угла фазы согласно формуле (3.5) имеет линейный характер, m0 есть ордината точки пересечения фазовой кривой (фактически прямой) с вертикалью при r = ? = 1 и ? = 0°.
Более поздние исследования показали, что фазовая кривая астероидов имеет сложный характер. Линейный спад блеска (увеличение звездной величины объекта) с ростом фазового угла имеет место лишь в диапазоне приблизительно от 7° до 40°, после чего начинается нелинейный спад. С другой стороны, при углах фазы, меньших 7°, имеет место так называемый оппозиционный эффект — нелинейное нарастание блеска с уменьшением фазового угла (рис. 3.15).
Рис. 3.15. Зависимость звездной величины от угла фазы для астероида (1862) Apollo [Bowell et al., 1989]
С 1986 г. для вычислений видимой звездной величины астероидов в лучах V (визуальная полоса спектра фотометрической системы UBV) применяется более сложная полуэмпирическая формула, которая позволяет более точно описать изменение блеска в диапазоне фазовых углов от 0° до 120° [Bowell et al., 1989]. Формула имеет вид
V = H + 5 lg(r?) — 2,5 lg[(1 — G)?1 + G?2]. (3.6)
Здесь H — абсолютная звездная величина астероида в лучах V, G — так называемый параметр наклона, ?1 и ?2 — функции угла фазы, определяемые следующими выражениями:
?i = exp { — Ai[tg(?/2)]Bi}, i = 1, 2,
A1 = 3,33, A2 = 1,87, B1 = 0,63, B2 = 1,22.
После того как элементы орбиты определены и, следовательно, r, ? и ? могут быть вычислены, формула (3.6) позволяет найти абсолютную звездную величину, если имеются наблюдения видимой звездной величины. Для определения параметра G требуются наблюдения видимой звездной величины при различных углах фазы. В настоящее время значение параметра G определено из наблюдений только для 114 астероидов, в том числе для нескольких АСЗ. Найденные значения G варьируются в пределах от –0,12 до 0,60. Для прочих астероидов значение G принимается равным 0,15.
Поток лучистой энергии Солнца в диапазоне длин волн видимого света, падающий на поверхность астероида, обратно пропорционален квадрату его расстояния от Солнца и зависит от размеров астероида. Этот поток частично поглощается поверхностью астероида, нагревая ее, а частично рассеивается по всем направлениям. Отношение величины рассеянного по всем направлениям потока к падающему потоку называется сферическим альбедо A. Оно характеризует отражательную способность поверхности астероида.
Сферическое альбедо принято представлять в виде произведения двух сомножителей:
A = pq.
Первый сомножитель p, называемый геометрическим альбедо, есть отношение блеска реального небесного тела при нулевом угле фазы к блеску абсолютно белого диска того же радиуса, что и небесное тело, расположенного перпендикулярно к солнечным лучам на том же расстоянии от Солнца и Земли, что и само небесное тело. Второй сомножитель q, называемый фазовым интегралом, зависит от формы поверхности.
В противоречии со своим названием геометрическое альбедо определяет зависимость рассеяния падающего потока не от геометрии тела, а от физических свойств поверхности. Значения именно геометрического альбедо приводят в таблицах и имеют в виду, когда говорят об отражательной способности поверхностей астероидов.
Альбедо не зависит от размеров тела. Оно тесным образом связано с минералогическим составом и микроструктурой поверхностных слоев астероида и может быть использовано для классификации астероидов и определения их размеров. Для разных астероидов альбедо варьируется в пределах от 0,02 (очень темные объекты, отражающие только 2 % падающего света Солнца) до 0,5 и более (очень светлые).
Для дальнейшего важно установить связь между радиусом астероида, его альбедо и абсолютной звездной величиной. Очевидно, что чем больше радиус астероида и чем больше его альбедо, тем больший световой поток он отражает в заданном направлении при прочих равных условиях. Освещенность, которую астероид создает на Земле, зависит также от его расстояния от Солнца и Земли и потока лучистой энергии Солнца, который может быть выражен через звездную величину Солнца.
Если обозначить освещенность, создаваемую Солнцем на Земле, как E?, освещенность, создаваемую астероидом, — как E, расстояния от астероида до Солнца и Земли — как r и ?, а радиус астероида (в а.е.) — как ?, то для вычисления геометрического альбедо p можно использовать следующее выражение:
Если прологарифмировать это соотношение и заменить логарифм отношения E/E? по формуле Погсона (3.3), то найдем
lg p = 0,4(m? — m) + 2(lg r + lg ? — lg ?),
где m? — видимая звездная величина Солнца. Заменим теперь m по формуле (3.4), тогда
lg p = 0,4(m? — m0) — 2 lg ?,
или, выражая диаметр D в километрах и полагая видимую звездную величину Солнца в лучах V равной –26,77 [Герелс, 1974], получим
lg D = 3,122 — 0,5 lg p — 0,2H, (3.7)
где H — абсолютная звездная величина астероида в лучах V.
Данный текст является ознакомительным фрагментом.
Продолжение на ЛитРес1.) Видимая звёздная величина первой звезды 4,5m, а второй — 3m. Во сколько раз освещённость,
буду благодарна!!!))))любой номер,но хотя бы 2..
помогите, любой номер))
1 З’єднайте лініями терміни з іх визначеннями. Небесна сфера Уявна вісь, навколо якої обертається небесна сфера Полюси світу (Південний і Північний) В … нутрішня поверхня уявної кулі довільно великого радіуса, на якій небесні об’єкти роз- ташовані так, як їх бачить спостерігач із Землі Вісь світу Точка небесної сфери, яка розташована прямо над головою спостерігача Зеніт Точки перетину осі світу з небесною сферою
Міжзоряний простір являє собою розріджений……….
Що спільного й чим відрізняються екватори небесної сфери та Землі?Коротка відповідь .5 клас
ПОМОГИТЕ СРОЧНО!!!!!!!!! На контурной карте подпишите созвездия и навигационные звёзды! ДАЮ 35 БАЛЛОВ!
Найти координаты альфа Персея Посчитать ее верхнюю и нижнюю кульминации на широте Астрахани (46⁰20’)
Определить, на какое расстояние сегодня в космосе распространилась электромагнитная волна, если начало излучения — 06.07.2007. В решении указать дату, … расчетную формулу, вычисления с переводом в требуемые единицы (см. далее) и ответ В СТАНДАРТНОЙ ФОРМЕ ЗАПИСИ ЧИСЛА для следующих единиц: мкм, мм, м, км, а.е., св.год, пк.
Древнегреческий философ Анаксимандр использовал для астрономических наблюдений солнечные часы — гномон. Он заметил, что длина тени гномона меняется в … разное время суток и года. В какую дату Анаксимандр мог отметить, что полуденная тень самая короткая? А. 21 июня. Б. 21 сентября. В. 21 марта. Г 21 декабря. Д. 1 января
В гелиоцентрической системе мира, предложенной Ко- перником, в центре мира находится Солнце. Вокруг него обращаются планеты. А вот звёзды Коперник счи … тал неподвижными. По какой причине он сделал такое допу- щение? Звёзды практически не меняют своего положения А относительно друг друга. Учёт движения звёзд сильно усложнял Б гелиоцентрическую систему мира. Коперник считал звёзды земными объектами, В поэтому не учитывал их движение. Звёзды на небе постоянно исчезают и появляются Г новые, поэтому их движение учесть невозможно. Во времена Коперника звёзд было намного меньше, Д на них практически не обращали вниманиеаааааа срочно
стройка, ремонт, недвижимость, ландшафтный дизайн
Пояса освещенности (астрономические тепловые пояса)
Закономерное изменение положения Земли по отношению к Солнцу при ее движении по орбите с сохранением определенного наклона оси вращения обусловливает положение на Земле линий тропиков и полярных кругов, ограничивающих пояса освещенности (астрономические тепловые пояса). Они выделяются в зависимости от полуденной высоты Солнца и продолжительности освещения (от продолжительности дня).
Между тропиками (северным — тропиком Рака и южным — тропиком Козерога) лежит жаркий астрономический пояс, в пределах которого Солнце два раза в году стоит в полдень в зените. На экваторе эти моменты разделены равными промежутками времени по 6 месяцев (21 марта и 23 сентября). На тропиках Солнце стоит в зените только один раз в году — в дни солнцестояний (на северном тропике — 22 июня, на южном — 23 декабря). В поясах, расположенных между тропиками и полярными кругами, в умеренных астрономических поясах, Солнце не бывает в зените, но в течение 24 часов обязательно происходит смена дня и ночи, причем продолжительность их зависит от времени года и от широты. На полярных кругах Солнце не поднимается над горизонтом выше чем на 47°, но может летом целые сутки не скрываться за горизонтом. Зимой целые сутки Солнце вообще не показывается. К северу от северного полярного круга и к югу от южного полярного круга находятся холодные астрономические пояса. Они отличаются тем, что при низком положении над горизонтом (меньше 47°) Солнце до полугода (на полюсах) не скрывается и такой же период времени не появляется (табл. 2, 3).
Чем выше стоит Солнце над горизонтом, тем больше солнечного тепла получает поверхность, на которую падают его лучи. Поэтому пояса между тропиками жаркие, пояса между полярными кругами и полюсами холодные. Промежуточные (расположенные между тропиками и полярными кругами) пояса по количеству получаемого от Солнца тепла — умеренные. Принимать за границы тепловых поясов линии тропиков и полярных кругов можно только условно, так как в действительности температура определяется рядом условий, зависящих в первую очередь от характера поверхности. Ho эти линии, безусловно, являются границами поясов с различной продолжительностью освещенности их солнечными лучами.
Расположение линии тропиков и полярных кругов зависит от угла наклона оси вращения планеты к ее орбите. Если бы ось Земли не имела наклона к орбите, этих линий вообще не было бы, не выделялись бы и пояса освещенности (астрономические тепловые пояса). Такое положение существует, например, на Меркурии. На планете, ось вращения которой наклонена к орбите на 45°, на широтах 45° с. и ю. в день летнего солнцестояния в соответствующем полушарии солнечные лучи падают отвесно (так, как на земных тропиках), а в день зимнего солнцестояния Солнце не появляется из-за горизонта (так, как на земных полярных кругах). Умеренного астрономического пояса на такой планете вообще не будет.
Изменение наклона оси вращения планеты к орбите вызывает расширение или сужение астрономических тепловых поясов (поясов освещенности).
Результатом вращения Земли вокруг оси и вызванной этим смены дня и ночи является суточный ритм процессов в географической оболочке Земли. В течение суток закономерно изменяется количество солнечной энергии, получаемой поверхностью, изменяются температура, влажность, атмосферное давление, движение воздуха. На эти изменения чутко реагируют организмы, влияющие в свою очередь на окружающую их среду. Суточный ритм процессов проявляется на фоне годового их ритма, обусловливаемого движением Земли вокруг оси, сменой времен года и выражающегося в закономерной смене явлений в природе.
Астрономическое освещение | Iowa Now
Исследователь из Университета Айовы хочет, чтобы вы визуализировали тарелку со спагетти, когда вы думаете о северном сиянии.
Это потому, что Джек Скаддер, профессор физики и астрономии, и его коллеги достигли важной вехи в описании того, как работает северное сияние, посредством процесса, называемого «магнитное пересоединение».
Подробности содержатся в статье, опубликованной в номере журнала Physical Review Letters от 5 июня; Однако этот процесс лучше всего представить как распутывание скрученных ниток спагетти.
Рассеянный газ, называемый плазмой, течет от Солнца в виде «солнечного ветра» и уносит с собой силовые линии магнитного поля («спагетти») от Солнца.
Запутывание между линиями магнитного поля (спагетти) от Солнца и другими силовыми линиями (спагетти), закрепленными в ядре Земли, происходит, когда эти силовые линии сводятся вместе порывами солнечного ветра.
«В процессе сглаживания этой запутанности создаются одна или несколько дыр, которые теперь соединяют силовые линии, одна из которых берет начало на Солнце, а другая — в металлическом ядре Земли», — говорит Скаддер.«Эта связь позволяет заряженным частицам пересекать ранее запрещенную границу, отделяющую объем Земли от объема Солнца. Формирование этих взаимосвязей представляет собой снижение напряжения. Полярные сияния являются побочным продуктом этого изменения способа соединения нитей спагетти, поскольку через отверстие заряженным частицам от Солнца теперь разрешен доступ в атмосферу под магнитным экраном Земли ».
Один из результатов — прекрасные цвета северного сияния. «Большинство эффектов солнечной погоды, которые имеют земное влияние, проникают через дыры такого типа, которые возникают при воздействии солнечного возмущения», — говорит Скаддер.«В этом смысле места воссоединения являются« замочными скважинами »для вторжения солнечной погоды в околоземное пространство.
«После более чем 30 лет исследований я и мои коллеги объявили о важном открытии в астрофизике — первом экспериментально разрешенном и однозначном месте столкновения — меньшем магнитном пересоединении, при котором энергия магнитного поля преобразуется в энергичные частицы», — говорит Скаддер. . «Когда происходит этот процесс, ранее разделенные объемы пространства соединяются магнитными полями, создавая новые магистрали для быстрого обмена высокотемпературными газами.”
Поскольку считается, что магнитное пересоединение происходит где-то в другом месте Вселенной, Скаддер и его коллеги очень рады, что обнаружили свидетельства существования трудно различимой дыры.
С астрономической точки зрения размер дыры относительно невелик — около 1 километра в диаметре, видимого на расстоянии 57 000 километров от Земли. По словам Скаддера, если бы магнитное пересоединение происходило на поверхности Солнца, на другой звезде или на планете в другой солнечной системе, ученые никогда бы не смогли его увидеть.Следовательно, работа Скаддера тем более важна, что она служит «стендовым испытаниям» или доказательству астрофизического процесса, который человечество никогда не сможет напрямую подтвердить в глубоком космосе.
Дыра, которую наблюдал Скаддер, не только была маленькой, но и находилась в постоянном движении.
Поскольку дыра находилась в неизвестном состоянии движения относительно космического корабля, она могла быть пройдена много раз раньше, но не была обнаружена. Чтобы исправить эту ситуацию, исследователи разработали новые методы сокращения временного интервала между «снимками» в 11 раз с использованием того же детектора и без использования нового детектора.
«Этот« трюк »похож на получение доступа к микроскопу в первый раз для повторного изучения данных, которые, как считалось, собирались слишком медленно, чтобы найти эти дыры. Устранение этих дыр в магнитных полях в некоторой степени похоже на то, как в первый раз посмотреть на стоячую воду в микроскоп и увидеть извивающееся поведение молекул, о котором раньше только подозревали », — говорит он.
Скаддер и его коллеги смогли наблюдать место магнитного пересоединения в космосе, используя данные космического корабля НАСА Polar и его эксперименты Hydra, MFE и EFI.Скаддер говорит, что наблюдаемый им процесс активен не только в создании северного сияния, но и во многих других астрономических явлениях.
«Экспериментальная документация физического процесса, который делает возможным это явление, является первым подтверждением преобладающих теорий для объяснения возникновения солнечных вспышек, рентгеновских лучей от черных дыр, а также причин полярных сияний, которые ярко освещают полярные сияния. небо, — говорит он.
Манера, в которой Скаддер и его партнеры сделали знаковое наблюдение, включала пять различных сравнений с тремя независимыми детекторами, чтобы усилить обнаружение, аналогично совместной работе в профессиональном спорте.
В рамках программы НАСА Polar / Hydra в пользовательском интерфейсе было показано, что данные трех отдельных экспериментов воспроизводят экстремальные сигнатуры, предсказанные компьютерными моделями процесса. Эти сигнатуры были настолько необычными, что за 50 лет космических исследований не было зарегистрировано ничего, приближающегося к их крайностям. Используя самые большие компьютерные ресурсы НАСА, Национального научного фонда и Министерства энергетики США, эталонные компьютерные модели решили шесть триллионов уравнений движения, чтобы предсказать результаты трех экспериментов.
Показывая ученым, какие комбинации наблюдений могут помочь идентифицировать эти регионы, работа Скаддера сэкономит время и энергию исследователям, готовящимся к детальному изучению магнитосферного пересоединения с помощью миссии NASA по многомасштабной магнитосфере (MMS), запуск которой запланирован на 2014 год. Соавторами и соавторами
Scudder являются аспиранты университета Р.Д. Холдэуэй и Дж. Лопес. Другие его коллеги — Х. Каримабади и В. Ройтерштейн из Калифорнийского университета в Сан-Диего; W.С. Доутон из Лос-Аламосской национальной лаборатории, Нью-Мексико; и C.T. Рассел из Калифорнийского университета в Лос-Анджелесе.
Кафедра физики и астрономии UI является частью Колледжа свободных искусств и наук.
Исследование частично финансировалось грантами НАСА, Национального научного фонда и Министерства энергетики США.
(PDF) Освещение и астрономия
–
количественно определить
взаимосвязь между
направленным вверх углом излучения
и свечением неба
,
мы имеем
, смоделированную серию из девяти источников света, из которых
излучают
каждый.
свет направлен вверх в левую зону, охватывающую
0–
10 дюймов, 10–20 футов,
.
. .,
80′-90 ‘от zenith.lo
light
Источник
Высота
установлена на 1 км; высота обсерватории
3 км; и отношение
полного аэрозольного рассеяния к
молекулярному рассеянию, 3: 1. Это соотношение
-ng {flffinr *
соответствует
низкому содержанию
аэрозоля
и очень чистой атмосфере
phere,
типичному
сайтов обсерваторий мирового класса.
Фальшивые цвета
изображения неба
свечение
из трех угловых сегментов
, как
, наблюдаемое в обсерватории в 50 км,
показано на рисунке
слева
( адаптировано
из справочника
10).
Любой источник света увеличивает яркость
некоторые
части
неба больше, чем
другие, но
это
удобно
иметь одно число
представляет
свечение
по всему небу.Одна из таких мер,
, представляющая
из
частей
неба, наиболее часто используемых в астрономических наблюдениях
,
, представляет собой средневзвешенное значение
неба
свечение
в зените
и в четырех точках
с зенитным углом 60 ‘- одна в направлении
источника света
и
остальные с интервалом 90′
в
азимуте — с
зенит
, назначенный дважды вес остальных
балла.
Это среднее
возраст небо
свечение
равно
разделенное на небо
свечение, произведенное
на равное
количество света, направленного вниз
и отраженного от поверхности
при 150002 °
отражательная способность, типичное значение. Результирующее отношение небесного свеченияравно
показано
на рисунке справа, как
функция
свет
небо
, чем свет, направленный на зени * L, хотя на
av-
erage
сильно
из
почти горизонтальный свет направлен в сторону
от
обсерватории.
И увеличение небесного свечения от
около
горизонтальных
лучей составляет
6
до 160 раз больше, чем у равного
потока
направленного вниз и
отраженного
от
земля.
Поскольку большая часть восходящего света
Излучение
из исходных
полностью экранированных светильников направлено
только
выше
по горизонтали,
такие
светильники оказывают непропорциональное влияние на небо
светиться.
Из таблицы в ячейке 1, светильник с неэкранированной
фракцией
o {только
3% производит от 80% до
290 дюймов больше
небо
свечение
чем
полностью
экранированный
светильник с таким же световым потоком,
с
наихудшее значение
встречается
для самых дальних
источников света
источников.
Поразительно,
для
типичное сообщество
, которое излучает 10% из
его света
прямо вверх,
прямой свет вызывает почти три четверти
неба в обсерватории 50
км и более
девяти десятых на участке в 200 км.
Несмотря на то, что количество
из
прямого восходящего света
(10%)
аналогично
количеству отраженного света
, отраженного от земли
(90 дюймов / ‘
»
0.15 albedo
: 13,5 «/»),
прямой вверх —
www.physicstoday.org
—
50 км
—
100 км
200 км
10 20 30 40 50 60 70 80
ЗЕНИТ
УГОЛ
Зенитный угол источника,
для
обсерваторий 50,
100 и 200 км
от источника света.
Конечно,
реальный источник света излучает свет в диапазоне
углов, причем
выше и ниже горизонтали.
Распределение силы света
, показанное на рисунке 3, из
Roy
Garstang моделей
,
может использоваться для представления восходящего излучения
от реальных осветительных приборов
. В таблице ниже
показаны результирующие коэффициенты свечения неба для
приборов
с прямым восходящим светом 1% o, 3ol0 и 10olo, измеренные в
обсерваторияхна расстоянии от 50 до 200 км. Цифра 3olo
представляет
стандартных
приспособлений, обычно обсуждаемых
в
компромисс
между аплайтом и
полюсом
интервал, как описано
в
текст
текст
.
минимум
практический
предел для
частично
экранированных приспособлений составляет около
1
o / 0.
Хотя фракции ниже 1olo могут быть оптически сконструированы,
накопление
грязи и износа
в
оптическая поверхность
граней приближает фракцию верхнего света к
1olo
или
выше
выше как— возраст фиксации
.И
свет
загрязнение
исследователей, начиная с
Гарстанг,
обнаружили, что от 10%
до
являются репрезентативными для среднего
верхнего света
пропорции
от всех светильников, используемых для наружного освещения
.
г
r5u
F. {
3
100
—
rl
tl
> 5U
0
,., t}. $ tifit! ,,
; iiilry $ # li € i
iillli: i
$ i
50 knn
10 &
km? 00
knr
1.0
2.A
3; 9
1,0
I
t3,
1: 8
, 3.g
l0,6
излучение палаты производит
большинство
из
искусственное свечение неба .
Эти числа не учитывают
для
, блокирующего
света
растительностью и наземными строениями.
В модели
из
небо
свечение
над
Военно-морская обсерватория США около
Флагстафф, Аризона,
с учетом
для такой блокировки уменьшила
выбросына 50-60%. Тем не менее, прямой свет вверх по-прежнему
давал
намного больше свечения
неба
, чем такое же количество света
, направленного вниз.
Кроме того, модель не учитывала
того факта, что прямое восходящее излучение
обычно исходит от светильников
на некотором расстоянии выше
земли, например, на зданиях
или столбах, и поэтому может быть подвержено
, чтобы блокировка была меньше
, чем свет, отраженный
от земли
.
Ответ на предложение профессионалов в области освещения
—
ясно:
Вредное воздействие на небо обсерватории даже от 3%
прямого света вверх
значительно перевешивает выгоду от 10-15%
re-
воздуховод
в общем количестве света.Даже если светильники могут быть
,
всего
л% прямого восходящего света, конкурирующие эффекты могут примерно уравновесить
только
для обсерваторий, расположенных около
Декабрь 2009 Физика
Сегодня
35
Световое загрязнение | IAU
Комиссия IAU B7 в работе
Карта светового загрязнения по всему миру
Для многих людей величайшая радость от астрономии — это просто стоять под чистым темным небом и любоваться небесами.Однако сегодня все больше людей не могут видеть истинную красоту ночного неба из своих домов. Даже некоторые из самых ярких звезд теряются в свете светового загрязнения наших городов, дорог и городских агломераций. Для многих вид Млечного Пути, простирающегося по ночному небу, остается воспоминанием из детства; К сожалению, сегодня подрастает новое поколение людей, которые никогда не видели нашу галактику, место, которое мы называем своим домом во Вселенной. Астрономы определяют световое загрязнение как «искусственный свет, который светит там, где он не нужен и не нужен».Наиболее очевидным повседневным проявлением светового загрязнения является увеличивающаяся освещенность нашего ночного неба и последующие трудности при наблюдении за астрономическими объектами из загрязненных мест. Свет от плохо спроектированных, неправильно направленных осветительных приборов светит в небо. Там он рассеивается молекулами воздуха, влагой и аэрозолями в атмосфере, заставляя ночное небо часто приобретать ярко-оранжевый цвет; явление, известное как «свечение неба».
Проблема светового загрязнения представляет опасность не только для астрономов.Людей, не интересующихся астрономией, затрагивает вторжение света в их собственность; будь то уличный фонарь, освещающий их спальню, или опасность для автомобилистов из-за яркого света от плохо спроектированных / размещенных уличных фонарей и прожекторов. Световое загрязнение также оказывает прямое воздействие на окружающую среду. Некоторые мощные фонари могут не только выделять за год больше углекислого газа, чем современный дизельный автомобиль производит примерно на 500 километров, но и создают большую нагрузку на дикую природу как в городских, так и в сельских районах.Световое загрязнение — это также ненужная трата энергии, которая в конечном итоге приводит к огромным и ненужным расходам для экономики во всем мире.
Световое загрязнение и другие подобные электромагнитные помехи (например, радиоволны) влияют не только на астрономов-любителей, но и на профессионалов и их обсерватории. Сегодня Комиссия B7 Международного астрономического союза работает над защитой существующих и потенциальных объектов обсерваторий от загрязнения на всех длинах волн электромагнитного спектра.Имея это в виду, Комиссия B7 работает над сохранением (и стремится защищать) важные участки темного неба по всему миру. К ним относятся профессиональные обсерватории Гавайев, континентальной Испании, Канарских островов, Северной Америки, Южной Африки, Чили и Австралии. Комиссия определила три класса участков темного неба, подлежащих мониторингу и сохранению, обозначенных классами A, B и C. Участки класса A — это участков с телескопами с зеркалами, уже находящимися на месте, с апертурой более 6.5 м, при необнаруженном световом загрязнении в зените. площадок класса B — это площадок для проектируемых или строящихся телескопов с апертурой более 6,5 м с необнаруженным световым загрязнением в зените. Последний класс участков — это других крупных обсерваторий с действующими телескопами с апертурой более 2,5 м и уровнем зенитного светового загрязнения меньше естественного изменения яркости ночного неба, связанного с 11-летним солнечным циклом .
Но Комиссия B7 МАС работает не только для защиты профессиональных астрономических объектов, хотя это ее главная забота.Рабочая группа Комиссии 50 по контролю над световым загрязнением активно ищет средства ограничения светового загрязнения с помощью законодательства, нормативных актов и других методов на всех уровнях управления от национальных органов до региональных и местных организаций. Сотрудничая с астрономами-любителями, инженерами по освещению и всеми, кто обеспокоен световым загрязнением, включая Международную ассоциацию темного неба, рабочая группа МАС повышает осведомленность о тяжелом положении ночного неба с помощью публикаций, конференций и в Интернете.
Некоторые члены Рабочей группы МАС также участвуют в научных проектах, таких как мониторинг и моделирование светового загрязнения. Эти исследования с использованием подробных спутниковых изображений показывают, что в течение следующих 25 лет для большей части Европы не останется темного неба (подробнее) . Спутниковые данные также позволяют делать оценки денежных потерь от светового загрязнения путем измерения света, излучаемого в космос.
МАС по световому загрязнению.
Когда во Вселенной впервые загорелся свет
Большой взрыв, как любят указывать многие космологи, не сильно ударил. Ничего не взорвалось. Но это не значит, что это не было насыщенным и захватывающим мероприятием. Прилив инфляции был мощным выбросом энергии, в которую, безусловно, входил и свет. И все же энергия, содержащаяся в той ранней Вселенной, была такой, что свет не мог даже ускользнуть. Чтобы свет можно было увидеть в телескопы или глаза любого вида, он должен иметь возможность перемещаться от источника к наблюдателю.Но когда Вселенная существовала впервые, она была слишком забита возбужденными частицами, чтобы свет мог пройти через нее. Представьте себе младенческую вселенную в виде первого волшебника-пинбола, который моргает фотонами взад-вперед и вокруг, никогда не позволяя им просто упасть и беспрепятственно улететь в космос. Весла и рычаги в этом случае представляли собой плотное море электронов, засоряющих космос, постоянно поглощая и переизлучая свет в случайных направлениях, сохраняя космос в темноте.Вселенная в зародыше не была такой упорядоченной системой, как сегодня.В наши дни материя сгущается. Да, на звезды и астероиды, но также и на гораздо меньшие единицы, такие как молекулы и даже нейтральные атомы; знакомая модель положительного ядра, окруженного вращающимися электронами.
Однако, когда Вселенная впервые сформировалась, этой иерархии еще не существовало. Электроны и протоны свободно текли в супе из частиц, сталкиваясь с лишней энергией. Космосу потребовалось от четверти до полумиллиона лет, чтобы успокоиться достаточно, чтобы протоны и электроны образовали пары. Космологи называют эту эпоху рекомбинацией, но в этом нет ничего «нового».Это был первый случай, когда элементарные частицы объединились в атомы.
Как только они это сделали, игра в пинбол прекратилась, и свет получил возможность свободно течь через вселенную, которая, наконец, состояла из пустого пространства, столь распространенного сегодня. Но в те дни был только один свет: потрескивание энергии от Большого взрыва, уже древнего, но только тогда позволенного путешествовать впервые. Вселенной только что удалось слиться достаточно, чтобы образовать атомы, а до сияющих звезд оставалось еще много эонов.
Итак, после того, как блеск Большого взрыва угас, Вселенная снова потемнела, примерно на 400 миллионов лет.
Астрономия в видимом свете — LightUp
Астрономия в видимом свете включает в себя множество наблюдений с помощью оптических телескопов, которые работают с видимым спектром света. Видимый свет — это часть электромагнитного спектра света, излучаемого на частотах электромагнитного излучения. Свет имеет такие свойства, как энергия фото, длина волны и частота.Электромагнитный спектр включает в себя множество различных частот, таких как видимый свет, гамма-лучи, ультрафиолет, инфракрасное излучение, микроволны, радар и радиоволны, и это лишь некоторые из них. Электромагнитное излучение по-разному взаимодействует с веществом во всем спектре света.
История
Астрономия в видимом свете появилась с тех пор, как люди впервые заметили ночное небо тысячи лет назад. У первобытного человека имеется минимум записанной информации, но есть на что оглянуться.В пещерах есть рисунки комет, сверхновых, звезд, затмений и многого другого. Наблюдения проводились невооруженным глазом, но астрономия с визуальным светом скоро изменится и окажет большое влияние на людей.
В 1600 г. до н. Э. Вавилоняне записывали положение планет и время затмений. Древние греки взяли эту информацию и продолжили расширять свои знания о звездах. Они использовали данные для предсказания времени затмений. Гиппарх создал первый звездный каталог в 100 г. до н. Э.C., которые сейчас известны как созвездия. Оттуда люди начали создавать более подробные изображения и модели Солнечной системы. Первый телескоп был создан в 17 веке мастерами и учеными, имена которых не называются. Методы, используемые для изготовления линз, были известны уже потому, что люди носили очки с 13 века. Инструменты были доступны для создания телескопов в 13, и веках, но человек официально изобрел телескоп только в 17 веке.
Телескопы и сбор данных
Оптические телескопы — это телескопы, которые большинство людей может использовать дома самостоятельно.Эти стандартные телескопы позволяют любому видеть звезды при подходящих условиях. Рефракторы — это оптические телескопы, в которых используются линзы, похожие на те, что вы можете найти в биноклях или очках. Объектив собирает и фокусирует свет, исходящий от звезд, чтобы вы могли лучше рассмотреть детали. Отражающие телескопы также попадают в диапазон действия оптических телескопов. В этих телескопах используются зеркала, чтобы фокусировать свет и делать его более заметным.
Космический телескоп Хаббла имеет более широкие возможности по сравнению с обычным оптическим телескопом.Этот очень большой телескоп находится в космосе над Землей. Космический телескоп Хаббла находится на высоте около 354 миль над Землей. Создание телескопа обошлось более чем в 2,5 миллиарда долларов. В течение двух десятилетий Хаббл делал одни из самых удивительных изображений далеких галактик и других объектов, таких как Крабовидная туманность, туманность Орла, а также изображения древних галактик в глубоком поле.
Хаббл обнаружил некоторые из величайших изображений, известных человеку, но Кеплер — это еще один телескоп с другой миссией.Кеплер может делать удивительные изображения галактик, но у этого телескопа совершенно другой основной фокус. Кеплер собирает данные и изображения звезд и планет, вращающихся вокруг этих звезд. Кеплер ищет точки тьмы, которые возникают, когда планета вращается вокруг своей родительской звезды. Кеплер может определить массу звезды и планеты. Миссия состоит в том, чтобы найти другие инопланетные планеты или планеты земного типа во Вселенной.
Эффекты светового загрязнения
Световое загрязнение действительно влияет на астрономию в видимом свете, поскольку оно может влиять на яркость звезд и создавать дымку на небе.Световое загрязнение часто представляет собой оранжевое свечение, которое наблюдается вокруг городов и пригородов. Это световое загрязнение влияет на видимость, но оно также может повлиять на ритм жизни растений и животных, которые живут слишком близко к населенным пунктам. Незащищенный свет излучает свет во всех направлениях, что затрудняет полное представление о ночном небе. Вот почему многие космические обсерватории находятся посреди пустыни или в других удаленных местах. Это место должно быть темным и почти свободным от светового загрязнения, чтобы астрономы могли получить наилучшее изображение ночного неба.Астрономы-любители, живущие в безлюдных районах, все еще могут хорошо видеть звезды, но лучший вид открывается в самых темных местах, вдали от цивилизации.
Астрономия будущего в видимом свете
Будущее астрономии в видимом свете очень радужно. Мы только начали вглядываться в космос, а астрономы, наблюдающие за ночным небом, постоянно делают новые открытия. Люди, вероятно, будут продолжать использовать и строить оптические телескопы. Радиоастрономия также, вероятно, станет более популярной, поскольку знания продолжают расширяться.Люди также могут получить доступ к более совершенным телескопам, позволяющим им видеть звезды на еще более глубоком уровне.
Световое загрязнение от спутников «представляет угрозу» для астрономии | Astronomy
Искусственные спутники и космический мусор, вращающийся вокруг Земли, могут увеличить яркость ночного неба, как выяснили исследователи, а эксперты предупреждают, что такое световое загрязнение может помешать астрономам проводить наблюдения за нашей Вселенной.
По данным Европейского космического агентства (ЕКА), на орбите Земли находится более 9 200 тонн космических объектов, от неработающих спутников до крошечных фрагментов.Теперь кажется, что космический мусор не только создает риск столкновения, но и вместе с другими космическими объектами способствует световому загрязнению.
В своих ежемесячных бюллетенях Королевского астрономического общества исследователи описывают, как солнечный свет, отраженный и рассеиваемый космическими объектами, может выглядеть в виде полос при наблюдениях с помощью наземных телескопов.
«Поскольку полосы часто сравнимы с объектами, представляющими астрофизический интерес, или ярче их, их присутствие имеет тенденцию компрометировать астрономические данные и создает угрозу безвозвратной потери информации», — пишет команда.
Но для некоторых инструментов влияние могло быть еще сильнее. «При получении изображений с высоким угловым разрешением и высокочувствительными детекторами многие из этих объектов выглядят как отдельные полосы на научных изображениях», — пишут они. «Однако при наблюдении с помощью относительно низкочувствительных детекторов, таких как невооруженный глаз, или фотометров с низким угловым разрешением, их комбинированный эффект представляет собой эффект рассеянной компоненты яркости ночного неба, во многом как неразрешенный интегрированный фон звездного света Млечного Пути. .
Расчеты в отчете показывают, что это свечение может достигать 10% от естественной яркости ночного неба — уровня светового загрязнения, ранее установленного Международным астрономическим союзом (МАС) как предел, приемлемый для участков астрономических обсерваторий.
Хотя исследователи говорят, что идея «естественного уровня» яркости имеет свои трудности, они подчеркивают, что необходимы дальнейшие исследования, добавляя, что ситуация может ухудшиться по мере запуска новых спутников, в том числе «мегакозвездий».
Грег Браун, астроном Королевской обсерватории, не принимавший участия в исследовании, сказал, что световое загрязнение является большой проблемой для астрономов.
«Телескопы, такие как обсерватория Вера С. Рубин, которая скоро будет введена в эксплуатацию, ожидают сильного загрязнения изображений только от мегакозвездий, ожидаемых в ближайшие несколько лет, что будет трудно и дорого компенсировать, и это серьезно рискует. ученые упускают из виду ключевые научные открытия », — сказал он.
Хотя Браун сказал, что неясно, верны ли предположения, сделанные в исследовании, учитывая изменения в конструкции спутников и сложность оценки небольшого космического мусора, он сказал, что такое световое загрязнение все больше будет влиять на астрономические наблюдения.
«Настало время задуматься о будущем как профессиональной, так и любительской астрономии», — сказал он.
Профессор Дэнни Стигс из Университета Уорика сказал, что необходимо найти баланс между преимуществами спутников и их влиянием на нашу способность изучать ночное небо, но согласился с тем, что световое загрязнение, вероятно, будет все большей и нарастающей проблемой. .
«Мы, как астрономы, можем в некоторой степени устранить или уменьшить прямое влияние на наши данные, используя методы обработки изображений, но, конечно, было бы намного лучше, если бы их не было для начала», — сказал он.
Фабио Фальки из Института науки и технологий по световому загрязнению в Италии сказал, что проблема носит глобальный характер. «Космический мусор распределен по нашей планете довольно равномерно, поэтому загрязнение уже присутствует повсюду», — сказал он, предполагая, что те, кто несет ответственность за проблему, должны помочь ее решить.
«Может быть, Илон Маск заставит своих инженеров найти решение, по крайней мере, чтобы немного уравновесить ущерб, который его мега-созвездие спутников Starlink нанесет звездному небу», — сказал он.
Несмотря на то, что недавно начались проекты по очистке космического мусора, Стигс сказал, что одна из трудностей заключается в том, что небольшие фрагменты сложно подобрать, но тем не менее они могут способствовать световому загрязнению.
Крис Линтотт, профессор астрофизики Оксфордского университета, также подчеркнул необходимость действий. «Кажется, что простые усилия — например, создание спутников из более темных материалов — могут быть очень полезными, и я надеюсь, что операторы предпримут такие шаги как можно скорее», — сказал он.
Астрономия со скоростью света
Следующее эссе перепечатано с разрешения The Conversation, онлайн-публикации, посвященной последним исследованиям.
Астрономы стремятся наблюдать Вселенную с помощью все более совершенных методов. Каждый раз, когда исследователи изобретают новый метод, собирается беспрецедентная информация, и люди углубляются в понимание космоса.
В апреле 2016 года интернет-инвестор и филантроп Юрий Мильнер, покойный физик Стивен Хокинг и генеральный директор Facebook Марк Цукерберг объявили об амбициозной программе взрыва камер далеко за пределами Солнечной системы.Идея, получившая название «Breakthrough Starshot», состоит в том, чтобы отправить кучу крошечных нано-космических кораблей к ближайшему звездному соседу Солнца, трехзвездочной системе Альфа Центавра. Путешествуя со скоростью около 20 процентов от скорости света, то есть со скоростью 100 миллионов миль в час, аппарат и его крошечные камеры будут нацелены на самую маленькую, но ближайшую звезду в системе, Проксиму Центари, и ее планету Проксима b, 4,26 света. лет от Земли.
Breakthrough Starshot нацелен на доказательство концепции «нанокрафта», приводимого в движение световым лучом.
Цель команды Breakthrough Starshot будет опираться на ряд еще не проверенных технологий. План состоит в том, чтобы использовать легкие паруса, чтобы продвинуть этот космический корабль дальше и быстрее, чем все, что было раньше — лазеры на Земле будут подталкивать крошечные корабли с помощью их сверхтонких и отражающих парусов. У меня есть еще одна идея, которую можно использовать с этой технологией по мере развития проекта: исследователи могут получать ценные данные из этих мобильных обсерваторий, даже напрямую проверять специальную теорию относительности Эйнштейна, задолго до того, как они приблизятся к Альфе Центавра.
Множество технических проблем
Достижение цели Breakthrough Starshot отнюдь не простая задача. Проект опирается на непрерывное технологическое развитие по трем независимым направлениям.
Во-первых, для создания камеры исследователям нужно будет резко уменьшить размер и вес микроэлектронных компонентов. Планируется, что каждое нанокрафт будет иметь общий вес не более нескольких граммов, и это должно будет включать не только камеру, но и другие полезные нагрузки, включая источники питания и коммуникационное оборудование.
Другой задачей будет создание тонких, сверхлегких и хорошо отражающих материалов, которые будут служить «парусом» для камеры. Одна из возможностей — иметь однослойный графеновый парус — толщиной всего в молекулу, всего 0,345 нанометра.
Команда Breakthrough Starshot выиграет от растущей мощности и снижения стоимости лазерных лучей. Лазеры мощностью 100 ГВт необходимы для ускорения камер с земли. Подобно тому, как ветер наполняет паруса парусника и толкает его вперед, фотоны высокоэнергетического лазерного луча могут толкать сверхлегкий отражающий парус вперед, когда они отскакивают назад.
С учетом прогнозируемых темпов развития технологий, вероятно, пройдет еще как минимум два десятилетия, прежде чем ученые смогут запустить камеру, движущуюся со скоростью, составляющей значительную долю скорости света.
Даже если такая камера может быть построена и ускорена, необходимо преодолеть еще несколько проблем, чтобы осуществить мечту о достижении системы Альфа Центавра. Могут ли исследователи правильно направить камеры, чтобы они достигли звездной системы? Сможет ли камера пережить почти 20-летнее путешествие без повреждений? И если все будет лучше и поездка пройдет успешно, можно ли будет передать данные — скажем, изображения — обратно на Землю на такое огромное расстояние?
Знакомство с «релятивистской астрономией»
Мы с моим соавтором Куняном Ли, аспирантом Технологического института Джорджии, видим потенциал во всех этих технологиях еще до того, как они будут доведены до совершенства и готовы отправиться на Альфа Центавра.
Когда камера движется в космосе со скоростью, близкой к скорости света — то, что можно назвать «релятивистской скоростью», — специальная теория относительности Эйнштейна играет роль в том, как изображения, получаемые камерой, будут видоизменяться. Теория Эйнштейна утверждает, что в разных «системах покоя» наблюдатели имеют разные меры длины пространства и времени. То есть пространство и время относительны. Насколько по-разному два наблюдателя измеряют вещи, зависит от того, насколько быстро они движутся относительно друг друга.Если относительная скорость близка к скорости света, их наблюдения могут значительно отличаться.
Эффект Доплера объясняет, как источник, удаляющийся от вас, будет растягивать длины волн своего света и выглядеть более красными, а если он приближается, длины волн будут сокращаться и выглядеть более голубыми. Кредит: Алеш Тошовский Викимедиа (CC BY-SA 4.0)Специальная теория относительности также влияет на многие другие вещи, которые измеряют физики, например, на частоту и интенсивность света, а также на размер внешнего вида объекта.В кадре покоя камеры вся Вселенная движется с хорошей долей скорости света в направлении, противоположном собственному движению камеры. Для воображаемого человека на борту, благодаря разному пространственному времени, которое испытывает он и все остальные на Земле, свет от звезды или галактики будет казаться голубее, ярче и компактнее, а угловое разделение между двумя объектами будет меньше.
Наша идея состоит в том, чтобы использовать преимущества специальной теории относительности для наблюдения за знакомыми объектами в другой системе пространственно-временного покоя релятивистской камеры.Это может предоставить новый способ изучения астрономии — то, что мы называем «релятивистской астрономией».
Что могла запечатлеть камера?
Итак, релятивистская камера, естественно, будет служить спектрографом, позволяя исследователям смотреть на внутренне более красную полосу света. Он будет действовать как линза, увеличивая количество собираемого света. И это будет камера с широким полем зрения, позволяющая астрономам наблюдать больше объектов в том же поле зрения камеры.
Вот один пример данных, которые мы могли бы собрать с помощью релятивистской камеры.Из-за расширения Вселенной свет от ранней Вселенной становится более красным к тому времени, когда он достигает Земли, чем когда он начался. Физики называют этот эффект красным смещением: когда свет распространяется, его длина волны увеличивается по мере того, как он расширяется вместе со Вселенной. Красный свет имеет более длинные волны, чем синий. Все это означает, что для того, чтобы увидеть свет молодой Вселенной со смещением в красную область, для его сбора необходимо использовать инфракрасные волны, которые трудно наблюдать.
Войдите в релятивистскую камеру. Для камеры, движущейся со скоростью, близкой к скорости света, такой свет с красным смещением становится более синим, то есть теперь с синим смещением.Эффект движения камеры нейтрализует эффект расширения Вселенной. Теперь астроном мог поймать этот свет с помощью знакомой камеры видимого света. Тот же эффект усиления Доплера также позволяет усилить слабый свет из ранней Вселенной, помогая обнаружению. Наблюдение за спектральными особенностями далеких объектов может позволить нам раскрыть историю ранней Вселенной, особенно то, как Вселенная развивалась после того, как она стала прозрачной через 380 000 лет после Большого взрыва.
Еще один захватывающий аспект релятивистской астрономии заключается в том, что человечество впервые может напрямую проверить принципы специальной теории относительности, используя макроскопические измерения.Сравнивая наблюдения, собранные на релятивистскую камеру, и наблюдения, полученные с земли, астрономы могли точно проверить фундаментальные предсказания теории относительности Эйнштейна относительно изменения частоты, потока и направления движения света в разных системах отсчета.
По сравнению с конечными целями проекта Starshot, наблюдение Вселенной с помощью релятивистских камер должно быть проще. Астрономам не нужно беспокоиться о наведении камеры, поскольку она может дать интересные результаты, если направить ее в любом направлении.