Изведанное и интересное

статьи, публикации и прочие синонимы

Привет! Спасибо что вы посетили мой блог! Подписывайтесь
на RSS канал чтобы всегда быть в курсе новостей блога!

Доступно. Эконом долото стамеска. Магазин. . Полы для пищевых производств. Адреса представительств. База данных компаний. .

Информацию о явлениях и процессах, происходящих во Вселенной, астрономы получают путем регистрации электромагнитного излучения, которое приходит от кос­мических объектов. До сих пор мы рассматривали его как электромаг­нитные волны определенной длины (или частоты), но можно предста­вить его потоком частиц, называемых фотонами.

От Солнца на каждый квадратный сантиметр земной поверхности, перпендикулярной солнечным лучам, в среднем поступает энергия д = 1370 Вт/м\ Средняя частота этого излучения V = 6 • 10″ Гц. Таким образом, средняя энергия одного кванта составляет Ну = 4 • 10′” Дж. За одну секунду на площадь в 1 см^ от Солнца поступает 1370 / (4 • 10 ^”) = = 3,4 • 10″ квантов электромагнитного излучения.

Как известно, поток энергии, через избранную площадь изменяется обратно пропорционально квадрату расстояния до источника. Расстоя­ния до ближайших звезд в среднем почти в 300 тысяч раз превышают расстояние до Солнца. Если бы Солнце находилось на таком расстоя­нии, мы бы получали от него лишь 4,1 • 10″ квант/см^ в секунду. Самая известная галактика Туманность Андромеды находится от нас на рас­стоянии 2,3 млн св. лет, что почти в 1,5 • 10^’ раз дальше, чем Солнце. Пусть в ней находится 225 млрд таких солнц, как наше. Следова­тельно, от нее имеем поток квантов 3,1 • 10″ квант/см^ в секунду. От такой же галактики на расстоянии в 2 млрд св. лет получим лишь 3 квант/см^ в секунду, а на расстоянии в 10 млрд св. лет 1 квант/см^ за 10 секунд.

Вот почему для изучения явлений и процессов, происходящих в таких далеких объектах, нужны мощные телескопы и сверхчувстви­тельные регистрирующие приборы. Мы уже знаем , что освещен­ность от небесных светил оценивают в звездных величинах. Следова­тельно, если диаметр объектива телескопа В [см], то предельная звездная величина, которую увидит наблюдатель в телескоп:

т,-р = 7,0″‘5 1§ О . (12.1)

В частности, в телескоп с диаметром зеркала 6 м можно видеть звезды до 22″. Световой поток от таких звезд в 2,5 млн раз меньше, чем от самой слабой звезды, которую мы наблюдаем невооруженным глазом.

 

Вы можете оставить комментарий, или поставить трэкбек со своего сайта.

Написать ответ