Элементы Элементы большой науки

Поставить закладку

Напишите нам

Карта сайта

Содержание
Энциклопедия
Новости науки
LHC
Картинка дня
Библиотека
Видеотека
Книжный клуб
Задачи
Масштабы: времена
Детские вопросы
Плакаты
Мгновение
Фракталы
Ускоритель
Покорение воздуха
Гравитация
Вечный двигатель
Электромагнитное излучение
Природа электромагнитных волн
Частота и длина волны
История открытия электромагнитных волн
Великое объединение
Энергия кванта
Температура излучения
Диапазоны излучения и вещество
Что изображено на плакате
Соотношения и единицы
Гамма-излучение
Рентген
Ультрафиолет
Видимый диапазон
Инфракрасный диапазон
Радиоизлучение и микроволны
За пределами спектра
«Легкая версия» плаката
Возможности человека
Научный календарь
Наука и право
ЖОБ
Наука в Рунете

Поиск

Подпишитесь на «Элементы»



ВКонтакте
в Твиттере
в Фейсбуке
на Youtube
в Instagram





Главная / Плакаты / Электромагнитное излучение / Видимый диапазон

Видимый диапазон

энергия E — 1,7–3,3 эВ
температура Т — 4–8 тыс. К
частота ν (ню) — 4–8 ·1014 Гц
длина волны λ (лямбда) — 380–730 нм
 

Диапазон видимого света — самый узкий во всем спектре. Длина волны в нем меняется менее чем в два раза. На видимый свет приходится максимум излучения в спектре Солнца. Наши глаза в ходе эволюции адаптировались к его свету и способны воспринимать излучение только в этом узком участке спектра. Почти все астрономические наблюдения до середины XX века велись в видимом свете. Основной источник видимого света в космосе — звезды, поверхность которых нагрета до нескольких тысяч градусов и потому испускает свет. На Земле применяются также нетепловые источники света, например, флюоресцентные лампы и полупроводниковые светодиоды.

Для сбора света от слабых космических источников используются зеркала и линзы. Приемниками видимого света служат сетчатка глаза, фотопленка, применяемые в цифровых фотоаппаратах полупроводниковые кристаллы (ПЗС-матрицы), фотоэлементы и фотоэлектронные умножители. Принцип действия приемников основан на том, что энергии кванта видимого света достаточно, чтобы спровоцировать химическую реакцию в специально подобранном веществе или выбить из вещества свободный электрон. Затем по концентрации продуктов реакции или по величине освободившегося заряда определяется количество поступившего света.

Источники

Комета Хейла-Боппа

Комета Хейла-Боппа Одна из самых ярких комет конца XX века. Она была открыта в 1995 году, когда находилась еще за орбитой Юпитера. Это рекордное расстояние для обнаружения новой кометы. Прошла перигелий 1 апреля 1997 года, а в конце мая достигла максимального блеска — около нулевой звездной величины. Всего комета оставалась видимой невооруженным глазом в течение 18,5 месяцев — вдвое больше прежнего рекорда, установленного великой кометой 1811 года. На снимке видны два хвоста кометы — пылевой и газовый. Давление солнечного излучения направляет их прочь от Солнца.

Планета Сатурн

Планета Сатурн Вторая по величине планета Солнечной системы. Относится к классу газовых гигантов. Снимок сделан межпланетной станцией «Кассини», которая с 2004 года ведет исследования в системе Сатурна. В конце XX века системы колец обнаружены у всех планет-гигантов — от Юпитера до Нептуна, но только у Сатурна они легко доступны наблюдению даже в небольшой любительский телескоп.

Солнечные пятна

Солнечные пятна

Области пониженной температуры на видимой поверхности Солнца. Их температура 4300–4800 К — примерно на полторы тысячи градусов ниже, чем на остальной поверхности Солнца. Из-за этого их яркость в 2–4 раза ниже, что по контрасту создает впечатление черных пятен. Пятна возникают, когда магнитное поле замедляет конвекцию и тем самым вынос тепла в верхних слоях вещества Солнца. Они живут от нескольких часов до нескольких месяцев. Число пятен служит индикатором активности Солнца. Наблюдая пятна на протяжении нескольких дней, легко заметить вращение Солнца. Снимок сделан любительским телескопом.

Внимание! Ни в коем случае нельзя смотреть на Солнце в телескоп или другой оптический прибор без специальных защитных фильтров. При использовании фильтров их следует надежно крепить перед объективом, а не у окуляра инструмента, где фильтр может повредиться из-за перегрева. В любом случае безопаснее наблюдать проекцию изображения Солнца на лист бумаги за окуляром телескопа.

Рассеянное звездное скопление Плеяды

Рассеянное звездное скопление Плеяды Содержит около 3 тысяч звезд, из которых семь видны невооруженным глазом. Скопление имеет поперечник 13 световых лет и расположено в 400 световых годах от Земли. Рассеянные скопления образуются при сжатии космических газопылевых облаков под действием самогравитации (притяжения одних частей облака к другим). В ходе сжатия облако дробится на части, из которых формируются отдельные звезды. Эти звезды слабо связаны между собой гравитацией, и со временем такие скопления рассеиваются.

Спиральная галактика M51

Спиральная галактика M51

Спиральная галактика, диск которой мы наблюдаем плашмя, известная также под названием Водоворот. Расположена на расстоянии около 37 млн световых лет. Ее диаметр составляет около 100 тысяч световых лет. У конца одной из спиральных ветвей располагается галактика-компаньон.

Обозначение M51 относится ко всей паре в целом. По отдельности основная галактика и ее компаньон обозначаются NGC 5194 и 5195. Гравитационное взаимодействие с компаньоном уплотняет газ в близких к нему участках спиралей, что ускоряет звездообразование. Взаимодействие — типичное явление в мире галактик. Галактика доступна для наблюдения в небольшой любительский телескоп.

Приемники

Визуальные наблюдения

Визуальные наблюдения

В профессиональной астрономии визуальные наблюдения больше не применяются. Лет 20 назад их полностью вытеснили цифровая фотография, фотометрия, спектрометрия и компьютерная обработка данных.

Однако романтика визуальных наблюдений по-прежнему вдохновляет любителей астрономии. Невооруженному глазу доступны Солнце, Луна, пять планет, около 6 тысяч звезд и четыре галактики — Млечный Путь, Туманность Андромеды, Большое и Малое Магеллановы облака. Эпизодически появляются видимые глазом кометы и астероиды.

Практически каждую ночь можно наблюдать сгорающие в атмосфере космические песчинки — метеоры, а также неторопливо ползущие по небу искусственные спутники Земли. В высоких широтах наблюдаются полярные сияния, в низких при благоприятных условиях виден призрачный зодиакальный свет — освещенная Солнцем космическая пыль. И всё это разнообразие наблюдается в крайне узком спектральном диапазоне, который почти в тысячу раз уже инфракрасного диапазона.

В бинокль видно в десятки раз больше звезд и множество туманных объектов. Любительскому телескопу доступно в тысячи раз больше звезд, детали на поверхности планет, их спутники, а также сотни туманностей и галактик. Но при этом поле зрения у телескопа значительно меньше, и для успешных наблюдений его надо надежно закрепить, а еще лучше медленно поворачивать вслед за вращением неба.

Любительский телескоп

Любительский телескоп

В современном мире любительская астрономия стала увлекательным и престижным хобби. Ряд фирм, таких как Meade и Celestron, производят телескопы специально для любителей. Простейшие инструменты с диаметром объектива от 50–70 мм стоят 200–500 долларов, самые крупные с диаметром 350–400 мм сравнимы по стоимости с престижным автомобилем и требуют стационарной установки на бетонном фундаменте под куполом. В умелых руках такие инструменты вполне могут дать вклад в большую науку.

Самые популярные в мире любительские телескопы имеют диаметр около 200 мм и построены по оптической схеме, изобретенной советским оптиком Максутовым. Они имеют короткую трубу, которую обычно устанавливают на вилочной монтировке и снабжают компьютером для автоматического наведения на различные объекты по их небесным координатам. Именно такой инструмент показан на плакате.

24-метровый телескоп «Магеллан» (строящийся)

24-метровый телескоп «Магеллан» (строящийся)

В 1975 году в СССР построили 6-метровый телескоп БТА. Чтобы главное зеркало телескопа не деформировалось, его сделали толщиной около метра. Казалось, что дальше увеличивать размеры зеркал невозможно. Однако выход был найден. Зеркала стали делать относительно тонкими (15–25 см) и разгружать на множество опор, положением которых управляет компьютер. Возможность изгибать зеркала, гибко подстраивая их форму, позволила построить телескопы диаметром до 8 метров.

Но и на этом астрономы не остановились. На самых крупных инструментах зеркала делят на сегменты, совмещая положение частей с точностью до сотых долей микрона. Так устроены крупнейшие в мире 10-метровые телескопы Кека. Следующим шагом станет американский телескоп «Магеллан», в котором будет 7 зеркал, каждое диаметром 8 метров. Вместе они будут работать как 24-метровый телескоп. А в Европейском Союзе началась работа над еще более амбициозным проектом — телескопом диаметром 42 метра.

Главным препятствием для реализации возможностей таких инструментов становится земная атмосфера, турбулентность которой искажает изображение. Для компенсации помех, за состоянием атмосферы постоянно наблюдает специальная аппаратура и на ходу изгибает зеркало телескопа так, чтобы компенсировать искажения. Эта технология называется адаптивной оптикой.

Схема оптического телескопа-рефлектора

Схема оптического телескопа-рефлектора

Телескоп выполняет две задачи: собрать как можно больше света слабого источника и различить как можно более мелкие его детали. Светособирающая способность телескопа определяется площадью главного зеркала, разрешающая способность — его диаметром. Именно поэтому астрономы стремятся построить как можно более крупные телескопы.

У небольших телескопов в качестве объектива может использоваться собирающая линза (телескоп-рефрактор), но чаще применяется вогнутое параболическое зеркало (телескоп-рефлектор). Главная функция объектива — построить изображение наблюдаемых источников в фокальной плоскости телескопа, где располагают фотокамеру или другое оборудование. В любительских телескопах для визуальных наблюдений позади фокальной плоскости ставят окуляр, представляющий собой, по сути, сильную лупу, в которую рассматривается созданное объективом изображение.

Однако у рефлектора фокальная плоскость находится перед зеркалом, что не всегда удобно при наблюдениях. Используют разные приемы, чтобы вывести пучок света за пределы тубы телескопа. В системе Ньютона для этого используется диагональное зеркало. В более сложной системе Кассегрена (на плакате) напротив главного зеркала ставят вторичное выпуклое зеркало в форме гиперболоида вращения. Оно отражает пучок назад, где он выходит через отверстие в центре главного зеркала. В системе Максутова на переднем конце трубы телескопа ставят тонкую выпукло-вогнутую линзу. Она не только предохраняет зеркала телескопа от повреждения, но и позволяет сделать главное зеркало не параболическим, а сферическим, что намного дешевле в изготовлении.

Космический телескоп «Хаббл»

Космический телескоп «Хаббл»

Самый крупный орбитальный оптический телескоп. Диаметр его главного зеркала составляет 2,4 метра. Выведен на орбиту в 1991 году. Может вести наблюдения в видимом, ближнем инфракрасном и ближнем ультрафиолетовом диапазонах. Единственный космический телескоп, который посещали астронавты для ремонта и обслуживания.

Телескопу имени Хаббла астрономия обязана десятками открытий. В числе прочего он позволил увидеть, как выглядели галактики в эпоху их зарождения около 13 млрд лет назад. В настоящее время на смену телескопу Хаббла создается космический телескоп нового поколения — James Webb Space Telescope (JWST) диаметром 6,5 метров, который планируется вывести в космос в 2013 году. Правда, работать он будет не в видимом диапазоне, а в ближнем и среднем инфракрасном.

Обзоры неба

Всё небо в видимом диапазоне

Всё небо в видимом диапазоне

Здесь вновь отчетливо видна плоскость нашей Галактики — Млечного Пути. Ее свечение складывается из света сотен миллиардов звезд и туманностей. Также хорошо заметны темные волокна пылевых облаков, которые заслоняют от нас часть света звезд в галактической плоскости.

Туманные образования в нижней половине обзора — Большое и Малое Магеллановы облака, спутники нашей Галактики. Яркие звезды, которые кажутся нам основными объектами на небе, на такой мелкомасштабной карте практически незаметны.

Небо в линии водорода H-альфа, 656 нм

Небо в линии водорода H-альфа, 656 нм

Спектральная линия H-альфа соответствует переходу электрона в атоме водорода с третьего энергетического уровня на второй.

Это первая линия так называемой серии Бальмера, которая вся состоит из переходов с разных более высоких уровней на второй. Имеются аналогичные серии переходов на первый уровень (серия Лаймана), на третий уровень (серия Пашена) и на другие уровни. Отличительная особенность серии Бальмера состоит в том, что она практически целиком располагается в видимом диапазоне, что значительно облегчает наблюдения. В частности, линия H-альфа приходится на красный участок спектра.

Излучение в этой линии возникает в разреженных космических облаках атомарного водорода. Атомы в них возбуждаются ультрафиолетовым излучением горячих звезд, а потом отдают энергию, переходя на более низкие уровни. Выделяя при помощи фильтров линию H-альфа, можно целенаправленно наблюдать распределение нейтрального водорода.

Обзор неба в линии H-альфа показывает распределение газа в нашей Галактике. На нем видны крупные пузыри газа вокруг областей активного звездообразования.

Земное применение

Микроскоп

Микроскоп

При рассматривании предметов на расстоянии ясного зрения (25 см) человек может различить детали величиной около 0,1 мм (угловое разрешение глаза порядка одной угловой минуты 1' = 2,3×10-4 рад). Чтобы увидеть более мелкие детали, смотреть надо с меньшего расстояния, но на расстояние менее 10 см глазу очень трудно настроиться.

Добиться этого можно, используя лупу, оптическая сила которой добавляется к оптической силе хрусталика. Но и в этом случае предел увеличения составляет примерно 25х, т. к. размер такой сильной лупы становится очень маленьким и размещать ее приходится близко к образцу. Фактически такая лупа становится объективом микроскопа. Смотреть в него глазом очень неудобно, но можно поступить иначе.

Тщательно отрегулировав расстояние от объектива до предмета, можно получить на некотором отдалении позади объектива его увеличенный образ. Поместив за ним другую лупу и рассматривая в нее построенный объективом образ, можно добиться увеличения в сотни и даже более тысячи раз.

Однако увеличения заметно более 1000 раз не имеют практического смысла, поскольку волновая природа света не позволяет рассмотреть детали размером меньше длины волны (400–700 нм). При увеличении в 2000 раз такие детали видны как миллиметровое деление на линейке, которую вы держите в руках.

Дальнейшее повышение увеличения не откроет вам новых подробностей. Чтобы увидеть детали с большим разрешением, требуются рентгеновские лучи с меньшей длиной волны или вообще потоки электронов, у которых (согласно квантовой механике) длина волны меньше. Также можно применять механический щуп с очень точной системой наводки — так называемый сканирующий микроскоп.

Лампа накаливания

Лампа накаливания

Испускает видимый свет и инфракрасное излучение за счет нагрева электрическим током помещенной в вакуум вольфрамовой спирали. Спектр излучения очень близок к чернотельному с температурой около 2000 К.

При такой температуре максимум излучения приходится на ближнюю инфракрасную область и потому расходуется бесполезно для целей освещения. Существенно поднять температуру не удается, поскольку при этом спираль быстро выходит из строя. Поэтому лампы накаливания оказываются неэкономичным осветительным прибором. Лампы дневного света значительно эффективнее преобразуют электроэнергию в свет.

Далее: Инфракрасный диапазон

Комментарии (1)
 


при поддержке фонда Дмитрия Зимина - Династия