Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Inna użyteczna miara strumienia fizycznego (stosowana w astronomii) - magnituda magnituda monochromatyczna magnituda systemowa gdzie: F - strumień fizyczny.

Podobne prezentacje


Prezentacja na temat: "Inna użyteczna miara strumienia fizycznego (stosowana w astronomii) - magnituda magnituda monochromatyczna magnituda systemowa gdzie: F - strumień fizyczny."— Zapis prezentacji:

1 Inna użyteczna miara strumienia fizycznego (stosowana w astronomii) - magnituda magnituda monochromatyczna magnituda systemowa gdzie: F - strumień fizyczny zależny od długość fali światła (widmo obiektu), t - profil przepuszczalności filtru unormowany do 1, F 0 - strumień określający punkt zerowy skali magnitud monochromatycznych, F S 0 - strumień określający punkt zerowy skali magnitud systemowych, Dla filtru V (systemu Johnsona-Morgana) majacego 0 =550 nm i FWHM =80 nm strumień ten wynosi: Wm -2 m

2 Zaleta stosowania skali logarytmnicznej to uwzględnienie dużego zakresu dynamicznego detektorów promieniowania. Oko (tak jak większość zmysłów człowieka) jest detektorem logarytmicznym. Zakres dynamiczny oka: sygnał minimalny - oświetlenie pochodzące od najsłabszych gwiazd widocznych gołym okiem (jasność m v wynosi 6.0), sygnał maksymalny - oświetlenie pochodzące od Słońca (jasność m v wynosi –26.7), Stosunek: ma 13 !!! rzędów wielkości (ok. 40 bitów). Jednocześnie precyzja fotometryczna oka wynosi około 0.1 mag (10%), a w porywach nawet 0.05 mag. sygnał maksymalny sygnał minimalny 17

3 Przykładowe krzywe czułości spektralnej detektorów i pasma przepuszczania filtrów UBVRI (Johnson&Morgan 1953, Johnson 1965) 18

4 Jak fizyka (i astronomia) radzą sobie z obiektywnym określeniem koloru obiektu ??? KOLORYMETRIA Obraz opisujący kolor obiektu powstaje poprzez podzielenie (lub odjęcie) jego obrazów jasnościowych (magnitudowych) otrzymanych dla dwu różnych długości fali ( 1, 2 ) z wykorzystaniem filtrów lub innych urządzeń spektrofotometrycznych. W astronomii optycznej odpowiednią różnicę określamy mianem wskaźnika barwy (color index - CI). Przykłady: m U -m B, m B -m V, m V -m R Podejście można uogólnić na pary obrazów cyfrowych otrzymanych dla długości fal ( 1, 2 ) tego samego zakresu (np. fale radiowe) lub dwu różnych zakresów spektralnych (np. IR-Vis, Vis-R, X-Vis). Odpowiednia różnica obrazów logarytmicznych podzielona przez różnicę logarytmów długości fal: daje obraz indeksu spektralnego (spectral index) opisującego stromość widma optycznego, radiowego itp. 19

5 Przykład mapy indeksu spektralnego w dziedzinie Vis dla 3C273 (HST) 20

6 Podział źródeł światła ze względu na proces emisji 1. Termiczne - rozkład widmowy ciągły, zbliżony do rozkładu ciała doskonale czarnego (Black Body-BB) Słońce, lampy żarowe, w tym halogenowe (żarnik umieszczony w gazie zawierającym halogenki ziem rzadkich), łuk elektryczny (węglowy temperat. do K), 2. Nietermiczne - rozkład widmowy składający się z linii lub pasm emisyjnych świetlówki (wyładowania w gazach Hg, Ar, Ne + przetworzenie kwantów UV w Vis [fotokonwersja]), lampy sodowe nisko i wysokoprężne (wyładowania w oparach Na), laser (wzmocnienie promieniowania na zasadzie wymuszonej emisji z wykorzystaniem inwersji obsadzeń poziomów energetycznych atomów, molekuł [Light Amplification by Stymulated Emission of Radiation]) Źródła nietermiczne mają ograniczoną zdolność oddawania kolorów obiektów (sytuacja podobna do obserwacji przez filtry barwne). Opisuje to Colour Rendering Index CRI (R a ). Jedynie dla źródeł termicznych wynosi on 100, dla świtlówek np

7 Widmo słoneczne od UV do IR, rozkład ciągły + linie absorbcyjne, spektrograf echelle, NOAO 22

8 Rozkład widmowy promieniowania ciała doskonale czarnego BB (rozkład Plancka) : gdzie: B - fizyczne natężenie promieniowania [W m -2 sr -1 m -1 ], - długość fali światła [m], T - temperatura BB [K], h - stała Plancka = J s, c - prędkość światła w próżni = m s -1, k - stała Boltzmanna = J K -1, 23

9 Widma gwiazd + siatka widm BB 24

10 Widmo typowej świetlówki, spektrograf CD 25

11 Widmo typowej wysokoprężnej lampy sodowej 26

12 Jak zachowuje się promieniowanie EM przy przechodzeniu przez ośrodek (gaz, ciecz) ? Zmianę natężenia promieniowania przy przechodzeniu przez ośrodek opisuje równanie transportu promieniowania : gdzie: dx - element drogi, jaką przebywa promieniowanie w ośrodku, - współczynnik emisji ośrodka liczony na jednostkę długości, - współczynnik ekstynkcji (pochłaniania) ośrodka liczony na j. długości, Pierwszy składnik prawej strony równania opisuje promieniowane wytworzone przez ośrodek i dodane do promieniowania pochodzącego od obiektu. Drugi, reprezentuje względny spadek natężenia spowodowany przez pochłanianie w ośrodku. 27

13 Element drogi współczynnik ekstynkcji = element głębokości optycznej: Sama głębokość optyczna dana jest zależnością: i jak widać, jest funkcją długości fali EM. Rozważmy równanie transportu promieniowania nie zawierające członu emisyjnego (po podstawieniu wzoru na element głębokości optycznej) : 28

14 Rozwiązanie tego równania ma postać: Widać, że przy przechodzeniu światła od głębokości optycznej 1 do 2 następuje eksponencjalny spadek natężenia. Dla różnicy głębokości optycznych równej 1, mamy spadek e (2,718...) razy. Równanie transportu promieniowania z podstawionym elementem głębokości optycznej: gdzie: S - funkcja źródła równa: 29

15 Mechanizmy ekstynkcji i emisji promieniowania EM. ekstynkcja = absorbcja (niszczenie) kwantów + rozpraszanie emisja = emitowanie (tworzenie) kwantów + rozpraszanie absorbcja kwantów (procesy związano-swobodne, związano-związane) : emisja kwantów (procesy swobodno-związane, związano-związane) : rozpraszanie w ekstynkcji (zmiana kierunku i częstotliwości kwantu) : rozpraszanie w emisji (zmiana kierunku i częstotliwości kwantu) : ekstynkcja emisja 30

16 W związku z powyższym: gdzie: - współczynnik absorbcji kwantów, - współczynnik rozpraszania, - współczynnik emisji kwantów, J - średnie natężenie promieniowania: gdzie: - indykatrysa rozpraszania opisująca rozkład kierunkowy rozpraszanych kwantów unormowany do 1. Równanie transportu promieniowania można teraz zapisać: 31

17 Gdy ośrodek promieniuje termicznie, a jego widmo ma charakter zbliżony do widma BB, współczynnik emisji kwantów jest równy: a równanie transportu przybiera postać: W gazach (np. powietrze atmosfery ziemskiej) i cieczach (np. woda morska) w dziedzine Vis. dominują procesy rozpraszania powodujące zarówno emisję promieniowania, jak i jego ekstynkcję. Ekstynkcja to poważny problem przy obserwacjach: obiektów odległych lub znajdujących się głęboko pod powierzchnią wody, obiektów pozaatmosferycznych obserwowanych z powierzchni Ziemi, obiektów na powierzchni Ziemi obserwowanych z dużej wysokości (z pokładów samolotów i satelitów). 32

18 Przepuszczalność ziemskiej atmosfery dla szerokiego zakresu fal EM 33

19 Przepuszczalność wody dla zakresu Vis. Tuż pod powierzchnią. Głębokość 20 metrów. 34

20 Procesy pochłaniania światła w atmosferze 1. Oddziaływanie kwantów z molekułami ozonu w UV. O 3 +hv O 2 +O Dominuje w górnych warstwach atmosfery (wys. ok. 80 km), odcina światło o fali krótszej niż ok. 300 nm. 2. Rozpraszanie Rayleigha na molekułach powietrza (O 2,N 2 ) w UV i Vis. zależność współczynnika rozpraszania od długości fali: indykatrysa rozpraszania jest azymutalnie symetryczna: W ielokrotne rozpraszanie Rayleigha powoduje izotropizację promieniowania atmosfery oraz odpowiada za niebieski kolor nieba. O 3 +hv O 2 +O 35

21 3. Rozpraszanie na aerozolach. Aerozol - powietrzna zawiesina drobin ciał stałych, kropelek cieczy lub kryształków lodu o rozmiarach mikronowych i submikronowych. Mogą ją tworzyć pyły pochodzenia antropogenicznego, wulkanicznego, kropelki wody tworzące mgłę, chmury lub też kryształki lodu wodnego tworzące chmury najwyższego piętra - cirrusy. zależność współczynnika rozpraszania od długości fali: wykładnik przyjmuje wartości < 1 (najczęściej ok. 0.8) indykatrysa rozpraszania jest azymutalnie symetryczna: jej charakter odpowiada za powstanie halo wokół jasnych źródeł światła (Księżyc, planety, jasne lampy) 4. Selektywna emisja (linie i pasma absorbcyjne) atomów i molekuł. W IR dominują pasma molekuł wody (para wodna) i dwutlenku węgla. W Vis. dominują zielone i czerwone linie absorbcyjne tlenu. 36

22 Monochromatyczny współczynnik ekstynkcji atmosfery gdzie: k - astrofizyczny współczynnik ekstynkcji, X - masa atmosferyczna (odpowiednik głębokości optycznej), X=1 dla pełnej standardowej grubości atmosfery (wysokość H jednorodnej atmosfery, mającej stałą gęstość odpowiadającą STP wynosi ok m) Observations Kraków 37


Pobierz ppt "Inna użyteczna miara strumienia fizycznego (stosowana w astronomii) - magnituda magnituda monochromatyczna magnituda systemowa gdzie: F - strumień fizyczny."

Podobne prezentacje


Reklamy Google