Главная > Физика > Физика для средних специальных учебных заведений
<< Предыдущий параграф
Следующий параграф >>
<< Предыдущий параграф Следующий параграф >>
Макеты страниц

§ 34.17. Виды космического излучения.

До 40-х годов нашего столетия почти все сведения о небесных телах были получены с помощью оптического метода исследования. Дело в том, что атмосфера Земли пропускает только электромагнитные волны длиной от 0,3 мкм до нескольких микрометров и еще радиоволны от нескольких сантиметров до десятков метров. Для остальной части шкалы электромагнитных волн атмосфера непрозрачна. Между тем во Вселенной излучаются электромагнитные волны всех диапазонов — от радиоволн до гамма-излучения.

Космическое радиоизлучение впервые было обнаружено в 30-х годах при изучении грозовых помех. В 40-х-50-х годах начались поиски и изучение источников космического радиоизлучения. Для этой цели использовали радиолокаторы, затем начали строить радиотелескопы с огромными чашеобразными антеннами и чувствительными приемниками излучения. Быстрое развитие радиоастрономии привело к целому ряду важнейших открытий.

Было обнаружено, что нейтральный холодный водород, который составляет основную массу межзвездного газа, но в оптическом диапазоне невидим, испускает монохроматическое радиоизлучение с длиной волны 21 см. Это помогло изучить распределение водорода в нашей звездной системе — Галактике, включая даже далекие области, закрытые пылевыми облаками, которые, однако, для радиоволн прозрачны.

Далее были открыты галактики, мощность радиоизлучения которых в миллионы раз больше, чем у нашей Галактики (их назвали радиогалактиками). Оказалось, что такое мощное радиоизлучение имеет нетепловую природу. Оно вызвано гигантскими взрывами, при которых выбрасываются огромные массы вещества, в миллионы раз больше, чем масса Солнца. Выброшенные при взрыве быстро летящие заряженные частицы в межзвездном магнитном поле движутся по криволинейным траекториям, т. е. с ускорением. Ускоренное же движение заряда сопровождается излучением электромагнитных волн. Это нетепловое излучение называют магнитотормозным или синхротронным (оно наблюдается в синхротронах — ускорителях заряженных частиц). Изучение синхротронного излучения дает ценные сведения о движении потоков

космических частиц и о межзвездных магнитных полях. Обычно излучаются радиоволны, но если частицы движутся с очень большими скоростями или в достаточно сильном магнитном поле, то они испускают видимое, ультрафиолетовое и даже рентгеновское излучение.

Для регистрации космического излучения, от инфракрасного до рентгеновского, очень широко используется фотографический метод. Кроме того, в качестве приемников излучения применяются термопары, термосопротивления, а также фотоэлектрические устройства, принцип действия которых рассматривается в следующей главе.

Как отмечалось выше, атмосфера сильно поглощает коротковолновое излучение. До поверхности Земли доходит только ближнее ультрафиолетовое излучение, да и то сильно ослабленное. Поэтому коротковолновое космическое излучение можно изучать только с помощью ракет и спутников. Такие исследования позволили изучить ультрафиолетовую часть спектра Солнца, а также исследовать очень горячие звезды с температурой до 30 000 К, сильно излучающие в ультрафиолетовой области.

Поскольку температура солнечной короны составляет около К (§ 6.13), то в соответствии с законами теплового излучения корона должна быть источником рентгеновского излучения. Первые же опыты с помощью ракет подтвердили это. Оказалось, что рентгеновское излучение Солнца непостоянно. При хромосферных вспышках наблюдаются всплески рентгеновского излучения. Это объясняется тем, что выброшенные при вспышке быстро летящие электроны испускают рентгеновское излучение при столкновении с другими частицами солнечной атмосферы, а также при торможении в сильном магнитном поле активных областей (синхротронное излучение). Заметим, что рентгеновское излучение Солнца — важнейший источник ионизации верхнего слоя атмосферы Земли — ионосферы.

С помощью космических аппаратов было обнаружено рентгеновское излучение различных далеких объектов (ядер галактик, нейтронных звезд и др.).

<< Предыдущий параграф Следующий параграф >>
Оглавление