Какая длина волны космос
ВЫБОР ДЛИНЫ ВОЛНЫ
Связисты знают, что выбрать правильную длину волны (или частоту) — это значит обеспечить надежную радиосвязь. Существует целая служба радиопрогнозов, в задачи которой входит предсказывать оптимальные радиочастоты с определенной заблаговременностью (за год, месяц, сутки и т. д.). Эти службы распространяют долгосрочные, месячные прогнозы и прогнозы меньшей заблаговременности.
Почему же в земных условиях надо все время следить за правильным выбором радиочастоты? Дело в том, что короткие радиоволны, с помощью которых осуществляется связь на Земле, направляются от одного пункта к другому примерно так же, как световые лучи направляются зеркалом. Зеркало, которое направляет радиоволны, находится в атмосфере на высотах от 50 до 350 километров. Оно состоит из заряженных частиц электронов и атомов, от которых оторвано по одному электрону. Такие атомы называются ионами. Их электрический заряд положительный. Процесс отрыва электронов от атомов, в результате которого образуются ионы, называется ионизацией. Та часть атмосферы, где содержится достаточное количество ионов (по крайней мере более ста штук в одном кубическом сантиметре), была названа ионосферой, то есть сферой ионов. С таким же основанием ее можно было назвать и электроносферой, поскольку свободных электронов там столько же (по крайней мере выше 90 километров). Это было бы тем более оправданным, что на распространение радиоволн оказывают влияние именно электроны. Поскольку их масса в тысячи раз меньше массы ионов, они быстрее отзываются на проходящую радиоволну. Отражательная способность ионосферного зеркала определяется концентрацией свободных электронов. Чем эта концентрация больше, тем большей частоты радиоволну ионосфера в этом месте способна отразить.
Если бы концентрация электронов в ионосфере все время оставалась неизменной, то, определив ее один раз, мы узнали бы те частоты, на которых следует вести радиосвязь. Но это не так. Ионосфера практически непрерывно меняется. Дело в том, что ионы и электроны образуются под действием солнечного излучения, а оно зависит от времени суток, широты места, сезона года и т. д. Мало того, часть ионов (и электронов) образуется в ионосфере также под действием не волнового излучения Солнца, а заряженных частиц, которые вторгаются в атмосферу Земли сверху. Эти частицы вторгаются главным образом в высоких широтах северного и южного полушарий, где они не только изменяют ионосферу, но и вызывают полярные сияния. Таким образом, ионосферное зеркало, которое должно направлять радиоволны, непрерывно меняется. Наибольшие его изменения имеют место в высоких широтах, где по этой причине труднее всего обеспечить надежную радиосвязь. Служба радиопрогнозов практически пытается определить, какой будет ионосфера на предстоящий период. Зная ионосферу, то есть концентрацию электронов на разных высотах, не представляет труда определить оптимальную рабочую частоту для радиосвязи.
Наша задача — исследовать возможности космической радиосвязи, а не связи в пределах Земли. При этом нельзя не учитывать ионосферу. Волны длиной больше примерно 10–15 метров через ионосферу Земли в космос не пробьются. Они ионосферным зеркалом отразятся обратно к Земле. Но и в этом случае, если длина волны меньше указанного предела и волна пройдет сквозь ионосферу, ионосфера будет оказывать определенное влияние на распространение в ней радиоволны. Ионосфера не только отражает радиоволны, но и поглощает их. Как и отражение, поглощение радиоволны зависит от длины волны. Но радиоволны поглощаются не только ионосферой, но и атомами и молекулами нейтральной атмосферы. Но нейтральные частицы поглощают только волны со строго определенной длиной. Кислород и вода поглощают на длине волны 1,35 сантиметра, гидроксил — на 18 сантиметрах, формальдегид — на 6 сантиметрах. На длинах волн от 21 до 18 сантиметров (это соответствует частотам 1400–1700 МГц) размещается так называемый «водяной диапазон», в котором поглощение меньше, чем на более коротких волнах.
Но не только ионосфера и атмосфера накладывают ограничения на выбор рабочей частоты для осуществления межзвездной радиосвязи. При выборе частоты надо учитывать также радиопомехи, исходящие из Галактики и Метагалактики. Ведь радиосигналы на межзвездных радиотрассах вряд ли будут интенсивными. А обнаруживать слабые сигналы на фоне шумов очень непросто. Интенсивность радиоизлучения Галактики и Метагалактики тем меньше, чем больше частота. Значит, рабочую частоту для межзвездной связи надо выбирать в том диапазоне, где помехи уже невелики. Из сказанного ясно, что чем меньше длина волны, тем лучше: ее распространению не будет мешать ионосфера Земли, а радиопомехи Галактики и Метагалактики будут меньше. Но не тут-то было: очень короткие волны весьма сложно принимать. Это связано с устройством радиоприемников, а точнее, с физической природой самого излучения. Как известно, электромагнитное излучение обладает одновременно свойствами волн и частиц, то есть квантов. Энергия кванта тем больше, чем больше частота излучения. Регистрировать слабое излучение на высоких частотах трудно потому, что оно проявляет свои дискретные, квантовые («квант» — значит порция) свойства. Даже идеальный радиоприемник не может достоверно регистрировать это излучение. Из-за квантовой природы излучения создается впечатление, что имеются шумы, возникающие внутри приемника. Чем больше частота, тем выше уровень этих квантовых шумов, то есть уровень квантового шума прямо пропорционален частоте излучения.
Таким образом, мы ограничены в выборе рабочей частоты снизу (со стороны низких частот) наличием космического радиошума, а сверху (со стороны высоких частот) — наличием возрастающего с частотой квантового шума приемника. С учетом тех и других шумов получается, что участок с минимальным уровнем помех находится между частотами 1000 и 10 000 Гц. Это соответствует диапазону длин волн от 30 до 3 сантиметров.
В 1959 году в английском журнале «Нейчур» была опубликована статья Дж. Коккони и Ф. Моррисона. Считается, что она положила начало поиску внеземных цивилизаций, поскольку в ней впервые было показано, что имеющиеся в то время радиотехнические (а точнее, радиоастрономические) средства позволяют поставить проблему множественности миров на практическую основу. В этой пионерской работе авторы решали главный вопрос, а именно — на какой частоте надо вести межзвездную радиосвязь. Они, конечно, учли все то, о чем говорилось выше. Но этого для выбора рабочей длины волны недостаточно. Ведь надо не только оптимально выбрать рабочую длину, но и сообщить об этом радиокорреспонденту (находящемуся где-нибудь на планете около своей звезды), с тем чтобы он настроил свой приемник именно на эту частоту, а передачи для нас вел также на этой частоте. Это сложнее, чем поднять себя за волосы! Что же делать? Представим себе, что нашего радиокорреспондента мучают те же мысли: как связаться с нами, какую частоту для этого выбрать и т. д. Естественно, перед ним встанут те же вопросы, что и перед нами. Послать к нам гонца, чтобы узнать у нас рабочую частоту или сообщить нам выбранную им частоту, естественно, он не может. Остается одно — выбрать такую частоту, о которой мы догадались бы не сговариваясь. Коккони и Моррисон не без основания решили, что такая длина волны должна быть равна 21 сантиметру (частота 1420 МГц). На эту частоту не могли не обратить внимание жители Вселенной, поскольку она содержится в спектре космического радиоизлучения. Волны с длиной 21 сантиметр излучает межзвездный газ, состоящий из водорода, самого распространенного элемента во Вселенной. Этого не могут не знать другие цивилизации, а заслуги этой длины слишком велики (исследования Вселенной на волне 21 сантиметр — мощнейший метод познания ее природы), чтобы она не была воспринята всеми как основной, главный ориентир среди всех частот.
Выбор этой длины волны был одобрен практически всеми учеными мира, работающими над данной проблемой. И.С. Шкловский по поводу этого выбора высказался так: «Логически неизбежен вывод, что язык самой природы должен быть понятен и универсален для всех разумных существ Вселенной, как бы сильно они ни отличались друг от друга. Законы природы объективны и поэтому одинаковы для всех разумных существ».
Эта длина волны всем хороша, однако на ней весьма сильно излучение межзвездного водорода, которое для познания Вселенной бесценно, но в данном случае служит помехой. Ученые предложили уменьшить длину волны вдвое (частота 2840 МГц). Полагали, что инопланетяне без труда догадаются о таком удвоении частоты, поскольку она позволяет отделаться от космического радиошума. Предлагались и другие модификации этой вселенской длины волны, равной 21 сантиметру.
Источник
Электромагнитное излучение в космосе.
Наибольшая часть наших сведений о Вселенной получена благодаря исследованию света звезд. Свет, излучаемый звездой, распространяется в космосе в форме волны. Волна — это поднимающееся и опадающее периодическое колебание, которое переносит энергию от источника к приемнику без переноса вещества.
Световая волна — электромагнитное колебание. Световые волны переносят энергию от звезд (источник) к сетчатке нашего глаза (приемник). Расстояние от какой-либо точки на волне до следующей такой же самой точки, например, от гребня до гребня, называется длиной волны.
Человеческий глаз ощущает свет с очень короткой длиной волны. Волны, благодаря которым мы видим, называются видимым светом. Длины волн видимого света обычно измеряют в ангстремах. Один ангстрем равен одной стомиллионной доле сантиметра (10-8 см). Видимый свет имеет длины волн между 4000 А и 7000 А.
Различные длины волн видимого света воспринимаются как разные цвета. Расположение цветов по длинам волн называется спектром.
Видимый свет — это лишь небольшая доля всего электромагнитного излучения в космосе. Энергия переносится также в форме гамма-лучей, рентгеновских лучей, ультрафиолетового излучения, инфракрасного излучения и радиоволн.
Нам известно, что гамма-лучи используют в медицине для лечения опухолевых заболеваний, а рентгеновские — для диагностики. Ультрафиолетовые лучи вызывают на теле загар, а инфракрасные — согревают. Радиоволны используются для связи.
Все эти формы излучения представляют собой тот же вид энергии, что и видимый свет. Отличаются они только длиной волны. Эта же причина приводит к резко различным свойствам излучения. Самые короткие волны (гамма-лучи) имеют наибольшую энергию, в то время как самые длинные (радиоволны) — наименьшую энергию.
Все семейство электромагнитного излучения, составленное согласно длинам волн, называется электромагнитным спектром.
Все виды электромагнитных волн распространяются в пустом пространстве с одной и той же скоростью, а именно со скоростью света. Скорость света в вакууме составляет примерно 299 793 км/с. Для расчетов берется значение 300 000 км/с. Ни один из известных объектов во Вселенной не может двигаться быстрее света. Во всех других средах (например, в воздухе, в стекле) скорость света меньше.
Световой год — это расстояние, которое проходит свет в пустоте за один год.
Задача. Сколько километров содержится в одном световом году?
1 св. год = скорость света x 1 год. Так как в 1 году содержится 3,156∙107 секунд, то 1 св. год = 299 793 км/с ∙ 3,156∙107 с = 9,46 триллионов км.
Волновое движение может быть описано либо с помощью понятия длины волны, либо с помощью понятия частоты. Частота волны — это число волн, которые прошли за данное время через данную точку пространства. Например, за 1 секунду. Количество колебаний в секунду измеряется в герцах (Гц).
Человеческий глаз воспринимает световые волны различных цветов, обладающие очень высокой частотой.
Для всех видов волнового движения справедливо соотношение:
V=v*λ, где V — скорость волны, ν — частота волны, λ — длина волны. Для электромагнитных волн в пустоте скорость V равна скорости света с.
Звезды, как и другие горячие тела, излучают энергию во всех длинах волн (закон излучения Планка). Чем горячее звезда, тем больше энергии она излучает. Температура звезды также определяет, какая длина волны соответствует самому интенсивному излучению.
Чем звезда горячее, тем на более короткие длины волн приходится максимум света. Это есть закон смещения излучения Вина. По цвету звезды можно узнать ее температуру. Горячие звезды выглядят бело-голубыми (короткие длины волн), а холодные — красными (длинные волны). Самые горячие (очень короткие длины волн) и самые холодные (очень длинные волны) практически невидимы.
Для астрономов важны электромагнитные волны всех длин, потому что каждая волна несет особенную ценную информацию о наблюдаемом объекте. Земная атмосфера поглощает большую часть излучения из космоса, и до телескопов, находящихся на земной поверхности, доходят лишь волны некоторых диапазонов.
Астрономы видят Вселенную с Земли через три «окна прозрачности»:
оптический (видимый), радио, инфракрасный. Современная техника дает возможность поднять инструменты над земной атмосферой, то есть, проводить наблюдения из космоса. Современная астрономия стала всеволновой — ей доступны все длины волн. Оказалось, что в различных диапазонах электромагнитного излучения небо «выглядит» совершенно по-разному. Объекты, яркие в одних лучах, могут быть невидимы в других, и наоборот. Например, на «радионебе» ярче всего «светит» центр нашей Галактики и отдельный источник в созвездии Кассиопеи — остаток взрыва Сверновой. В рентгеновских и гамма-лучах наблюдается множество источников, которые вообще не видны в других диапазонах, и о которых ранее даже не догадывались.
Электромагнитные волны разной длины воспринимаются разными приемниками излучения.
Приемником видимого света является человеческий глаз. Все оптические телескопы в итоге направляют световое излучение от звезд в глаз наблюдателя. На выходе телескопа можно также установить камеру с фотопленкой.
Существуют две основные конструкции оптических телескопов — рефракторы (преломляющие лучи линзовые системы) и рефлекторы (отражающие свет зеркальные устройства).
Увеличение телескопа определяется следующим образом:
увеличение = фокусное расстояние объектива / фокусное расстояние окуляра
Приемником радиоволн является антенна радиотелескопа. Чем больше размеры антенны, тем более слабый источник может «видеть» радиотелескоп. Основные достоинства радиотелескопов: 1) «видят» источники, скрывающиеся за облаками межзвездной пыли; 2) могут работать и днем и в облачную погоду; 3) изучают объекты, восприятие которых находится за пределами наших органов чувств.
Приемниками инфракрасного излучения являются специальные приборы — термопары и болометры. Они охлаждаются до температуры космического пространства и надежно защищаются от окружающей наземной среды. Существуют также и специальные фотопленки, чувствительные к тепловому инфракрасному излучению.
Астрофизика высоких энергий изучает объекты являющиеся источниками ультрафиолетового, рентгеновского и гамма-излучения. Приемниками этих видов волн являются особые составы — люминофоры, светящиеся под воздействием лучей и сложные устройства (пузырьковая камера, счетчик Гейгера), устанавливаемые на космических аппаратах-обсерваториях.
Понравилась статья? Подпишитесь на канал, чтобы быть в курсе самых интересных материалов
Источник