Глава 2. Свет и вещество

2.1. Природа света

2.1.3. Основы волновой оптики

Электромагнитное излучение обладает волновыми свойствами, проявляющимися в таких явлениях, как интерференция, дифракция и поляризация.

Из курса физики известно, что волны одинаковой длины, имеющие постоянную разность фаз, называются когерентными. При сложении когерентных волн наблюдается устойчивая во времени интерференционная картина максимумов и минимумов интенсивности.

Модель 2.2. Опыт Юнга

На свойстве волн создавать интерференционную картину основано действие приборов интерферометров.

1

Рисунок 2.1.3.1. Интерферометр Майкельсона

С помощью явления интерференции специальными звездными интерферометрами были измерены радиусы ближайших звезд. Принцип работы этих инструментов основан на интерференции света от звезды на двух зеркалах, расположенных на некотором расстоянии друг относительно друга. Если расстояние R до звезды известно, то ее линейные размеры связаны с угловыми размерами звезды соотношением:

Звездные интерферометры Майкельсона позволили измерить диаметры некоторых близких звезд-гигантов в 20-х годах XX века. Во второй половине XX века появились интерферометры с разнесенными на несколько сот метров приемниками. Их разрешающая способность достигла 0,001".

Радиоинтерферометры – это радиотелескопы, состоящие из двух приемников излучения в радиодиапазоне, электрически связанных в единую систему. Радиосигналы с приемников поступают на единое приемное устройство.

В настоящее время применяется метод спекл-интерферометрии, заключающийся в статистической обработке очень коротких экспозиций (порядка 0,01 сек), за время которых дифракционное изображение не размазывается атмосферой. Время таких коротких экспозиций намного меньше времени турбулентных движений атмосферы. Метод спекл-интерферометрии позволяет определять угловые размеры звезд и угловые расстояния между парами звезд.

Модель 2.3. Дифракция Фраунгофера

Явление отклонения распространения волны от прямолинейного получило название дифракция. В частности, дифракцией света называется огибание светом контуров непрозрачных предметов и проникновение света в область геометрической тени. К дифракции относятся также явления, возникающие при пропускании электромагнитной волны через отверстия малых размеров, сравнимых с длиной волны.

Явление дифракции накладывает ограничение на разрешающую способность телескопа, на качество изображения звезд. Вследствие дифракции в фокальной плоскости телескопа образуется сложная дифракционная картина. Изображение звезды является не точечным, а представляет собой яркий кружок, окруженный темными и светлыми кольцами. Этот яркий кружок называют дифракционным. Такое явление проявляется, в основном, при наблюдениях ярких звезд с большим увеличением. Для более слабых звезд яркость светлых колец практически незаметна, поэтому различается только центральный максимум.

2

Рисунок 2.1.3.2. На этом снимке, сделанном с помощью телескопа им. Хаббла, вокруг звезды хорошо заметны дифракционные кольца

Угловой радиус этого дифракционного диска звезды равен

На длине волны λ = 550 нм дифракционный кружок будет иметь размеры

Состояние земной атмосферы также накладывает ограничение на дифракционное изображение звезд. Атмосферная турбулентность и движение воздушных масс, искажают фронт световой волны, размывая точечное изображение до размеров порядка 1", что сравнимо с размерами дифракционного кружка. Изображение звезды, размытое атмосферной турбулентностью, называется диском дрожания. Размер диска дрожания зависит от местных условий, которые называются астроклиматом. Самое лучшее качество изображения на Земле получено в высокогорной обсерватории Мауна-Кеа на Гавайских островах на высоте 4 000 м над уровнем моря. Космические телескопы, установленный на спутниках, свободны от влияния атмосферы и там достигается дифракционный предел наблюдения.

На явлении дифракции основано устройство дифракционных решеток. Дифракционную решетку можно представить как совокупность большого числа очень узких щелей. При прохождении через дифракционную решетку электромагнитная волна на экране будет давать последовательность минимумов и максимумов интенсивности. Максимумы интенсивности будут наблюдаться под углом φ:

d ∙ sin φ = k ∙ λ,

где k – целое число, а d – постоянная дифракционной решетки. Дифракционные решетки используются для разложения света в спектр так же, как и призмы в устройстве дифракционного спектрографа. Чем больше количество штрихов на 1 мм и чем длиннее заштрихованная часть дифракционной решетки, тем больше разрешающая сила решетки. Разрешающая сила решетки

R = λ/Δλ = mN,

где N – общее число штрихов на решетке, m – порядок спектра.

В дифракционных спектрографах используются дифракционные решетки с постоянной d = 1,66 мкм (600 штрихов на 1 мм). В некоторых дифракционных спектрографах постоянная решетки уменьшается до 0,42 мкм (2 400 штрихов на 1 мм).

3

Рисунок 2.1.3.3. Поляризация света

Колебания электрического E и магнитного H векторов в электромагнитной волне происходят в перпендикулярных к направлению распространения плоскостях. Естественный свет, который приходит от Солнца или обычных электрических лампочек накаливания, является неполяризованным. В таких источниках колебания происходят по всем направлениям в плоскостях, перпендикулярных к направлению распространения.

Волны, колебания которых происходят в определенных плоскостях, называются поляризованными волнами.

От некоторых астрономических объектов регистрируется поляризованное излучение. Поляризованным является синхротронное излучение. В этом случае излучение направлено главным образом перпендикулярно магнитному полю в узком пучке. Впервые о возможности поляризации вследствие синхротронного излучения Крабовидной туманности предположили Виталий Гинзбург и Иосиф Шкловский. Экспериментальное подтверждение поляризации оптического излучения и радиоизлучения Крабовидной туманности подтвердило синхротронный характер излучения остатков вспышек сверхновых звезд.

Поляризация может возникнуть при отражении света от среды, например, при рассеянии на пылинках. Астрономы изучают также поляризацию излучения молекул в межзвездном пространстве, связь поляризации с напряженностью магнитного поля H.

Измерить степень поляризации света можно с помощью поляриметра. Изменяя ориентацию поляриметра, измеряют изменение интенсивности. Для неполяризованного света интенсивность излучения при любой ориентации поляриметра будет одинакова. Если же излучение полностью поляризовано, то интенсивность прошедшего через поляриметр излучения будет максимальной при некотором положении и нулевой при положении, перпендикулярном первоначальному. Если излучение поляризовано частично, то по мере вращения поляриметра интенсивность будет периодически изменяться.

Для частично поляризованного излучения определяют степень поляризации: