Астрофизика
местах расположения электродов. В итоге на границе раздела Si – SiO2
энергетическая диаграмма будет представлять собой не ровную, а холмистую
поверхность, на которой впадины будут расположены под теми электродами, к
которым приложено напряжение.
Для наглядности впадины этого рельефа на энергетической диаграмме
представляют в виде ямы с плоским дном и вертикальными стенками. На рисунке
, б изображены такие прямоугольные потенциальные ямы, сформированные с
помощью напряжений, приложенных к электродам. Чем выше напряжение на
электроде, тем глубже яма под данным электродом в месте его расположения.
Когда фотон попадает на чувствительный к излучению Si и создает электронно-
дырочную пару, то электрон стекает в ближайшую потенциальную яму. При
дальнейшем облучении образца электроны будут накапливаться и сохраняться в
соответствующих потенциальных ямах.
Для совокупности электронов, захваченных потенциальной ямой, физики
также придумали образное название, ставшее общепризнанным, - «зарядовый
пакет». Такие зарядовые пакеты в соответствии с изложенным механизмом будут
возникать на поверхности полупроводника
2 Использование спутниковых систем Земли для определения расстояния до
звезд.
Определение расстояний до тел солнечной системы основано на измерении
их горизонтальных параллаксов. Параллаксы, определенные по
параллактическому смещению светила, называются тригонометрическими.
Зная горизонтальный экваториальный параллакс Pо светила, легко
определить его расстояние от центра Земли (рисунок ). Действительно, если
То=Ro есть экваториальный радиус Земли, ТМ=( - расстояние от центра Земли
до светила М, ( угол Р – горизонтальный экваториальный параллакс светила
Ро, то из прямоугольного треугольника ТОМ имеем
[pic]
(15)
Для всех светил, кроме луны, параллаксы очень малы. Поэтому формулу
(15) можно написать иначе, положив
[pic] (16)
а именно,
[pic] (17)
Расстояние ( получается в тех же единицах, в которых выражен радиус
Земли Rо. По формуле (17) определяются расстояния до тел Солнечной системы.
Быстрое развитие радиотехники дало астрономам возможность определять
расстояние до тел Солнечной системы радиолокационными методами. В 1946 году
была произведена радиолокация Луны, а в 1957 – 1963 годах – радиолокация
Солнца, Меркурия, Венеры, Марса и юпитера. По скорости распространения
радиоволн с=3*105 км/сек и по промежутку времени t (сек) прохождения
радиосигнала с земли до небесного тела и обратно легко вычислить расстояние
до небесного тела
[pic]
(18)
Расстояние до звезд определяются по их годичному параллактическому
смешению, которое обусловлено перемещением наблюдателя (вместе с Землей) по
земной орбите (рисунок ).
Угол, под которым со звезды был бы виден средний радиус земной орбиты
при условии, что направление на звезду перпендикулярно к радиусу,
называется годичным параллаксом звезды (. Если СТ=( есть средний радиус
земной орбиты, МС=( - расстояние звезды М от солнца С, а угол ( - годичный
параллакс звезды, то из прямоугольного треугольника СТМ
[pic]
(19)
годичные параллаксы звезд меньше 1((, и поэтому
[pic] (20)
Расстояние ( по этим формулам получается в тех же единицах, в которых
выражено среднее расстояние а Земли от Солнца.
Если расстояние до небесных тел очень велики, то выражать их в
километрах неудобно, так как получается очень большие числа, состоящие из
многих цифр, поэтому в астрономии, помимо километров, приняты следующие
единицы расстояний:
- астрономическая единица (а.е) – среднее расстояние Земли от Солнца;
- парсек (пс) – расстояние, соответствующее годичному параллаксу в
1((;
- световой год – расстояние, которое свет проходит за один год,
распространяясь со скоростью около 300000 км/сек. Если
астрономическую единицу принять равной 149600000 км, то 1
пс=30,86*1012 км= 206263 а.е.=3,26 светового года; 1 световой
год=9,460*1012 км=63240 а.е.=0,3067 пс.
В а.е. обычно выражаются расстояния до тел солнечной системы.
Например, Меркурий находится от Солнца на расстоянии 0,387 а.е, а Плутон –
на расстоянии 39,75 а.е.
Расстояние до небесных тел, находящихся за пределами солнечной
системы, обычно выражаются в парсеках, кило парсеках (1000 пс) и мега
парсеках (1000000 пс), а также в световых годах. В этих случаях
[pic] и [pic]
Ближайшая к Солнцу звезда «проксима Центавра» имеет годичный параллакс
(=0((,762. следовательно, она находится от нас на расстоянии 1,31 пс или
4,26 светового года.
Чтобы перейти от видимого положения звезд на небе к действительному их
распределению в пространстве, необходимо знать расстояние до них.
Непосредственным методом определения расстояния до звезд является
измерение их годичных параллаксов. Однако этим способом параллаксы могут
быть найдены только для ближайших звезд. Действительно, предельные углы,
которые удается измерить аксонометрическими методами, составляют около
0((,01.
Следовательно, если параллакс звезды в результате наблюдений оказался
равным (=0((,02(0((,01, то расстояние до нее по формуле
[pic] (21)
Получится в пределах от 30 до 100 пс, соответствующих возможным ошибкам в
определении параллакса. Отсюда видно, что расстояние до сравнительно
близких объектов, удаленных от нас не более, чем на несколько парсеков,
определяются более или менее надежно. Так, например, расстояние до одной из
ближайших звезд (( Центавра), равное 1,33 пс, известно с ошибкой, меньше 2
%. Однако для звезд, удаленных больше чем на 100 пс, ошибка в определении
расстояния больше самого расстояния и метод тригонометрических параллаксов
оказывается непригодным. В лучшем случае он позволяет сделать вывод, что
расстояние превышает несколько сотен парсеков. Всего в настоящее время
тригонометрические параллаксы измерены не более чем для 6000 звезд.
Расстояния до звезд могут быть найдены в тех случаях, когда каким-
нибудь образом известны их светимости, так как разность между видимой и
абсолютной звездными величинами равна модулю расстояния, который входит в
формулу (22)
[pic] (22)
Наиболее надежно модуль расстояния удается найти для звезд,
принадлежащих скоплениям. Однако при этом необходимо учитывать, что
получаемые величины, как правило, бывают искажены влиянием межзвездного
поглощения света.
Особенности спектров, лежащих в основе разделения звезд по классам
светимости, могут быть использованы для определения абсолютных звездных
величин, а, следовательно, и расстояний (метод спектральных параллаксов).
Важный метод определения параллаксов совокупности звезд основан на
изучении их собственных движений. Оставшееся смещение звезды на небесной
сфере за год называется собственным движением звезды (. Оно выражается в
секансах дуги в год. Собственное же движение звезды ( вычисляется по
формуле
[pic] (23)
Собственное движение у разных звезд различны по величине и
направлению. Только несколько десятков звезд имеют собственные движения
больше 1(( в год. Самое большое известное собственное движение (=10((,27 (у
«летящей» звезды Баркарда). Громадное же большинство измеренных собственных
движений у звезд составляют сотые и тысячные доли секунды дуги в год. Из-за
малости собственных движение изменение видимых положений звезд не заметно
для невооруженного глаза.
Суть этого метода основано на том факте, что чем дальше находятся
звезды, тем меньше видимые перемещения, вызываемые их действительными
движениями в пространстве. Определенные таким путем параллаксы называются
средними.
Для определения расстояния до группы звезд удается применить наиболее
точный метод, основанный на том обстоятельстве, что, как и в случае
метеоритов, общая точка пересечения направлений видимых индивидуальных
движений, которые вследствие перспективы кажутся различными, а на самом
деле в пространстве одинаковы, указывает истинное направление скорости
общего движения – апекс. При известной лучевой скорости Vr, хотя бы одной
из звезд имеется возможность вычислить годичный параллакс всего скопления,
называемый адовым параллаксом, по формуле
[pic] (24)
Где ( - собственное движение, а q – угол между направлением на данную
звезду и апекс.
Определить суточный и годичный параллакс можно из наблюдений: пусть из
двух точек О1 и О2 (рисунок ) на поверхности Земли, лежащих на одном
географическом меридиане, измерены зенитные расстояния Z1 и Z2 одного и
того же светила М в момент прохождения его через небесный меридиан.
Предположим далее, что оба пункта наблюдения находятся в северном полушарии
и светило наблюдалось в каждом из них к югу от зенита. Следовательно
z1=((((( и z2=(2((2
Где (1 и (2 – географические широты пунктов, а (1 и (2 – топоцентрические
скопления светила, отличающиеся от его геоцентрического склонения ( на
величину
p1=psinz1 и p2=p
| |  скачать работу |
Астрофизика |
