Радиоастрономическая метода

Cтраница 1

Радиоастрономические методы позволяют исследовать физические свойства поверхностных слоев планет Солнечной системы и их температуры. Исследование радиоизлучения Солнца позволяет предсказывать изменения солнечной активности и других важных его оптических свойств. Радиоастрономические методы являются единственно возможным средством изучения ядра Галактики, а также радиогалактик - весьма удаленных от Земли частей Метагалактики, недоступных наблюдению в оптические телескопы. [1]

Аналогичные радиоастрономические методы, разработанные и проверенные при изучении Луны, применяются сейчас для исследования поверхности и недр Марса, а также других планет Солнечной системы. [2]

Радиоастрономическими методами удалось недавно обнаружить совершенно новые объекты Вселенной - так называемые сверхзвезды. Они имеют массу, превосходящую массу Солнца в 108 - 109 раз, и светимость, на несколько порядков большую, чем светимость всей нашей Галактики. [3]

Применив радиоастрономические методы исследования, ученые установили, что за пределами земной атмосферы космические лучи состоят, главным образом, из ядер водорода и других элементов, включая даже железо. [4]

Применив радиоастрономические методы исследования, ученые установили, что за пределами земной атмосферы космические лучи состоят главным образом, из ядер водорода и других, элементов, включая даже железо. [5]

Наиболее удобными и перспективными при исследовании параметров больших антенн сантиметрового диапазона оказываются радиоастрономические методы измерений. Суть этих методов заключается в том, что в качестве вспомогательной передающей антенны используются космические источники радиоизлучения, плотность потока которых достаточно хорошо известна. [6]

Эти данные, представляющие большой интерес для физики, удалось получить благодаря радиоастрономическим методам исследований. [7]

Большая часть тяжелых элементов сосредоточена в частицах космической пыли, образующихся, вероятно, в атмосферах холодных звезд-гигантов, но большое количество различных многоатомных молекул, включая сложные органические соединения, обнаружено радиоастрономическими методами и в газовой среде. В зависимости от обогащенности межзвездной галактической среды тяжелыми элементами различают условия формирования звезд первого и последующих поколений. [8]

Для приема и изучения радиоизлучения космических объектов применяются специальные радиотелескопы, чувствительность которых, благодаря большим эффективным площадям антенн, значительно превосходит чувствительность самых крупных современных оптических телескопов ( V. Радиоастрономические методы позволяют исследовать физические свойства поверхностных слоев планет Солнечной системы и их температуры. Исследование радиоизлучения Солнца позволяет предсказывать изменения солнечной активности и других важных его оптических свойств. Радиоастрономические методы являются единственно возможным средством изучения ядра Галактики, а также радиогалактик - весьма удаленных от Земли частей Метагалактики, недоступных наблюдению в оптические телескопы. [9]

В отличие от более длинных радиоволн и инфракрасных излучений, волны СВЧ, особенно на участке между 100 Мгц и 10 Гщ, почти беспрепятственно проникают сквозь ионизированные слои, окружающие Землю, а также сквозь атмосферу. Существование широкого окна прозрачности в диапазоне сверхвысоких частот дает возможность, с одной стороны, исследовать мировое пространство радиоастрономическими методами, используя СВЧ излучение Солнца, звезд и других космических тел. С другой стороны, это свойство, в сочетании с острой направленностью излучения, делает диапазон СВЧ незаменимым для развития космических исследований, в том числе для обмена информацией между Землей и космическими устройствами. [10]

Зависимость интенсивности линии поглощения ( в произвольных единицах от скорости облака. Сплошная кривая - наблюдения, пунктир - апроксимация по формуле / const / u. [11]

Флуктуации плотности могут в десятки раз превышать среднюю плотность или, наоборот, быть меньше ее также в десятки раз. Уплотнения в единой системе газа мы наблюдаем в виде облаков, однако их взаимодействие с межоблачной средой, которую непосредственно нам пока не удалось уверенно наблюдать прямыми оптическими и радиоастрономическими методами, является весьма существенным фактором в их динамике. Еще дальше идет утверждение Донна [12], что в межзвездном пространстве имеется сплошной газовый субстрат, который при наблюдениях дает первую линию поглощения, всегда наиболее интенсивную: Возникновение смещенных линий поглощения обязано наличию потоков газа в этом субстрате. [12]

Наблюдая линии поглощения двух облаков газа, находящихся на одном луче зрения, но движущихся с различными скоростями, мы можем разрешить их линии, смещенные друг относительно друга благодаря эффекту Доплера, только в том случае, если относительная скорость облаков больше некоторого предела. Исследовать межзвездный газ в Галактике мы можем лишь на сравнительно небольших расстояниях от Солнца - порядка 2 - 3 103 пс ( напомним, что диаметр Галактики 25 103 пс), причем чем более удаленные области мы наблюдаем, тем менее уверенны получаемые данные. Правда, последний недостаток отчасти компенсируется наблюдениями межзвездного газа в других галактиках. Радиоастрономические методы позволяют проникать дальше, по пока не могут дать наиболее интересных данных, например скоростей движения облаков межзвездного газа. [15]

Страницы: 1 2