Астрономија

Таласне дужине и границе

Таласне дужине и границе


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Знам да светлост и звук путују дуж таласних дужина и на свим дијаграмима сам видео слике фотона који путују горе-доле и напред. Како се нешто тако брзо путујући може задржати у границама таласа? Нов сам на овој веб локацији, али довољно интелигентан да разумем сложене одговоре.


Било би лакше када бисте могли да додате пример слике на коју мислите, али претпостављам да мислите на оне цртеже на којима је у свемиру нацртан синусни талас и сугеришући да талас тако „изгледа“.

Ова радња из ЕМС 2- таласних својстава светлости приказује "гребен", "корито" и "положај одмора" када се објашњавају светлосни таласи, и ово би могао бити добар пример проблема. Сва три имплицирају да постоји нека врста горе-доле и да то није оно што светлосни талас представља.

Видео сам много горе, плутајуће синусне таласе са стрелицама на једном крају или ударање људи или биљака, а ти цртежи јесу лудо-погрешно! ;-) Када цртамо те синусне таласе, то је на графикону или графикону нечега у односу на време или у односу на простор на к-оси, а оса и-осе на графикону је притисак за звук или обично електрично поље за светлост или електромагнетно зрачење.

Светлост или фотони или звучни таласи по том питању физички не иду горе-доле тако.

Заплет испод је нешто бољи. Стрелице су амплитуде електричног и магнетног поља. Не постоји ништа што се заправо креће горе-доле, то је само математички заплет.

Извор

Енглески: Електромагнетни таласи се могу замислити као самопростирајући се попречни осцилирајући талас електричних и магнетних поља. Овај дијаграм приказује равни линеарно поларизованог таласа који се шири с лева на десно. Електрично поље је у вертикалној равни, а магнетно поље у хоризонталној равни.

Пронађено у попречном таласу


Инфрацрвено зрачење је облик електромагнетног зрачења са таласним дужинама дужим од оних на црвеном крају видљивог дела електромагнетног спектра, али краћим од микроталасног зрачења. Овај опсег таласних дужина обухвата приближно 1 до неколико стотина микрона и слабо је подељен & # 8211 не постоји стандардна дефиниција & # 8211 на блиску инфрацрвену (1-5 микрона), средњу инфрацрвену (5-40 микрона) и далеку инфрацрвену (40 до 350 микрона).

Инфрацрвена светлост долази од релативно хладних (750 & # 8211 3000 Келвина) објеката у нашем Универзуму, као што су црвени џинови и хладне црвене звезде. Средње инфрацрвено зрачење долази из прашине (140-750 Келвина) коју су загрејале звезде, протопланетарни дискови, планете и комете. Због дуже таласне дужине, а самим тим и ниже фреквенције (ф = ц / /> где је ц брзина светлости и /> таласна дужина) и енергије (Е = хкф где је х Планцкова константа) далеког инфрацрвеног зрачења , прати још хладније предмете (12 & # 8211 140 Келвина), попут облака хладних молекуларних гасова и облака прашине.

Око 1800. године, британски астроном, рођен у Немачкој, Виллиам Херсцхел открио је инфрацрвено зрачење. Учинио је то једноставним експериментом у којем је распршио сунчеву светлост кроз призму и поставио термометар на место сваке боје. Приметио је да се температура термометра повећала када је то учинио, што заправо није било неочекивано јер сунчева светлост носи топлину. Међутим, када је ставио термометар поред црвеног краја спектра - тамо где није било видљиве сунчеве светлости - температура термометра се и даље повећавала! Херсцхел је открио инфрацрвено зрачење & # 8211 зрачење изван црвеног краја видљивог спектра.

Данас је инфрацрвено зрачење можда најпознатије по томе што омогућава људима да виде ноћу путем војних наочара за ноћно виђење. Они ефикасно трансформишу инфрацрвено зрачење у видљиве таласне дужине које можемо видети.


Таласне дужине и границе - астрономија

Читање Галаки Спецтра

Спектар галаксије састоји се од светлости која се емитује из галаксије, а која је одвојена према таласној дужини. Спектар типично има глатки основни ниво континуума, на свим таласним дужинама, подељен са неколико прилично уских карактеристика емисије или апсорпције које се јављају на кључним таласним дужинама.

Ове особине настају када електрони унутар атома водоника, кисеоника и других елемената који чине галаксију емитују или апсорбују зрачење. Проучавајући ове особине, можемо сазнати много о хемијском саставу галаксија. Јер ове особине генерише специфична транзиције унутар атома, јављају се на одређеним таласним дужинама у спектру галаксије. Астрономи брзо науче да препознају обрасце у спектралним обележјима, а уз мало вежбе и ви ћете то моћи учинити.

У оптичком спектру приказаном доле видимо типичне карактеристике спиралне галаксије попут нашег Млечног пута. Од најкраћих до најдужих таласних дужина, карактеристике љубичасте, плаве и црвене боје указују на присуство водоника (полако пређите курсором преко дијаграма да бисте идентификовали врхове на 3890, 4102, 4102, 4340, 4861 и 6563 Ангстрема). Емисиона линија Х-алфа на 6563 Ангстрома једна је од најснажнијих карактеристика у спектрима галаксија и објашњава дубоко црвене боје уочене на многим сликама водоника у свемирским телескопима Хуббле у другим галаксијама. Мање распрострањени, али подједнако важни, суседни зелени врхови на 4959 и 5007 Ангстрема указују на присуство кисеоника и указују на то да се у галаксији формирају нове звезде, док блиски дублет црвених линија на 6717 и 6731 Ангстрема ствара сумпор.

Можда ћете видети да тражите подсекцију оптичког спектра, а не комплетан оптички прозор. Будући да је релативни размак линија константан, регион можете идентификовати тражећи скупове линија који су уско повезани. Не гледајући таласне дужине означене на к оси три следеће слике, требало би да будете у могућности да сваку прилагодите различитом делу укупног оптичког спектра приказаног горе. Испитајте боје и узорак линија у свакој од њих.

Који елементи стварају ове емисионе линије?

Да ли бисте очекивали да ћете пронаћи црвену боју у слици свемирског телескопа Хуббле у галаксији са овим спектром?

Постоји још један важан фактор који морамо да разумемо када испитујемо спектре оптичке галаксије. Да бисмо правилно идентификовали било какве карактеристике и елементе који их производе, морамо узети у обзир ефекат брзине галаксије у односу на наш положај на Млечном путу.

Баш као што доплер померање долазног звиждука воза чини звук тона већим (лежи на вишој фреквенцији или краћој таласној дужини), а када се воз удаљава од вас, тоналитет звучи дубље (лежи на нижој фреквенцији, или дужа таласна дужина), брзина галаксије која се креће према нама или се удаљава од нас помераће фреквенцију и таласну дужину карактеристика у свом спектру галаксије.

Однос између померања таласне дужине датог обележја и брзине галаксије која емитује светлост добро је разумљив за оближње галаксије. Брзина в у терминима ц, брзина светлости, једнака је разлици између посматране таласне дужине светлости и њене таласне дужине у преосталом оквиру, у смислу таласне дужине остатка оквира. Ове речи записујемо као једначину попут ове:

Ову једначину можемо да препишемо да бисмо изразили посматрану таласну дужину светлости у терминима таласне дужине остатка кадра и брзине. То нам говори да ако се галаксија креће позитивном брзином (даље од нас), посматрана таласна дужина било ког одређеног обележја биће већа од таласне дужине њеног остатка. Ако се галаксија креће брзином мањом од нуле (према нама), својство ће имати мању таласну дужину него у остатку.

Сви горе наведени спектри претпостављају да се посматрана галаксија не креће у односу на Млечни пут. Емисионе карактеристике генерисане присуством водоника, на пример, леже на истим таласним дужинама као и својства пронађена у гасу водоника који се проучава у лабораторији овде на Земљи. Вратимо се првом спектру нацртаном на врху ове странице (прецртаћемо га управо овде). Од сада ћемо спектар попут овог називати а рестфраме спектра, јер извор светлости мирује у односу на нас.

Сада цртамо спектар галаксије која се брзо удаљава од Млечног пута (ношена укупним ширењем Универзума). Пажљиво испитајте спектар. По чему се разликује од оног нацртаног директно горе?

Требали бисте бити у могућности да идентификујете исти образац емисионих линија унутар оба спектра, са једном критичном разликом & ндасх све линије у доњем спектру појављују се на дужим таласним дужинама од њихових колега у остатку. Имамо исти скуп од четири карактеристике водоника на плавим таласним дужинама, али сада све четири линије леже удесно на таласним дужинама већим од 4000 Ангстрема. Следећи пут ћемо наићи на три емисионе линије које се скупљају уместо да показују светло плаве и зелене боје, оне су се помериле ка дужим таласним дужинама и жутим бојама. Коначно, карактеристике пронађене у црвеном делу спектра су у црвеној и црвеној боји. Будући да су се све карактеристике помериле заједно удесно, у смеру црвеног краја оптичког спектра, кажемо да је овај спектар црвени помак. Што се брже од галаксије удаљава од нас, то је већа промена таласне дужине сваке од карактеристика у спектру.

Једном када се удовољите концепту црвено помереног спектра, ваш осећај за равнотежу и поштену игру може вас навести да поставите питање о постојању његовог допплегангера (близанца), наиме блуесхифтед спектра. Иако се већина галаксија у Универзуму шири далеко од нас и има црвено померени спектар, имамо неколико суседа који се све више приближавају Млечном путу и ​​имају модро померени спектар.

Ево примера блуесхифтед спектра. Можете видети, на пример, како три карактеристике близу 5000 Ангстрема сада леже знатно испод ове границе и прешле су из зелене у плаву. Најплавије особине у нашем спектру сада су у опасности да падну са леве ивице спектра да се галаксија кретала нешто брже према нама, биле би премештене на ултраљубичасте таласне дужине краћих таласних дужина и биле би изгубљене из нашег оптичког спектра. Могли бисте да идентификујете целокупан помак спектралних линија чак и без њих, притиском на три линије близу 5000 Ангстрема и њихових карактеристичних релативних положаја.

У почетку се може чинити нетачним да би такве галаксије ипак постојале и цртице, ако се читав Универзум шири према вани, како би нам се ишта могло приближити? Решење ове слагалице постаје јасно када узмемо у обзир утицај гравитације. Будући да је гравитација јака сила која привлачи оближње објекте заједно, када су галаксије прилично близу једна другој, њихова самопривлачност може да надвлада целокупно ширење свемира. Нама најближа велика галаксија, Андромеда, у ствари је на путу судара са Млечним путем и две галаксије ће се на крају спојити у једну.


УБВРИ филтери

Када користе телескоп за прављење слика небеских објеката, астрономи често постављају посебне комаде стакла који се називају филтри на пут светлости. Као што филтер за кафу омогућава пролазак кафе и блокира све што није кафа, астрономски филтер омогућава пролазак светлости одређених таласних дужина и блокира друге таласне дужине. Ово омогућава астрономима да проучавају одређене боје светлости из небеских извора. Астрономски филтери су направљени од обојеног стакла и обично су величине око једног квадратног инча.

Две важне врсте филтера су широкопојасни и ускопојасни филтери. Филтри уског опсега, као што им само име говори, омогућавају пролазак само малог опсега таласних дужина светлости. Често се користе за проучавање светлости коју емитују одређени елементи, попут водоника или кисеоника. Широкопојасни филтери, с друге стране, изолују велики распон таласних дужина светлости. У подручју спектра у близини видљиве светлости, најчешће коришћени скуп широкопојасних филтера носи имена У, Б, В, Р и И.

У филтер представља ултраљубичасто светло и омогућава светлост таласних дужина између око 320 нанометара (нм) и 400 нм. Дакле, У-опсег је широк око 100 нм.

Б филтер је за плаву боју и филтрира светлост таласних дужина између око 400 нм и 500 нм.

Исто тако, филтери В, Р и И означавају видљиви, црвени, односно инфрацрвени зрак, а њихови распони таласних дужина су приближно 500 нм до 700 нм за В, 550 нм до 800 нм за Р и 700 нм до 900 нм за И.

Систем је први пут развијен педесетих година 20. века у опсерваторији МцДоналд са телескопом од 0,9 метара и обухватио је УБВ филтере. Данас је систем УБВРИ филтера постао стандардни у астрономији. Многи астрономи користе ове филтере за широк спектар истраживачких пројеката.


Атмосферска апсорпција

Не пролазе сви опсези електромагнетног зрачења кроз атмосферу земље да би дошли до површине. Гасови у атмосфери апсорбују одређене таласне дужине светлости и ограничавају њихов пролазак кроз атмосферу, док истовремено омогућавају лак пролазак кроз друге таласне дужине. Опсези таласних дужина које ограничава атмосфера познати су као упијајући опсези, док су подручја спектра кроз која је дозвољено пролаз познати као атмосферски прозори. Гама зраци, рендгенски зраци, делови ултраљубичастог спектра и већи део инфрацрвеног спектра сви су у упијајућим опсезима и не допиру до земљине површине, док неки ултраљубичасти зраци, видљиви спектар, делови инфрацрвеног спектра, микроталаси и неки радиоталаси са релативно лакоћом допиру до земљине површине. & # 9112 & # 93 Атмосферска апсорпција може отежати проучавање делова електромагнетног спектра, посебно када се проучавају објекти у свемиру, јер се таласи не могу проучавати са површине земље. У тим случајевима, сателити у земљиној орбити калибришу се како би открили одређене делове спектра, а затим информације послали научницима на земљи.


Научни концепти: Астрономија са више таласних дужина

Тренутно видимо свуда дуге, док породице у закључаном положају уљепшавају прозоре и четврти разнобојним креацијама. Али да ли сте икада погледали стварну дугу и запитали се како настају?

Позната дуга коју понекад видимо на нашем небу настаје када сунчева светлост засија кроз капљице воде у ваздуху. Али дуга се може појавити кад год светлост просири кроз нешто што може савити светлост и учинити је да промени смер који називамо овим „преламањем“. Савијање беле светлости дели га на боје црвене, наранџасте, жуте, зелене, плаве, индиго и љубичасте (често се памте као РОИ Г БИВ или кроз мнемотехнику ‘Рицхард Оф Иорк Гаве Баттле Ин Узалуд’).

Боје су заправо различите таласне дужине светло црвене боје које имају најдужу таласну дужину, а љубичасте најкраће таласне дужине у ономе што називамо „видљивим спектром“.

Иако смо сви свесни шарене дуге, мање је познато да се спектар шири даље, са таласним дужинама светлости које су нашим очима невидљиве. Дуга је видљиви део „електромагнетног спектра“. Читав спектар укључује зрачење за које сте можда већ чули, прелазећи са кратких таласних дужина на дугачке & # 8230

Гама зраци, рендгенски зраци, ултра-љубичаста, видљива светлост, инфрацрвена, микроталаси и радио таласи.

Током људске историје људи су зурили у ноћно небо и видели звезде и планете, али предмети у Универзуму производе зрачење у читавом опсегу електромагнетног спектра, што до 20. века нисмо успели да откријемо.

Тхе развој радио астрономије у другој половини 20. века омогућили астрономима да први пут открију објекте који су буквално невидљиви они који одају светлост само у радио делу спектра. Убрзо након тога, почела је да се развија технологија која омогућава откривање свих таласних дужина у електромагнетном спектру и данас имамо специјалне телескопе за проучавање гама зрака, рендгенских зрака, инфрацрвеног и ултраљубичастог зрачења објеката у свемиру. Неки објекти емитују у распону таласних дужина, од којих сваки открива другачији аспект свог састава и понашања. Остали објекти су потпуно невидљиви на једној таласној дужини, али су јасно видљиви на другој. Посматрање кроз читав спектар даје нам много бољу слику о нашем Универзуму. Астрономи се данас баве „астрономијом са више таласа“ и могу гледати исти објекат у различитим таласним дужинама како би га боље разумели.

Ова група слика раковите маглине показује колико различити могу бити погледи на различитим таласним дужинама. Рак је остатак звезде за коју је примећено да је експлодирала 1054. године нове ере, а забележена је као појава изненадне јаке светлости на небу. Резултат је то експлозије супернове, када масивна звезда завршава свој живот у једном од најенергичнијих догађаја у Универзуму. У средишту маглине је брзо ротирајућа неутронска звезда која емитује радио таласе - такође познат као пулсар.

Слика у видљивом светлу открива филаменте гаса водоника који се и даље шире у свемир даље од језгра објекта, док радио слика открива радио емисију електрона који се спирално врте око маглине. Маглина се чини мањом и компактнијом у рендгенским зрацима од осталих таласних дужина, јер електрони који су углавном одговорни за емисију Кс-зрака постоје само у близини централног пулсара. За више информација о вишеталасној маглини Цраб погледајте овај НАСА-ин видео.


Напомена о бојама слике: Имајте на уму да се боје користе за истицање одређених астрономских карактеристика и нису ’стварне’ боје како би их посматрач у свемиру видео.


Таласне дужине и границе - астрономија

Можете ли ме упутити на проналажење информација о границама сваког сазвежђа.

Да ли су наведене границе у РА / ДЕЦ? Како су формулисане границе? Ако јесу, шта су онда.

Ако бисте ме могли упутити у проналажењу ових података, били бисмо вам дубоко захвални.

Границе сазвежђа постављене су конвенцијом и заиста су дефинисане у РА и ДЕЦ, епоха 1875. Прво их је предложио Еугене Делпорте 1930. године, Међународна астрономска унија је границе усвојила у сврху именовања. Тачне границе можете видети на најозбиљнијим аматерским картама астрономских звезда, попут Небеског атласа В. Тириона.

Ова страница је ажурирана 27. јуна 2015

О аутору

Даве Корнреицх

Даве је био оснивач Аск а Астрономер-а. Докторирао је на Цорнеллу 2001. године и сада је доцент на Одељењу за физику и физичке науке на Универзитету Хумболдт Стате у Калифорнији. Тамо води своју верзију Питај астронома. Такође нам помаже у необичном космолошком питању.


Вредност звезданих спектра

Када је Њутн описао законе преламања и дисперзије у оптици и посматрао сунчев спектар, све што је могао да види био је непрекидни појас боја. Да је спектар беле светлости Сунца и звезда једноставно непрекидна дуга боја, астрономи би имали мало интереса за детаљно проучавање спектра звезде након што би сазнали њену просечну површинску температуру. Међутим, 1802. године, Виллиам Волластон је изградио побољшани спектрометар који је укључивао сочиво за фокусирање сунчевог спектра на екран. Помоћу овог уређаја, Влаластон је видео да боје нису раширене једнолико, већ су недостајали неки распони боја, који су се појавили као тамне траке у сунчевом спектру. Ове линије је погрешно приписао природним границама између боја. 1815. немачки физичар Јозеф Фраунхофер, пажљивијим испитивањем сунчевог спектра, пронашли су око 600 таквих тамних линија (боје које недостају), што је навело научнике да искључе хипотезу о граници (слика 3).

Слика 3. Видљиви спектар Сунца: Спектар наше звезде прелазе тамне линије које стварају атоми у сунчевој атмосфери који апсорбују светлост на одређеним таласним дужинама. (заслуга: измена рада Нигела Схарпа, НОАО / Националне соларне опсерваторије на Китт Пеак / АУРА и Националне научне фондације)

Касније су истраживачи открили да се сличне тамне линије могу произвести у спектрима (& # 8220спецтра & # 8221 је множина од & # 8220спецтрум & # 8221) вештачких извора светлости. То су учинили пропуштајући своје светло кроз разне наизглед провидне супстанце - обично посуде у којима је било само мало танког гаса.

Испоставило се да ови гасови нису провидни све боје: биле су прилично непрозирне на неколико оштро дефинисаних таласних дужина. Нешто у сваком гасу мора да упије само неколико боја светлости и ниједна друга. Сви гасови су то чинили, али сваки различити елемент је упијао другачији скуп боја и тако показивао различите тамне линије. Ако се гас у контејнеру састојао од два елемента, светлости која је пролазила кроз њега недостајале су боје (показујући тамне линије) за оба елемента. Тако је постало јасно да одређене линије у спектру & # 8220 иду са & # 8221 одређеним елементима. Ово откриће је био један од најважнијих корака напред у историји астрономије.

Шта би се десило да нема континуираног спектра за који би наши гасови могли да уклањају светлост? Шта ако смо уместо тога загревали исте танке гасове док нису били довољно врући да се ужаре сопственом светлошћу? Када су се гасови загревали, спектрометар није открио континуирани спектар, већ неколико одвојених светлих линија. Односно, ови врући гасови емитују светлост само на одређеним таласним дужинама или бојама.

Када би гас био чисти водоник, он би емитовао један узорак боја када би био чисти натријум, а испуштао би другачији узорак. Смеша водоника и натријума емитује оба скупа спектралних линија. Боје које су гасови испуштали када су се загревали биле су исте боје као оне које су упијале кад је непрекидни извор светлости био иза њих. Из таквих експеримената научници су почели да виде да се различите супстанце показују препознатљиво спектрални потписи помоћу којих би се могло открити њихово присуство (слика 4). Баш као што ваш потпис омогућава банци да вас идентификује, јединствени узорак боја за сваку врсту атома (његов спектар) може нам помоћи да идентификујемо који су елементи или елементи у гасу.

Слика 4. Континуирани спектар и линијски спектри из различитих елемената: Свака врста ужареног гаса (сваки елемент) ствара свој јединствени образац линија, тако да се састав гаса може препознати по његовом спектру. Овде су приказани спектри гасова натријума, водоника, калцијума и живе.


Основе светлости

Светлост је изванредна. То је нешто што свакодневно узимамо здраво за готово, али то није нешто што често заустављамо и размишљамо или чак покушавамо да дефинишемо. Узмимо неколико минута и покушајмо да разумемо неке ствари о светлости.

Једноставно речено, светлост је природни начин преноса енергије кроз свемир. Можемо то закомпликовати говорећи о међусобном међусобном деловању електричног и магнетног поља, квантној механици и свему томе, али само упамтите - светлост је енергија.

Светлост путује врло брзо, али има коначну брзину. У вакууму је брзина светлости 186.282 миље у секунди (или скоро 300.000 километара у секунди), што заиста бруји! Међутим, када почнемо да говоримо о невероватним удаљеностима у астрономији, коначна природа брзине светлости постаје лако очигледна. На пример, треба око две и по секунде да радио-комуникација која путује брзином светлости стигне до Месеца и назад.


Излазак сунца из свемирског шатла, мисија СТС-47. Можда ће вам бити занимљиво да се сетите, следећи пут када гледате предиван излазак или залазак сунца, да је само сунце заправо заронило испод хоризонта осам минута раније - толико дуго треба да светлост стигне до Земље! И, наравно, сваки новински чланак који сте икада прочитали о астрономији увек ће садржавати тражену изјаву: „Светлосна година је удаљеност коју светлост пређе у једној години брзином од 186.282 миље у секунди, око 6 билиона миља“. (Па, заправо 5,8 билиона миља, али колико је међу пријатељима 200 милијарди миља?)

Такође треба да истакнемо напред да се светлост уопштено назива електромагнетним зрачењем. У реду, користили смо велику реч. То је морало да се догоди пре или касније. Али пречесто када кажемо „светлост“, погрешно је рећи „оптичка светлост“, што је отприлике зрачење видљиво нашим очима. Видљива светлост је сићушни део огромне светлосне табле назване електромагнетни спектар. Ради наше удобности, ову сморгасбоард раздвајамо на различите курсеве (предјело, салата итд.) И називамо их именима, попут гама зрака, рендгенских зрака, ултраљубичастих, оптичких, инфрацрвених и радио станица. Међутим, важно је запамтити да су сви они само лагани. У електромагнетном спектру нема „прекида“ и нема чврстих граница - само континуирани опсег енергије.

Честице и таласи

Експерименти из физике током протеклих стотинак година показали су да светлост има двоструку природу. У многим случајевима је погодно светлост представити као феномен „честица“, размишљајући о светлости као дискретним „пакетима“ енергије које називамо фотонима. Сада на овај начин размишљања нису сви фотони једнаки, барем у погледу количине енергије коју садрже. Сваки фотон рендгенске светлости садржи пуно енергије у поређењу са, рецимо, оптичким или радио фотоном. Управо је овај „енергетски садржај по фотону“ једна од препознатљивих карактеристика различитих опсега светлости који су горе описани. Иако то није строго тачно, тешко је не сматрати сноп светлости скупом малих „светлосних метака“ који су сви узастопно нанизани.


„Таласни“ модел светлости.
Други начин представљања светлости је као таласни феномен. Ово је нешто теже за већину људи, али можда ће аналогија са звучним таласима бити корисна. Када на клавиру свирате високу и ниску ноту, обе производе звук, али главна ствар која се разликује од две ноте је фреквенција вибрационе жице која производи звучне таласе - што су вибрације брже то су веће висина ноте. Ако сада свој фокус преусмеримо на саме звучне таласе уместо на вибрирајућу жицу, открили бисмо да ноте са вишим тоновима имају краће таласне дужине или растојања између сваког следећег таласа. Исто тако (и тренутно се ограничавамо на оптичку светлост) и плава и црвена светлост су само светлост, али плава светлост има већу фреквенцију вибрација (или краћу таласну дужину) од црвене светлости.



Боје познате „дуге“ видљиве светлости одговарају различитим таласним дужинама светлости, овде приказане на нанометарској скали. Таласне дужине се сукцесивно повећавају када се човек креће слева удесно. Оптичка светлост ради од око 400 до 700 нанометара.

То је на исти начин на који се крећемо кроз електромагнетни спектар. Сваки опсег светлости који смо горе дефинисали одговара опсегу фреквенција (или таласних дужина) светлосних вибрација. Ове таласне дужине су један од примарних показатеља које користимо за описивање светлости и спектра на графикону. Приказивање спектра као графикона уместо само траке у боји омогућава нам мерење светлости.

На пример, „дуга“ боја приказана на горњој слици је оно што видите када пролазите кроз светло кроз призму. Међутим, оно што можда није очигледно је да се „интензитет“ или осветљеност светлости такође мењају заједно са бојама. Ако бисмо претворили „дугу“ у график интензитета светлости у односу на таласну дужину, то би изгледало овако:



Позната „дуга“ видљивог спектра може се претворити у графикон који показује како се интензитет светлости мења дуж спектра.

Приметите да је спектар најсјајнији у средини (жуто-зелена регија) и пада у оба смера (према црвеној и плавој). То није било очигледно из дугине верзије спектра! Такође приметите да се „интензитет“ светлости на графикону не зауставља на „крајевима“ дуга, који су видљиви нашим очима! Светлост се наставља даље од онога што можемо видети у оба смера, што можемо видети на графикону, али не гледајући дугу. Астрономи већину времена користе графичке спектре јер на овај начин могу да извуку више информација из светлости и зато што још увек могу да цртају и анализирају светлост која није директно видљива нашим очима!

Сад смо споменули да је енергија сваког фотона светлости такође била основно својство. Испоставило се да постоји једноставан однос између енергије фотона и одговарајуће таласне дужине тог фотона:

Е (фотон) = (константа) / (таласна дужина).
Ова једноставна једначина у основи повезује честицу и таласну природу светлости омогућавајући нам да конвертујемо напред и назад из таласних дужина у фотоне и фотоне у њихове одговарајуће таласне дужине. Ова једначина је такође у складу са оним што смо раније рекли. рендгенски фотон има велику енергију (и малу таласну дужину) у поређењу са фотоном оптичке светлости.

Интеракција светлости са материјом: апсорпција и емисија светлости

Не би требало да вас чуди да атоми и молекули (који су једноставно повезане колекције два или више атома) могу да апсорбују светлост (= енергију!). Ако нису, можете једноставно упалити и угасити светло, а затим завалити док су фотони наставили да се одбијају по соби! Исто тако, инфрацрвена светлост (= топлота = енергија!) Не би била од користи при загревању вашег дома зими ако је материја не би упила. Светлосни фотони више енергије, попут рендгенских зрака, теже да протре кроз више материје пре него што се апсорбују. (Отуда њихова употреба у медицинском снимању: они могу да прођу кроз ваше „меко“ ткиво, али се лакше апсорбују у вашим костима, које су гушће.) Како и зашто материја фотоне апсорбује?

Па, време је да развијемо још један концептуални уређај који ће нам помоћи да разумемо овај процес. У физици нам је често корисно претварати се да гледамо један атом. Атоми се састоје од протона, неутрона и електрона, а сваки хемијски елемент их има одређени број - то их чини различитим! Протони (и неутрони) су масивнији од електрона, па тако понекад визуализујемо атом као минијатурни Сунчев систем, са тешким честицама у центру (језгро), а електрони фијучу около у одређеним „орбитама“ попут планета. (У стварности, ова слика није баш тачна. Сматра се да електрони нису мале куглице „у орбити“ око нуклеарног „сунца“. Међутим, ако схватите да се електрони налазе само на одређеним, дискретним „удаљеностима“) од језгра, и да свака дозвољена удаљеност одговара различитом „нивоу енергије“ за електрон, што би било ближе стварности.)

Не улазећи предалеко у атомску физику и квантну механику, узмимо за сада само по себи следећу изјаву: електрони везани за било који одређени атом могу се наћи само у одређеним, специфичним нивоима енергије у односу на језгро атома. Атом водоника садржи само један протон и један електрон и најједноставнији је (и најчешћи) елемент у Универзуму, па га употребимо за пример. На слици [ТБД] приказан је шематски атом водоника где уместо да цртамо дозвољене „орбите“ за електрон, цртамо вертикално померене линије како бисмо представили дозвољене нивое енергије за електрон.

If left undisturbed, our hydrogen atom likes to bind its electron as tightly as it can, and so we would find the electron in the lowest energy level, which is called the "ground state." However, if our atom is immersed in a beam of light from, say, a nearby star, sooner or later the atom will encounter a photon with an energy that is just the right amount to jump the electron up to the next higher energy level. Voila! The photon gets absorbed, and is "gone" from the beam of light coming from the star! Since the absorbed photon had a specific energy, this absorption occurs at a specific wavelength in the spectrum.

Now our hydrogen atom is in what is called an "excited" state, sort of like a kid right before Halloween. However, as all parents know, this is not the natural state of a child, and it's not the natural state of an atom either. If no other photons are absorbed by the atom, the electron will eventually drop back down to the lower energy ground state. However, the atom has to lose energy to do this, and so it releases a photon of the same energy as the one it absorbed (albeit most likely into some other direction from which it was absorbed). This process is called emission because a photon of light is emitted by the atom, again at a very specific wavelength.

Of course, the atom could have absorbed another photon with just the right energy to jump up another energy level, or even two or three or more. Likewise, after each of these possible excitations of the atom, the electron could jump back down one or more steps, emitting photons as it went. If a photon with a sufficiently large energy gets absorbed, it can even cause an electron to become unbound from its nucleus, a process that is called ionization . Our crippled hydrogen atom could then no longer absorb or emit light until it manages to capture a free electron back into a bound energy level.

We have been discussing one specific transition or "energy jump" in one atom, but of course in any physical system there are many atoms. In a hydrogen gas, all of the separate atoms could be absorbing and emitting photons corresponding to the whole group of "allowed" transitions between the various energy levels, each of which would absorb or emit at the specific wavelengths corresponding to the energy differences between the energy levels. This pattern of absorptions (or emissions) is unique to hydrogen--no other element can have the same pattern--and causes a recognizable pattern of absorption (or emission) lines in a spectrum.



This graphic demonstrates the optical spectrum one would see from glowing neon gas, both in colorbar and graphical formats. As with hydrogen, discussed in the text, neon shows a specific set of spectral lines. Note how each bright colored line in the color bar corresponds to an upward "spike" in the graphical format. Since most of the lines are in the yellow and red regions of the optical spectrum, a neon lamp appears "orange" to your eye. The presence of this pattern of lines in the spectrum of a glowing cloud in space would tell astronomers that the cloud contains neon in the gas.



This diagram shows how the spectrum of neon would appear in the spectrum of a star. Here, the background "rainbow" comes from the atmosphere of the star, and the neon atoms in the star's atmosphere (or outer layers) absorb the stars light, leaving dark lines. Note how the graph shows dips at each line position, producing the characteristic pattern of lines expected from neon.

Extending this a bit, it should become clear that since every chemical element has its own unique set of allowed energy levels, each element also has its own distinctive pattern of spectral absorption (and emission) lines! (See diagrams above for neon, for example.) It is this spectral "fingerprint" that astronomers use to identify the presence of the various chemical elements in astronomical objects. Spectral lines are what allows us, from a "spectrum," to derive so much information about the object being observed!


Wavelengths and bounderies - Astronomy

0.02% the nominal central wavelength value. For instance, at &lambda0=6330Å error is +0-1.1Å. We recommend observers contact ING Filters if they are unsure of the nominal and the effective central wavelength values.

Change due to ray of light incident at a specific angle to the normal

When interference filters are used at angles other than normal incidence, the optical path difference between the direct transmitted beam and the multiple order reflections within the cavity decreases, causing a corresponding decrease in the wavelength of peak transmission. Changes in the bandwidth and transmission characteristics are generally small (for the relatively wide passbands used here).

For angular tilts of less than 10°, the central wavelength can be calculated from the expression

where = Central wavelength at normal incidence

= Central wavelength at the off-normal angle,

и н = the refractive index of the interference coatings of the filter.

Utilising the filter in uncollimated (i.e. convergent or divergent) light involves slightly more complex considerations. Here, light enters the filter at a range of angles, so that different rays undergo unequal wavelength shifts. This results in not only a central wavelength shift, but a broadening of the bandwidth and lower peak transmission.

As a rough approximation, relatively uniform beams (with semi-cone angles greater than 5°) will undergo peak shifts of aproximately one half of that which would be predicted for a collimated beam at the maximum angle of incidence of the cone.

The focal ratio of the INT prime focus is 3.29, which gives a maximum angle of incidence of the cone (semi-cone angle) of , so, substituting again into the equation,

Therefore, at the INT prime focus, the central wavelength (i.e. the wavelength of peak transmission) is shifted towards shorter wavelengths by 0.13% from the measured central wavelength in a collimated beam. For example, for an filter with specified central wavelength 6558Å, the effective central wavelength will be 6549.6Å.

Similarly for the WHT prime focus the maximum cone angle (semi-cone angle) is , and the central wavelength is shifted towards shorter wavelengths by 0.17% from the measured central wavelength in a collimated beam.

Temperature changes affect a filter's performance due to thermal expansion and contraction of the materials used to construct them. Most filters are designed and specified for operating at 23°C, and deviations from this value will produce peak wavelength shifts approximately linear with temperature. The exact shift coefficient will depend on the particular design wavelength of the filter, and, typically, ranges between 0.15Å and 0.20Å per °C at 4000Å and 8000Å respectively. Bandwidth and peak transmission changes observed are relatively minor, of the order of 0.01Å per °C and 0.013Å per °C respectively.


Aeroacoustics research in Europe: The CEAS-ASC report on 2019 highlights

Roberto Camussi , Gareth J. Bennett , in Journal of Sound and Vibration , 2020

5 Aircraft interior noise

5.1 Flow-induced vibrations and noise simulation using unit-cells finite element models

The flow-induced vibrations and noise levels must be predicted before operating aircraft systems. However, the vibroacoustic analysis of structures under distributed stochastic excitation is often limited due to high computational costs, especially in the medium frequencies. Within the framework of flat and/or curved homogeneous and periodic structures, a unit-cell approach is developed in order to overcome the state of the art in terms of computational speed, maintaining, at least, the same accuracy of the standard FE-based techniques. First, a 1D WFE (Wave Finite Element) scheme is developed to deal with random excitation of flat, curved and tapered finite structures: multi-layered and homogenised models are used [ 34 ]. In this case a single substructure is modelled using finite elements. At each frequency step, one-dimensional periodic links among nodes are applied to get the set of waves propagating along the periodicity direction and the method can be applied even for cyclic periodic systems. The set of waves is successively used to calculate the Green transfer functions between a set of target degrees of freedom and a subset representing the wetted (loaded) ones. Subsequently, using a transfer matrix approach, the flow-induced vibrations are calculated in a FE framework [ 34 ]. A 2D WFE approach is developed in combination with a wavenumber-space load synthesis to simulate the sound transmission of infinite flat, curved and axisymmetric structures [ 35 ]: both homogenised and complex periodic models are analysed, as in Fig. 23 . In this case, finite-size effects are accounted for using a baffled window equivalence for flat structures and a cylindrical analogy for curved panels. The presented numerical approaches have been validated through analytical, numerical and experimental results for different test cases and under different random load conditions. In particular, analytical response and classic FEM have been used as references to validate the flow-induced vibrations of plates and cylinders under a turbulent boundary layer load. From the experimental point of view, the approach has been validated comparing results in terms of transmission loss evaluated on real aircraft fuselage panels (composite honeycomb and ribbed curved panels, as in Fig. 23 .) under diffuse acoustic field excitation [ 36 ]. EU Project Sponsor: VIPER (H2020 MSCA G.A. 675441) - Mohamed Ichchou, Ecole Centrale de Lyon.

Fig. 23 . Sound Transmission Loss of a curved fuselage panel under diffuse acoustic load, in bare configuration and with attached porous layers. A 2D WFE approach is used for the numerical simulations.

Written by F. Errico: [email protected] , S. De Rosa, Università di Napoli Federico II, Italy, F. Franco, Università di Napoli Federico II, Italy, M. Ichchou, Ecole Centrale de Lyon, France.

5.2 Aicraft interior noise evaluation by Statistical Energy Analysis method

Vibro-acoustic analysis is a necessary step for the virtual design of aerospace structures. In order to reduce the design costs and to maximize the acoustic performance of aerospace structures, a robust and mature prediction of interior noise levels is required. Interior noise is an essential topic to be considered in the design and operation of all aerospace flight vehicles. Noise is due to the combination of different sources such as: powerful propulsion systems, high-speed aerodynamic flow over vehicle surfaces and operation of on-board systems (air conditioners, pressurization system). The evaluation of the Sound Pressure level, for the medium-high frequency range, of an aircraft fuselage section ( Fig. 24 a) at different stations and locations inside the cabin has been performed numerically [ 37 ] by using Statistical Energy Analysis (SEA) method. Different configurations have been considered for the analysis: from the benchmark empty cabin: only primary structure - conf. A, up to the “fully furnished” one: primary structure with interiors and noise control treatments - conf. E. These results, reported in Fig. 24 b, are essential to understand which are the main parameters affecting the noise insulation. Furthermore, the Power Inputs evaluation has been determined to determine the contribution of each considered aeronautic component on the acoustic insulation. Finally, the effect of a viscoelastic damping layer embedded in the glass window has been evaluated.

Moreover, in order to improve the comfort, and hence to reduce the Sound Pressure Level in the cabin, different fuselage configurations, in terms of materials used for lining panels, are compared. To this aim, two types of analysis have been performed: the first one at material level and the second one at system level. At material level, a new acoustic metamaterial ( Fig. 25 a), consisting of a poro-elastic melamine matrix with cylindrical aluminium inclusions, has been proposed to reduce the noise in the cabin. In order to analyse the metamaterial by using commercial softwares, a novel homogenization method based on CUF and MSG has been successfully extended to the computation of effective properties of these materials. In particular, an investigation has been carried out in Actran to verify if this homogenization model captures the acoustic properties (in terms of Transmission Loss) of the metamaterial. The results obtained by studying the metamaterial as heterogeneous and homogeneous have shown an average good agreement along the frequencies. At system level, the metamaterial has been used as core of the sandwich lining panel of a regional turboprop fuselage and its promising performances have been investigated by using SEA analysis available in VA One. In particular, two configurations of fuselage have been considered: one with lining panel with Nomex core (baseline) and the other one with lining panel with metamaterial core. The SPL at the head of the passenger and the overall sound pressure level in the cabin have been measured and it has been demonstrated that the configuration with metamaterial core behaves better than Nomex in the overall frequency range ( Fig. 25 b).

Written by PETRONE Giuseppe: [email protected] , Department of Industrial Engineering, Aerospace Division, University of Naples Federico II, Naples, Italy and CINEFRA Maria, Department of Mechanical and Aerospace Engineering, Politecnico di Torino, Turin, Italy.

5.3 Simulation of Airbus-A320 fuselage surface pressure fluctuations at cruise conditions

The fuselage surface pressure fluctuations on an Airbus-A320 aircraft at cruise conditions are simulated by solving a Poisson equation [ 38 ]. The right-hand-side source terms of the Poisson equation, including both the mean-shear term and the turbulence-turbulence term, are realized with synthetic anisotropic turbulence generated by the Fast Random Particle-Mesh Method [ 39 ]. The stochastic realization is based on time-averaged turbulence statistics derived from a RANS simulation under the same condition as in the flight tests, conducted with DLR's Airbus-A320 research aircraft. The fuselage surface pressure fluctuations are calculated at three streamwise positions from front to rear corresponding to the measurement positions in the flight tests [ 40 , 41 ]. One- and two-point spectral features of the pressure fluctuations relevant to the fuselage surface excitation are obtained and analysed.

The simulated one-point spectra show good agreement with the measured results for all three calculation positions up to 5 kHz, which is the upper frequency range of interest in the industrial application, see Fig. 26 . The rapid roll-off at high frequencies for the mid and aft positions is mainly related to the numerical mesh resolution, which cannot resolve the fine structure of the turbulence close to the surface. Fig. 27 shows the obtained wavenumber-frequency spectrum at the front position, which is in good agreement with the measured spectrum. Due to the small misalignment between the flow direction and the fuselage longitudinal axis at the front position, both simulated and measured spectra show a slight inclination against the к3 axis. Through the peak position of the wavenumber-frequency spectra, the convection velocity can be calculated. The obtained velocities for all three positions are consistent with that obtained from the measured results, see Fig. 28 .

Fig. 26 . One-point spectra at different streamwise positions, (left) front (middle) mid (right) aft.

Fig. 27 . Contour plots of wavenumber-frequency spectra at 2417 Hz for the front position, levels between −10 dB and 0 dB with increment of 1 dB, (left) simulation (right) measurement.

Fig. 28 . Convection velocities at different streamwise positions, (left) front (middle) mid (right) aft.

Written by N. Hu: [email protected] , C. Appel, S. Haxter, DLR, Germany, S. Callsen, A. Klabes, Airbus Operations GmbH, Germany.

We use cookies to help provide and enhance our service and tailor content and ads. By continuing you agree to the use of cookies .


Погледајте видео: LEB I SOL - Talasna Dužina HD LIVE 2006 (Децембар 2022).