Астрономија

Како емисија масера ​​може бити неполаризована?

Како емисија масера ​​може бити неполаризована?


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.

Читао сам то:

Међутим, за разлику од галактичких извора попут В3 (ОХ), емисија је неполаризована и линија 1667 МХз је јача од линије 1665 МХз.

али како је то могуће? Да ли линија 1665 МХз и линија 1667 МХз одговарају одређеном прелазном и диполном моменту? Зар емитовани фотони неће природно имати поларизацију?

Даље, они наводе:

Карактеристике емисије мега-мазера λ18 цм ОХ разликују се од карактеристика галактичких извора мазера, попут односа интензитета главне линије (Т1667МХз / Т1665 МХз> 1), велике ширине линије (> 100 км с ^ -1) и неполаризоване емисије .

Али зашто се неполаризована емисија очекује од екстрагалактичких мазера (који настају у близини АГН), а не од галактичких (који настају у окозвезданом и међузвезданом окружењу)?


Кохерентни емисиони механизми у астрофизичкој плазми

Прегледана су три позната примера кохерентне емисије у радиоастрономским изворима: емисија плазме, електронска циклотрон масер (ЕЦМЕ) и пулсарска радио емисија. Емисија плазме је вишестепени механизам, при чему је прва фаза генерирање Лангмуирових таласа кроз нестабилност струјања, а наредне фазе укључују делимичну конверзију Лангмуирове турбуленције у излазно зрачење на основном (Ф) и другом хармонику (Х) плазме фреквенција. Прегледани су рани развој и накнадна усавршавања теорије, мотивисани применом на сунчеве радио-рафале. Покретач нестабилности су бржи електрони који надмашују спорије електроне, што резултира позитивним градијентом ( ( матхрм <> ф (в_ паралелно) / матхрм <> в_ паралелно & гт0 )) на предњој страни снопа. Упркос многим успесима теорије, не постоји широко прихваћено објашњење за рафале типа И и разне радио континуитете. Најранији модели за ЕЦМЕ били су чисто теоријски, а теорија је касније прилагођена и примењена на Јупитер (ДАМ), Земљу (АКР), сунчеве рафале и раширене звезде. ЕЦМЕ снажно фаворизује к режим, док емисија плазме фаворизује о режим. Два покретачка програма за ЕЦМЕ су карактеристика звона (подразумевајући ( матхрм <> ф (в) / матхрм <> в & гт0 )) и функцију конуса губитка. ЕЦМЕ вођен конусом губитака у почетку је био фаворизован за све примене. Сада омиљени покретач за АКР је карактеристика прстена у дистрибуцији потковице, која је резултат убрзања паралелним електричним напоном на конвергентним линијама магнетног поља. Возач у ДАМ и соларним и звезданим апликацијама није сигуран. Механизам радио-емисије пулсара остаје загонетка. Прегледани су састојци потребни за расправу о могућим механизмима: општа својства пулсара, електродинамика пулсара, својства плазме пулсара и дисперзија таласа у таквој плазми. Разматрају се четири специфична механизма емисије (емисија закривљености, емисија линеарног убрзања, релативистичка емисија плазме и аномална Допплер емисија) и аргументирано је да сви наилазе на потешкоће. Кохерентна радио емисија из обимних ваздушних пљускова у Земљиној атмосфери је укратко прегледана. Истакнуто је и дискутовано о разлици у теоријском приступу од астрофизичких теорија. Разговара се о финим структурама у ДАМ-у и у радио-емисији пулсара, и предлаже се да заробљавање у таласу велике амплитуде, као у моделу за дискретну ВЛФ емисију, даје веродостојно објашњење. Указано је на могућу директну меру кохерентности.

Ово је преглед садржаја претплате, приступ путем ваше институције.


Гиант Спаце Масерс

Гигантски свемирски ласери основни су део научне фантастике откад је екипа са специјалним ефектима смислила како да натера ужарену линију да дигне у ваздух Алдераан. Али док још увек немамо орбиталне јонске топове (за које знамо), астрономска истина је, као и обично, далеко занимљивија. Овај чланак извештава о потрази за новим екстрагалактичким масерима за воду помоћу телескопа Греен Банк и извештава о открићу четири извора у 37 претражених објеката.

Стимулисана емисија, процес покретања који појачава светлост у ласеру или масеру. (Заслуга: Википедиа)

Основни принцип ласера ​​је једноставан: неки материјал, назван добити материјал, се енергично пумпа да изазове а инверзија становништва где је већина електрона у побуђеном стању, односно супротна или & # 8220инверзна & # 8221 уобичајене ситуације када је већина у основном стању. Једном када је популација довољно обрнута, ласер се активира убризгавањем фотона на прелазној таласној дужини између побуђеног и основног стања. Одавде процес стимулисана емисија преузима, као што је укратко приказано лево, присуство фотона на прелазној таласној дужини чини много већу вероватноћу да ће електрон проћи тај прелаз и емитовати други фотон. У популацији инвертованог добитка, ово узрокује ланчану реакцију, јер се сви електрони покрећу да падну са узбуђених на земљу, емитујући синхронизовани рафал монохроматског зрачења. Ово је основни принцип иза којег се ругају мачке неухватљивим црвеним тачкама.

Испоставило се да се овај феномен појаве појаве може догодити и у астрономском окружењу. Огромни облаци молекула у свемиру, посебно хидроксил (ОХ) и вода, дају материјал за добит. Они се могу радијационо или колизијски упумпати у инверзију популације, често емитованом светлошћу или младих звезда или активних галактичких језгара (АГН), а затим активирати ласером. Будући да ови облаци производе микроталасну, а не оптичку емисију, они јесу масери него ласери. Астрофизички мазери могу се кретати у величини и снази, од џепова гаса у нашем сопственом Млечном путу до гигамасер галаксије ТКСС 2226-184, чије централно језгро подржава популацију мазера напумпаних 6100 сунаца и # 8217 изотропног зрачења (зрачење Масера је вероватно усредсређен у конус, али нисмо сигурни за колико, па цитирамо његову осветљеност у смислу колико би светла била да зрачи подједнако у свим правцима). Извангалактички извори су названи колико су светлији од стандардних мазера на Млечном путу, термин & # 8220киломасер & # 8221 се генерално односи на онај са изотропном осветљеношћу & лт 10 Л и & # 8220мегамасер & # 8221 на онај са изотропном осветљеношћу & гт 10 Л.

Осим што звуче заиста импресивно, астрофизички мазери омогућавају и мноштво корисних мерења. Они нам могу рећи о присуству различитих молекуларних врста у иначе сложеним срединама и њихове уске ширине линија омогућавају прецизна мерења брзине. Будући да се неки од најмоћнијих екстрагалактичких мазера јављају у акреционим дисковима у центру галаксија, праћење њиховог орбиталног кретања омогућава процене и масе централних супермасивних црних рупа, паралаксом, растојања до галаксије (а самим тим и процене космолошких параметри) независно од било које друге стандардне свеће.

Спектар једног од 4 нова мегамера воде, ИРАС 17526 + 3253 (УГЦ 11035). Колизиони пумпани водени облаци у овој галаксији емитују велике количине микроталасног зрачења на 22 ГХз. Ова галаксија такође може бити домаћин ОХ масерима. Заслуге: Вагнер 2013.

Аутор овог рада користио је радио телескоп НРАО & # 8217с Греен Банк за претрагу 37 галаксија кандидата, одабраних да имају слична својства као познати масерски домаћини, за емисију на 22 ГХз, снажну микроталасну транзицију у молекулима воде. Циљ претраживања био је и лоцирање нових и занимљивих водних масера ​​и да се види колико се поклопило са већ познатим ОХ масерима # 8211, а најмање пет објеката је примећено да се масе у оба. Од 37 претражених објеката пронађена су 4 нова екстрагалактична мегамера воде. Занимљиво је да су се две од ових детекција налазиле у галаксијама за које се већ знало да су домаћин ОХ масерима, доводећи до укупног броја који су приказивали обе на 7 (могуће 8). С обзиром на потпуно одвојене механизме порекла за ОХ и мазере за воду, статистички аргументи сугеришу да би број откривања у обе врсте с обзиром на број претражених галаксија требао бити знатно мањи. Међутим, потребна је много већа величина узорка да би се случај дефинитивно изложио, с обзиром да је у овом тренутку за обе врсте претражено само 95 галаксија.


2. ЗАПАЖАЊА И СМАЊЕЊЕ ПОДАТАКА

Приметили смо кандидате за ОХ мазере откривене у претходним Паркесовим посматрањима пилот региона СПЛАСХ (између галактичких дужина од 334 ° и 344 ° и галактичких географских ширина од -2 ° до + 2 °) користећи АТЦА у октобру 2013. (конфигурација 6А). Широкопојасни бацкенд (Цомпацт Арраи Броадбанд Бацкенд) (ЦАББ) је коришћен за прикупљање података о спектралним линијама, користећи ЦФБ 1 М – 0.5к режим са 16 опсега „зума“, сваки са 2048 канала преко 1 МХз који дају размаке од 0,5 кХз, са сва четири поларизациона производа . Свака регија кандидата за масер посматрана је 30 минута са пет снимака у трајању од 6 минута. ЦАББ систем пружа два ИФ опсега од по 2 ГХз, који су за ова посматрања били центрирани на 2,1 ГХз. Даљи детаљи запажања биће објављени ускоро, тј. Каталог изворишта Масер ОХ у копненом стању из пилот регије СПЛАСХ (Х. Х. Киао ет ал. 2015, у припреми). Радио-фреквенцијске сметње (РФИ) током посматрања негативно су утицале на спектар од 1667 МХз за ИРАС 16333−4807 и због тога смо у мају 2015. године извршили додатна запажања о извору (конфигурација 1,5Ц). Поставка је била иста као и прва епоха. Користили смо ПКС 0823−500 као опсежни калибратор, ПКС 1934−638 као калибратор густине флукса и ПКС 1613−586 као фазни калибратор.

Подаци о спектралним линијама (опсези „зума“) су калибрисани и сликани са пакетом Мириад користећи стандардне поступке (Саулт & амп Киллеен 2004) да би се добили тачни положаји и спектри. Прљаве мапе су добијене са задатком обрнутим од Мириад-а без смањења тежине (робусна = − бесконачност). Величине снопа су 79 & # к00д7 50 (прва епоха) и 134 & # к00д7 58 (друга епоха) за 1612 МХз, 76 & # к00д7 47 (прва епоха) и 130 & # к00д7 56 (друга епоха) за 1667 МХз и 74 & # к00д7 45 (прва епоха) и 126 & # к00д7 54 (друга епоха) за 1720 МХз. Слике су накнадно деконструисане са задацима чишћења и обнављања. Корекција примарног одзива зрака такође је примењена на податке помоћу задатке линмос. Имфит задатка коришћен је за уклапање интегрисане мапе интензитета сваког мазеровог места са Гауссовим. Ово је обезбедило и положај и релативну позициону несигурност масер-тачака (која је мања од апсолутне позиционе несигурности). Апсолутна положајна несигурност може бити и до 10% величине снопа за слабе масере. Спајали смо преко три канала како бисмо изравнали линијске податке за коначну спектралну резолуцију од

0,27 км с −1. Просторна кутија која садржи емисију масера ​​изабрана је за добијање спектралних података приказаних на слици 2. Користимо софтвер за једноструку плочу (класа) Цонтинуум анд Лине Аналисис, који је део софтверског пакета Гилдас, како би одговарао спектру сваког масера. уочите и добијете његову максималну густину флукса, вршну брзину, ширину линије и интегрисану густину флукса са Гауссовим.

У случају података широког опсега (континуума) од 1,1–3,1 ГХз, користили смо и пакет Мириад за смањење података. Прљаве мапе података о континууму добијене су са инвертом задатка, применом синтезе фреквенције и робусног параметра од 0,5. Величине греда у две епохе биле су 73 & # к00д7 39 и 121 & # к00д7 46, респективно. Слике су накнадно деконструисане са задатком мфцлеан да изврше ЦЛЕАН алгоритам. Подаци о континууму на растојањима & лт3 кλ у ув-равни су одбачени у другој епохи да би се филтрирала продужена галактичка емисија.


Вилсон, В. Ј., и Барретт, А. Х., Наука, 161, 778 (1968).

Неугебауер, Г., и Леигхтон, Р. Б., Истраживање Цалтецх-овог инфрацрвеног неба (Калифорнијски институт за технологију, Пасадена, 1968).

Елиассон, Б., и Бартлетт, Ј. Ф., Астропхис. Ј. Летт., 155, Л79 (1969).

Давиес, Р. Д., Понсонби, Ј. Е. Б., Поинтон, Л., и Де Јагер, Г., Природа, 222, 933 (1969).

Турнер, Б. Е., теза, Унив. Калифорнија, Беркелеи (1968).

Балл, Ј. А. и Стаелин, Д. Х., Астропхис. Ј. Летт., 153, Л41 (1968).

Валлерстеин, Г., Пуб. Астрон. Соц. Пацифиц, 70, 479 (1958).

Раимонд, Е. и Елиассон, Б., Астропхис. Ј., 155, 817 (1969).


МЕГА-МАСЕРИ И ГАЛАКСИЈЕ

▪ Сажетак У Галаксији се микроталасно зрачење може појачати у међузвезданом медијуму у непосредној близини младих звезданих објеката, или око звездастих омотача око еволуираних звезда, што резултира космичком емисијом масера. Козмички мазери постоје зато што је, за разлику од земаљских услова, међузвездана густина гасова врло ниска, тако да ниво популације у молекулима обично није у топлотној равнотежи, а понекад и обрнут. У нуклеарним регионима спољних галаксија постоје врло моћни ОХ (λ18 цм) и Х.2О (λ1,35 цм) космички масери са линијском осветљеношћу ∼ 10 2 −10 4 Л, ≥ 10 6 пута светлије од типичних галактичких извора масера. То су „мегамасери“, пронађени у молекуларном гасу велике густине који се налази у парсецима активних галактичких језгара у случају Х2О мега-мазери, или унутар централних 100 пц нуклеарних звезданих звезданих подручја у случају ОХ мега-мазера. Х.2О мегамасери се најчешће налазе у галактичким језгрима са Сеиферт2 или ЛИНЕР спектралним карактеристикама, у спиралним и неким елиптичним галаксијама. ОХ мегамазери се налазе у ултра-светлећим ИР галаксијама (УЛИРГ) са најтоплијим ИР бојама, и што је најважније, примећује се да ОХ сјај расте са ИР осветљеношћу: ЛОХ ∝ П 1.2 ИР. Због изузетно високе површинске осветљености, Х.2Емисија мега-мазера може се мапирати у резолуцији испод милион лука помоћу Вери Лонг Баселине Интерферометри (ВЛБИ), пружајући моћан алат за испитивање просторне и кинематичке расподеле молекуларног гаса у удаљеним галактичким језгрима на скалама испод једног парсека. Одличан пример је активна галаксија, НГЦ 4258, у којој се пресликава Х.2Емисија мега-мазера пружила је први директни доказ у активном галактичком језгру о постојању танког кеплеријанског акрецијског диска са турбуленцијом, као и изузетно уверљиве доказе о постојању масивне црне рупе. НГЦ 4258 мега-масер такође је пружио геометријско одређивање удаљености изузетно високе прецизности. Х.2Такође је утврђено да емисија мега-мазера настаје услед удара гаса услед удара нуклеарних млазница или одлива на околне молекуларне облаке. Посматрања високе резолуције показала су да ОХ мегамасери потичу из молекуларног гасног медија у нуклеарним звезданим рафалним регионима од 100 пц. Предлаже се да такви екстремни региони звезданих звезда, са обимним гасом велике густине окупаним у врло високом пољу далеког ИР зрачења, погодују стварању веома великог броја извора ОХ мазера који заједно производе ОХ мегамасер емисија. У раном свемиру, галаксије или спајања могли су да прођу кроз врло светлећу фазу, покретану интензивним рафалама звезда и стварањем АГН-а, и могу имати изузетно велике ОХ и Х2О масер сјајима, који можда производе гига-масере. Са све већом осетљивошћу нових телескопа и пријемника, анкете и студије високе резолуције мегамасера ​​и гигамасера ​​биће веома важни трагачи и сонде високе резолуције активних галактичких језгара, прашина уграђена у звездане рафале у најранијим галаксијама и галаксијама спајања у епохи врло активног формирања звезда у з ∼ 2 и више. Одређивање удаљености гига-масера ​​на з ∼ 1–2 може пружити независну меру брзине ширења свемира.


Спектрална резолуција

ДиФКС омогућава прилично флексибилан избор жељеног броја "спектралних тачака" које се протежу на сваком појединачном каналу података. Било који број који се може рачунати као 2 н · 5 м може се одредити, подложно овим ограничењима:

  • Највише од 4096 поена по каналу, за рутинску ДиФКС обраду.
  • Укупно 132,096, сумирани по свим каналима и производима поларизације, ради компатибилности са АИПС-ом.
  • Минимална спектрална резолуција од 2 Хз.

Број спектралних тачака мора бити једнак за све канале података у било ком тренутку, иако је могуће више пролаза са различитим скуповима канала. Стварна добијена спектрална резолуција и статистичка независност спектралних тачака зависе од накнадног заглађивања и друге обраде.

ДиФКС такође подржава „спектрално зумирање“, одабир подскупа корелираних спектралних тачака из било ког или свих канала података. Само су изабране спектралне тачке укључене у излазни скуп података. Ова способност је од вредности углавном у студијама Масер, где се снимају подаци Канал може бити много шири од емисије масера ​​у две главне категорије посматрања: (1) Масерова астрометрија са калибраторима континуума у ​​зраку. Широкопојасно посматрање је потребно за максималну осетљивост калибратора, док зумирање омогућава високу спектралну резолуцију на фреквенцијама где масер појављује се емисија. (2) Вишеструки мазорски прелази. Када се широкопојасни канали података користе за покривање великог броја широко одвојених мазерових прелаза, спектрално зумирање омогућава одбацивање празних делова спектра високе резолуције.

Спектрално зумирање не функционише код мешовитог посматрања бочног опсега, то се може догодити за ХСА или глобална посматрања где неки телескопи захтевају горњи бочни опсег, а други доњи бочни опсег. Предлажући посматрања која ће користити спектрално зумирање, потребан број спектралних тачака пре зумирања треба навести у алату за подношење предлога. Тренутно се локација и ширина опсега "зумирања" морају директно саопштити ВЛБА операцијама пре корелације.


Успех астронома: Седам нових космичких мазера

Др Павеł Волак на радио-телескопу РТ-4 у Пивницама Кредит: Андрзеј Рома? Ски

Група астронома из Торуна у Пољској успешно је завршила истраживање авиона Млечног пута. Тражили су облаке гаса, где је било јаче ојачано молекулом ОХ. Видели су седам нових извора - сваки од њих приближава научнике процесу рађања масивних звезда. „То је као да слушам зујање комараца током гласног концерта“, запажања у позадини понавља проф. Анна Барткиевицз.

Успех групе астронома са седиштем у Торуњу описан је у престижном тексту Астрономија и астрофизика. Чланак „Потрага за линијом ОХ 6035 МХз у регијама са великом масом која ствара звезде“, припремио проф. Др. хабил. Маријан Шимчак, др. Павеł Волак, др. хабил. Анна Барткиевицз, НЦУ проф. Са Факултета за физику, астрономију и информатику и докторанди: Мицхаł Дурјасз и Миросłава Арамовицз са Универзитета у Вроцлаву, прихваћени су за објављивање у часопису.

Публикација је резултат вишемесечних посматрања зрачења које долази из равни Млечног пута, наиме из спиралних кракова наше галаксије, где се акумулира пуно материје, прашине и гасова. У таквим условима се рађају масивне звезде.

На почетку вреди напоменути да је формирање звезда велике масе сложен процес, који су научници мање препознали од формирања звезда соларног типа. Масивна звезда у раној фази еволуције не може се видети - научници немају алате одговарајуће резолуције. Дакле, астрономима су на располагању само радио телескопи.

Млада звезда, или само она у настајању, окружена је чахром материје, па једноставно можемо рећи да је то права хемијска „фабрика“. Можемо пронаћи огроман број молекула, укључујући метанол, најосновнији алкохол, на чија смо посматрања били усредсређени “, објашњава проф. Анна Барткиевицз.

У чахури прашине и гасова долази до емисије масера. Ово се може упоредити са диодним индикатором - ласером. Осим што се ласер појачава светлошћу, а масер микроталасима. А то је зрачење које астрономи могу да посматрају.

"Различите врсте честица одашиљу радио таласе на сопственим фреквенцијама и на тај начин их можемо препознати. На пример, честице метанола и водене паре осветљавају се на 6,7 ГХз односно 22 ГХз, што одговара таласним дужинама од 4,5 цм и 1,3 цм . Можемо рећи да видимо боје ", објашњава Мицхаł Дурјасз. "Поставили смо одговарајућу фреквенцију за дату материју и тада смо у стању да посматрамо једину која нас занима. У нашем последњем истраживању поставили смо фреквенцију на 6,031 ГХз и 6,035 ГХз."

Раније је метод претраживања метанола био другачији - скенирали сте Млечни пут 'центиметар по центиметар', а ако сте приметили откривање, тада су астрономи зауставили своја посматрања на том одређеном подручју на дуже време.

Проф. Анна Барткиевицз и др Павеł Волак Заслуге: Андрзеј Романски

Месеци посматрања

„Данас већ препознајемо подручја која формирају звезде, па се можемо усредсредити на тражење молекула који нас занима на правој фреквенцији“, објашњава проф. Барткиевицз.

Научници из Торуна провели су много месеци посматрајући ове просторе, тражећи чак и најмање метанолске мазере. Тада је идеја потекла од проф. Маријана Шимцака.

Сличне анализе неба рађене су широм света - постоји неколико тимова који су се тиме бавили, на пример у Јужној Африци, Великој Британији и Аустралији. Треба напоменути да је центар у Торуњу зарадио велику заслугу на овом подручју - на Институту за астрономију НЦУ у Пивницама откривено је много извора на северном небу који раније нису били откривени. Међутим, у последње време нико није предузео тако свеобухватан и детаљан преглед свих доступних извора.

"Користили смо наш 32-метарски радио телескоп рт4 за прикупљање података. Нови пријемник је коришћен за хватање таласа ове фреквенције. Вреди напоменути да је изграђен у Пивницама, у бившем Одељењу за радиоастрономију, где су наши инжењери градили то. Посебне заслуге треба приписати Еугениусз-у Паздерском, који га је дизајнирао “, каже др Волак. "Пријемници на нашим радио-телескопима делимично подсећају на оне који се користе у кућним радио-апаратима, главна разлика је у томе што ове кућне уређаје не хладимо на врло ниске температуре - чак на -265 ° Ц. Такав поступак дефинитивно побољшава њихову ефикасност."

Астрономи су започели састављањем листе свих доступних извора на северном небу. Потом су они који су могли да се посматрају путем радио-телескопа у Пивницама изабрани из базе података око хиљаду подручја. Укупно је детаљно проучено 445 предмета.

Мгр Мицхаł Дурјасз провео је неколико месеци посматрајући мазере из молекула ОХ. Цредит: Андрзеј Романски

„То је био заиста напоран, систематичан, често понављајући посао, који је одузимао пуно времена и захтевао стрпљење“, каже Дурјасз. „Не само да је било потребно време, већ и прави услови.

Месеци посматрања 445 подручја стварања звезда били су успешни - астрономи су открили да њих 37 показује емисије, што значи да су тамо пронашли молекул ОХ.

„Показало се да је седам извора потпуно нових - нико их раније није видео и регистровао“, каже Барткиевицз. "Свеукупно, успех у откривању био нам је 6,9%. Можда се чини врло мало, јер би неки такав ефекат могао обесхрабрити. Наш рад са радио-телескопом можемо упоредити са слушањем комараца који зује током гласног концерта."

Даље истраживање младих масивних звезда, посебно новооткривених, очекује астрономе Торуна. Такође планирају да направе прецизне мапе подручја на којима се формирају звезде. Планиране активности и већ прикупљени подаци биће важни за боље разумевање физичких услова ових објеката и пружиће пуно информација о њиховим магнетним пољима.

"За неко време масивне звезде постаће супернове, црне рупе, језгра следеће генерације звезда или масивни елементи који дају живот какав познајемо. А ми још увек не знамо како се таква звезда рађа, не знамо знају његово порекло. Наравно, постоји пуно теорија, али је тешко испитати их, због чега користимо све алате који су нам доступни, а до сада су се радио телескопи показали вредни ", објашњава др Волак .


Опције приступа

Остварите пуни приступ часопису током 1 године

Све цене су НЕТО цене.
ПДВ ће бити додан касније приликом плаћања.
Обрачун пореза биће завршен током плаћања.

Остварите временски ограничени или пуни приступ чланцима на РеадЦубе.

Све цене су НЕТО цене.


Како мазери раде у поређењу са ласером?

Масерови зраче фотони ниже фреквенције и дуже таласне дужине у поређењу са ласерским.

Објашњење:

Ево како раде ласери и масери:

Електрони апсорбују електричну струју или електромагнетни талас и постају узбуђен, што значи да из стања ниске енергије прелазе у стање више енергије. Затим, када се врате у ниже енергетско стање, енергија коју морају да ослободе да би то учинили ослобађа се у облику фотона. Фотони који се одају од електрона на овај начин су исте таласне дужине и фокусирани су у истом правцу.

Разлика између ласера ​​и масера ​​је у томе што фотон из ласера ​​долази у облику видљива светлост , док фотон са масера ​​долази у облику микроталасна . Промене у фреквенцији и таласној дужини потичу од врсте електромагнетног таласа који се апсорбује и / или својстава материјала који емитује фотоне.


Погледајте видео: Linda Rocco Interview 2021: Milli Vanilli u0026 Masterboy (Децембар 2022).