Dĺžky svetelných vĺn. Stupnica elektromagnetických vĺn. Optický rozsah, viditeľné svetlo Dĺžka viditeľného svetla

Rozsah viditeľného svetla je najužší v celom spektre. Vlnová dĺžka sa v ňom mení menej ako dvakrát. Viditeľné svetlo predstavuje maximum žiarenia v spektre Slnka. Naše oči sa v priebehu evolúcie prispôsobili jeho svetlu a sú schopné vnímať žiarenie len v tejto úzkej časti spektra. Takmer všetky astronomické pozorovania až do polovice 20. storočia sa uskutočňovali vo viditeľnom svetle. Hlavným zdrojom viditeľného svetla vo vesmíre sú hviezdy, ktorých povrch sa zahrieva na niekoľko tisíc stupňov a preto vyžaruje svetlo. Na Zemi sa používajú aj netepelné zdroje svetla, ako sú žiarivky a polovodičové svetelné diódy.

Na zber svetla zo slabých kozmických zdrojov sa používajú zrkadlá a šošovky. Prijímače viditeľného svetla sú sietnica, fotografický film, polovodičové kryštály (CCD polia) používané v digitálnych fotoaparátoch, fotobunkách a fotonásobičoch. Princíp činnosti prijímačov je založený na skutočnosti, že energia kvanta viditeľného svetla je dostatočná na vyvolanie chemickej reakcie v špeciálne vybranej látke alebo na vyradenie voľného elektrónu z látky. Potom je množstvo prijatého svetla určené koncentráciou reakčných produktov alebo veľkosťou uvoľneného náboja.

Zdroje

Jedna z najjasnejších komét konca 20. storočia. Bola objavená v roku 1995, keď bola ešte za obežnou dráhou Jupitera. Ide o rekordnú vzdialenosť na zistenie novej kométy. 1. apríla 1997 prešiel perihéliom a na konci mája dosiahol maximálnu jasnosť - asi nulovú magnitúdu. Celkovo zostala kométa viditeľná voľným okom 18,5 mesiaca – dvojnásobok predchádzajúceho rekordu veľkej kométy z roku 1811. Na obrázku sú dva chvosty kométy – prachový a plynný. Tlak slnečného žiarenia ich smeruje preč od Slnka.

Druhá najväčšia planéta slnečnej sústavy. Patrí do triedy plynových gigantov. Snímku urobila medziplanetárna stanica Cassini, ktorá od roku 2004 vykonáva výskum v sústave Saturn. Koncom 20. storočia boli prstencové systémy nájdené na všetkých obrích planétach – od Jupitera po Neptún, no len v Saturne sú ľahko dostupné aj malým amatérskym ďalekohľadom.

Oblasti nízkej teploty na viditeľnom povrchu Slnka. Ich teplota je 4300-4800 Komu- asi o jeden a pol tisíc stupňov nižšie ako na zvyšku povrchu Slnka. Z tohto dôvodu je ich jas 2–4 krát nižší, čo naopak vytvára dojem čiernych škvŕn. Slnečné škvrny vznikajú, keď magnetické pole spomaľuje konvekciu a tým aj odvod tepla v horných vrstvách hmoty Slnka. Žijú od niekoľkých hodín do niekoľkých mesiacov. Počet škvŕn slúži ako indikátor slnečnej aktivity. Niekoľkodňovým pozorovaním škvŕn je ľahké spozorovať rotáciu Slnka. Snímka bola urobená amatérskym ďalekohľadom.

Pozor! V žiadnom prípade by ste sa nemali pozerať na Slnko cez ďalekohľad alebo iné optické zariadenie bez špeciálnych ochranných filtrov. Pri použití filtrov by mali byť bezpečne pripevnené pred objektívom a nie na okulári prístroja, kde by sa filter mohol poškodiť prehriatím. V každom prípade je bezpečnejšie pozorovať premietanie obrazu Slnka na list papiera za okulárom ďalekohľadu.

Obsahuje asi 3 tisíc hviezd, z ktorých sedem je viditeľných voľným okom. Zhluk má priemer 13 svetelných rokov a nachádza sa 400 svetelných rokov od Zeme. Otvorené hviezdokopy vznikajú pri stláčaní oblakov kozmického plynu a prachu pôsobením vlastnej gravitácie (priťahovania niektorých častí oblaku k iným). Počas stláčania sa oblak rozpadá na kúsky, z ktorých vznikajú jednotlivé hviezdy. Tieto hviezdy sú spolu slabo spojené gravitáciou a časom sa takéto hviezdokopy rozplynú.

Špirálová galaxia, na ktorej disk pozorujeme plochý, známa aj ako Vír. Nachádza sa vo vzdialenosti asi 37 miliónov svetelných rokov. Jeho priemer je asi 100 tisíc svetelných rokov. Na konci jedného zo špirálových ramien je spoločná galaxia.

Označenie M51 označuje celú dvojicu ako celok. Samostatne, hlavná galaxia a jej spoločník sú označené NGC 5194 a 5195. Gravitačná interakcia so spoločníkom kondenzuje plyn v častiach špirál blízko nej, čo urýchľuje tvorbu hviezd. Interakcia je typickým javom vo svete galaxií. Galaxia je viditeľná cez malý amatérsky ďalekohľad.

Prijímače

Vizuálne pozorovania sa už v profesionálnej astronómii nepoužívajú. Asi pred 20 rokmi ich úplne vytlačila digitálna fotografia, fotometria, spektrometria a počítačové spracovanie dát.

Romantika vizuálnych pozorovaní však stále inšpiruje milovníkov astronómie. Voľnému oku sú dostupné Slnko, Mesiac, päť planét, asi 6-tisíc hviezd a štyri galaxie – Mliečna dráha, hmlovina Andromeda, Veľký a Malý Magellanov mrak. Občas sa objavia okom viditeľné kométy a asteroidy.

Takmer každú noc možno pozorovať vesmírne zrnká piesku - meteory horiace v atmosfére, ako aj umelé družice Zeme, ktoré sa pomaly plazia po oblohe. Vo vysokých zemepisných šírkach sú pozorované polárne žiary, v nízkych zemepisných šírkach je za priaznivých podmienok viditeľné prízračné svetlo zverokruhu - kozmický prach osvetlený Slnkom. A celá táto rozmanitosť je pozorovaná v extrémne úzkom spektrálnom rozsahu, ktorý je takmer tisíckrát užší ako infračervený rozsah.

Ďalekohľadom môžete vidieť niekoľkonásobne viac hviezd a mnoho hmlových objektov. Amatérsky ďalekohľad má prístup k tisíckrát viac hviezdam, detailom na povrchu planét, ich satelitom, ako aj stovkám hmlovín a galaxií. Ale zároveň je zorné pole ďalekohľadu oveľa menšie a pre úspešné pozorovanie musí byť bezpečne upevnené, a čo je ešte lepšie, pomaly sa otáčať po rotácii oblohy.

V dnešnom svete sa amatérska astronómia stala vzrušujúcim a prestížnym koníčkom. Množstvo spoločností, ako napríklad Meade a Celestron, vyrába teleskopy špeciálne pre fanúšikov. Najjednoduchšie nástroje s priemerom šošovky 50–70 mm stojí 200-500 dolárov, najväčší s priemerom 350-400 mm náklady sú porovnateľné s prestížnym autom a vyžadujú trvalú inštaláciu na betónový základ pod kupolou. V šikovných rukách môžu takéto nástroje prispieť k veľkej vede.

Najpopulárnejšie amatérske teleskopy na svete majú priemer asi 200 mm a postavený podľa optického dizajnu, ktorý vynašiel sovietsky optik Maksutov. Majú krátku trubicu, ktorá je zvyčajne namontovaná na vidlicovom držiaku a vybavená počítačom na automatické zameranie rôznych objektov podľa ich nebeských súradníc. Takýto nástroj je zobrazený na plagáte.

V roku 1975 bol v ZSSR postavený 6-metrový ďalekohľad BTA. Aby sa hlavné zrkadlo ďalekohľadu nedeformovalo, vyrobili ho asi meter hrubé. Zdalo sa, že už nebolo možné zväčšiť veľkosť zrkadiel. Našlo sa však riešenie. Zrkadlá sa začali vyrábať pomerne tenké (15–25 cm) a vyložiť na súpravu podpier, ktorých polohu riadi počítač. Schopnosť ohýbať zrkadlá, flexibilne upravovať ich tvar, umožnila postaviť ďalekohľady s priemerom až 8 metrov.

Ale astronómovia tam neskončili. Na najväčších prístrojoch sú zrkadlá rozdelené na segmenty, ktoré kombinujú polohu častí s presnosťou na stotiny mikrónu. Takto sú usporiadané najväčšie 10-metrové Keckove teleskopy na svete. Ďalším krokom bude americký Magellanov ďalekohľad, ktorý bude mať 7 zrkadiel, každé s priemerom 8 metrov. Spolu budú fungovať ako 24-metrový ďalekohľad. A v Európskej únii sa začalo pracovať na ešte ambicióznejšom projekte – ďalekohľade s priemerom 42 metrov.

Hlavnou prekážkou pri realizácii schopností takýchto prístrojov je zemská atmosféra, ktorej turbulencie skresľujú obraz. Aby sa kompenzovalo rušenie, špeciálne zariadenie neustále monitoruje stav atmosféry a na cestách ohýba zrkadlo ďalekohľadu tak, aby kompenzovalo skreslenie. Táto technológia sa nazýva adaptívna optika.

Ďalekohľad má dve úlohy: zhromaždiť čo najviac svetla zo slabého zdroja a rozlíšiť čo najmenšie detaily. Schopnosť ďalekohľadu zhromažďovať svetlo je určená plochou primárneho zrkadla a rozlišovacia schopnosť je určená jeho priemerom. Preto sa astronómovia snažia postaviť čo najväčšie teleskopy.

Pre malé teleskopy možno ako objektív použiť zbiehavú šošovku (refraktorový ďalekohľad), ale častejšie sa používa konkávne parabolické zrkadlo (odrazový ďalekohľad). Hlavnou funkciou šošovky je vybudovať obraz pozorovaných zdrojov v ohniskovej rovine ďalekohľadu, kde je umiestnená kamera alebo iné vybavenie. V amatérskych ďalekohľadoch na vizuálne pozorovanie sa za ohniskovou rovinou umiestňuje okulár, ktorý je v skutočnosti silnou lupou, cez ktorú sa pozerá na obraz vytvorený šošovkou.

Ohnisková rovina reflektora je však pred zrkadlom, čo nie je vždy vhodné na pozorovanie. Na vyvedenie lúča svetla z tubusu ďalekohľadu sa používajú rôzne techniky. V Newtonovom systéme sa na to používa diagonálne zrkadlo. V zložitejšom Cassegrainovom systéme (na plagáte) je oproti hlavnému zrkadlu umiestnené sekundárne konvexné zrkadlo vo forme rotačného hyperboloidu. Odráža lúč späť, kde vychádza cez otvor v strede primárneho zrkadla. V systéme Maksutov je tenká konvexno-konkávna šošovka umiestnená na prednom konci tubusu ďalekohľadu. Nielenže chráni zrkadlá ďalekohľadu pred poškodením, ale tiež umožňuje urobiť primárne zrkadlo sférické a nie parabolické, čo je oveľa lacnejšie na výrobu.

Najväčší obežný optický ďalekohľad. Priemer jeho hlavného zrkadla je 2,4 metra. Vypustený na obežnú dráhu v roku 1991. Môže vykonávať pozorovania vo viditeľnom, blízkom infračervenom a blízkom ultrafialovom pásme. Jediný vesmírny teleskop navštevovaný astronautmi na opravy a údržbu.

Astronómia vďačí za desiatky objavov Hubblovmu teleskopu. Okrem iného umožnil vidieť, ako vyzerali galaxie v čase ich zrodu asi pred 13 miliardami rokov. Vesmírny teleskop novej generácie, James Webb Space Telescope (JWST), s priemerom 6,5 metra, sa v súčasnosti buduje ako náhrada za Hubblov teleskop, ktorého vypustenie do vesmíru je naplánované na rok 2013. Pravda, nebude fungovať vo viditeľnom rozsahu, ale v blízkom a strednom infračervenom.

prieskumy oblohy

Tu je opäť jasne viditeľná rovina našej Galaxie - Mliečna dráha. Jeho žiaru tvorí svetlo stoviek miliárd hviezd a hmlovín. Dobre sú viditeľné aj tmavé vlákna prachových oblakov, ktoré od nás zakrývajú časť svetla hviezd v galaktickej rovine.

Hmlisté útvary v dolnej polovici recenzie sú Veľké a Malé Magellanove oblaky, satelity našej Galaxie. Jasné hviezdy, ktoré sa nám zdajú hlavné objekty na oblohe, sú na takejto malej mape takmer neviditeľné.

Obloha vo vodíkovej línii H-alfa, 656 nm

Spektrálna čiara H-alfa zodpovedá prechodu elektrónu v atóme vodíka z tretej energetickej hladiny na druhú.

Ide o prvý rad takzvanej série Balmer, ktorá pozostáva výlučne z prechodov z rôznych vyšších úrovní do druhej. Existujú podobné série prechodov do prvej úrovne (séria Lyman), do tretej úrovne (séria Paschen) a do ďalších úrovní. Charakteristickým rysom série Balmer je, že sa nachádza takmer úplne vo viditeľnom rozsahu, čo výrazne uľahčuje pozorovanie. Najmä čiara H-alfa spadá do červenej časti spektra.

Žiarenie v tejto línii vzniká v riedkych kozmických oblakoch atómového vodíka. Atómy v nich sú excitované ultrafialovým žiarením z horúcich hviezd a potom vydávajú energiu a pohybujú sa na nižšie úrovne. Izoláciou línie H-alfa pomocou filtrov je možné cielene sledovať distribúciu neutrálneho vodíka.

Prieskum oblohy v línii H-alfa ukazuje distribúciu plynu v našej galaxii. Zobrazuje veľké bubliny plynu okolo oblastí aktívnej tvorby hviezd.

Aplikácia Zeme

Pri prezeraní predmetov na vzdialenosť jasného videnia (25 cm) človek dokáže rozlíšiť detaily okolo 0,1 mm(uhlové rozlíšenie oka je asi jedna oblúková minúta 1 "= 2,3 × 10 -4 rad). Ak chcete vidieť jemnejšie detaily, musíte sa pozerať z menšej vzdialenosti, ale na vzdialenosť menšiu ako 10 cm pre oko sa to veľmi ťažko prispôsobuje.

Dá sa to dosiahnuť použitím lupy, ktorej optická mohutnosť sa pripočítava k optickej mohutnosti šošovky. Ale aj v tomto prípade je limit zväčšenia približne 25x, pretože veľkosť takejto silnej lupy je veľmi malá a musí byť umiestnená blízko vzorky. V skutočnosti sa takáto lupa stáva objektívom mikroskopu. Pozerať sa doň okom je veľmi nepohodlné, ale dá sa aj inak.

Opatrným nastavením vzdialenosti od objektívu k objektu môžete získať jeho zväčšený obraz v určitej vzdialenosti za objektívom. Umiestnením ďalšej lupy za ňu a skúmaním obrazu zostrojeného šošovkou cez ňu možno dosiahnuť stonásobné a dokonca viac ako tisícnásobné zväčšenie.

Zväčšenie výrazne viac ako 1000-násobné však nemá praktický význam, pretože vlnová povaha svetla nám neumožňuje uvažovať o detailoch menších ako vlnová dĺžka (400–700 nm). Pri 2000-násobnom zväčšení sú viditeľné také detaily ako milimetrové dieliky na pravítku, ktoré držíte v rukách.

Ďalšie zvyšovanie zväčšenia vám neodhalí nové detaily. Na zobrazenie detailov s väčším rozlíšením sú potrebné röntgenové lúče s kratšou vlnovou dĺžkou alebo vo všeobecnosti prúdy elektrónov, ktoré (podľa kvantovej mechaniky) majú kratšiu vlnovú dĺžku. Môžete použiť aj mechanickú sondu s veľmi presným zameriavacím systémom – takzvaný rastrovací mikroskop.

Viditeľné svetlo je energia tej časti spektra elektromagnetického žiarenia, ktorú sme schopní očami vnímať, teda vidieť. Je to také jednoduché.

Vlnová dĺžka viditeľného svetla

A teraz je to ťažšie. Vlnové dĺžky svetla vo viditeľnej oblasti spektra ležia v rozsahu od 380 do 780 nm. Čo to znamená? To znamená, že tieto vlny sú veľmi krátke a vysokofrekvenčné a „nm“ je nanometer. Jeden takýto nanometer sa rovná 10 -9 metrom. A ak v ľudskej reči, tak toto je jedna miliardtina metra. To znamená, že meter je desať decimetrov, sto centimetrov, tisíc milimetrov alebo ... Pozor! Jedna miliarda nanometrov.

Ako vidíme farby v spektre viditeľného svetla?

Naše oči dokážu nielen vnímať tieto drobné vlny, ale dokážu aj rozlíšiť ich vlnové dĺžky v rámci spektra. Takto vidíme farbu ako súčasť viditeľného spektra svetla. Červené svetlo, jedna z troch základných farieb svetla, má vlnovú dĺžku približne 650 nm. Zelená (druhá primárna) - približne 510 nm. A nakoniec, tretí - modrý - 475 nm (alebo tak). Viditeľné svetlo zo Slnka je akýmsi kokteilom, v ktorom sa miešajú tieto tri farby.

Prečo je nebo modré a tráva zelená?

V skutočnosti sú to dve otázky, nie jedna. A tak dáme dve rôzne, no súvisiace odpovede. Jasnú oblohu vidíme na poludnie modrú, pretože krátke vlnové dĺžky svetla sa pri zrážke s molekulami plynu v atmosfére rozptyľujú efektívnejšie ako dlhé vlnové dĺžky. Modrosť, ktorú vidíme na oblohe, je teda modré svetlo rozptýlené a opakovane odrážané molekulami atmosféry.

Ale pri východe a západe slnka môže obloha získať červenkastú farbu. Áno, stáva sa, verte mi. Je to preto, že keď je Slnko blízko horizontu, svetlo musí prejsť dlhšiu vzdialenosť cez oveľa hustejšiu (a dosť prašnú) atmosféru, aby sa k nám dostalo, ako keď je Slnko za zenitom. Všetky krátke vlny sú absorbované a musíme sa uspokojiť s dlhými, ktoré sú zodpovedné za červenú časť spektra.

Ale s trávou sú veci trochu iné. Vyzerá zeleno, pretože absorbuje všetky vlnové dĺžky okrem zelenej. Nemá rada zelenú, vidíte, tak nám ich odráža späť do očí. Z rovnakého dôvodu má každý predmet svoju farbu – vidíme tú časť svetelného spektra, ktorú nedokázal pohltiť. Čierne predmety vyzerajú čierne, pretože pohlcujú všetky vlnové dĺžky, pričom neodrážajú takmer nič, zatiaľ čo biele predmety, naopak, odrážajú celé viditeľné spektrum svetla. To tiež vysvetľuje, prečo sa čierna na slnku zahrieva oveľa viac ako biela.

Obloha je modrá, tráva zelená, pes je najlepší priateľ človeka

A čo je tam - za viditeľnou oblasťou spektra?

Keď sa vlny skracujú, farba sa mení z červenej na modrú až fialovú a nakoniec viditeľné svetlo zmizne. Samotné svetlo ale nezmizlo – ale presunulo sa do oblasti spektra, ktorá sa nazýva ultrafialové. Túto časť svetelného spektra už síce nevnímame, no práve vďaka nej v tme svietia žiarivky, niektoré typy LED diód, ale aj všelijaké cool veci, ktoré svietia v tme. Nasleduje röntgenové a gama žiarenie, s ktorým je lepšie sa vôbec nezaoberať.

Na druhom konci spektra viditeľného svetla, kde končí červená, začína infračervené žiarenie, ktoré je viac teplom ako svetlom. Mohlo by vás to dobre usmažiť. Potom prichádza mikrovlnné žiarenie (veľmi nebezpečné pre vajíčka) a ešte ďalej - to, čo sme kedysi nazývali rádiové vlny. Ich dĺžky sa už merajú v centimetroch, metroch a dokonca aj kilometroch.

A čo to všetko má spoločné s osvetlením?

Veľmi trefné! Keďže sme sa veľa naučili o spektre viditeľného svetla a o tom, ako ho vnímame, výrobcovia osvetľovacích zariadení neustále pracujú na zlepšovaní kvality, aby uspokojili naše neustále rastúce potreby. Takto sa objavili „celospektrálne“ lampy, ktorých svetlo je takmer na nerozoznanie od prirodzeného. Svetlá oceľová farba, aby ste mali reálne čísla na porovnanie a marketingové triky. Pre rôzne potreby sa začali vyrábať špeciálne lampy: napríklad lampy na pestovanie izbových rastlín, ktoré poskytujú viac ultrafialového žiarenia a svetla z červenej oblasti spektra pre lepší rast a kvitnutie, alebo „tepelné lampy“ rôznych typov, ktoré sa udomácnili v domácnostiach. ohrievače, hriankovače a grily v "Shawarma z Ashot".

Ľudské oko rozlišuje farby vďaka tomu, že majú rôzne vlnové dĺžky (frekvencie). Vlnová dĺžka sa meria v nanometroch (nm/nm).

Citlivosť ľudského oka na žiarenie (svetlo) závisí od vlnovej dĺžky. , pričom maximálna citlivosť klesá na 555 nm, v zelenej časti spektra. Keďže citlivosť klesá na nulu postupne so vzdialenosťou od maximálneho bodu, nie je možné určiť presné hranice spektrálneho rozsahu viditeľného žiarenia. Zvyčajne sa za krátkovlnnú hranicu považuje úsek 380-400 nm (790-750 THz) a za hranicu dlhých vĺn 760-780 nm (395-385 THz). Elektromagnetické žiarenie s takýmito vlnovými dĺžkami sa nazýva aj viditeľné svetlo, alebo jednoducho svetlo (v užšom zmysle slova).

Často sa spolu s farbou vyžarovanou LED diódami uvádza vlnová dĺžka v nm alebo nm. Napríklad „LED modrá, 440 nm“. Vlnová dĺžka vám umožňuje presne vybrať LED produkty rovnakej farby (ak je, samozrejme, vôbec indikovaná a indikovaná správne).

Ľudské oko vníma elektromagnetické žiarenie s vlnovou dĺžkou 380 až 760 nm. Nazýva sa viditeľné svetlo alebo jednoducho svetlo (v užšom zmysle slova) Vlnové dĺžky svetla viditeľného alebo vnímaného človekom ležia v rozmedzí 380 - 760 nm.

Viditeľné a neviditeľné (ultrafialové a infračervené) časti spektra

Elektromagnetické spektrum je podmienene rozdelené do rozsahov. V dôsledku ich zváženia potrebujete vedieť nasledovné.

• Názov rozsahov elektromagnetických vĺn.
• Poradie, v ktorom nasledujú.
• Hranice rozsahu vo vlnových dĺžkach alebo frekvenciách.
• Čo spôsobuje absorpciu alebo emisiu vĺn jedného alebo druhého rozsahu.
• Použitie každého typu elektromagnetických vĺn.
• Zdroje žiarenia rôznych elektromagnetických vĺn (prírodných a umelých).
• Nebezpečenstvo všetkých druhov vĺn.
• Príklady objektov, ktoré majú rozmery porovnateľné s vlnovou dĺžkou zodpovedajúceho rozsahu.
• Koncept žiarenia čierneho telesa.
• Okná slnečného žiarenia a atmosférickej priehľadnosti.

Rozsahy elektromagnetických vĺn

mikrovlnný rozsah

Mikrovlnné žiarenie sa používa na ohrev jedál v mikrovlnných rúrach, mobilnej komunikácii, radaroch (radar), do 300 GHz ľahko prechádza atmosférou, preto je vhodné pre satelitnú komunikáciu. V tomto rozsahu pracujú rádiometre na diaľkový prieskum a určovanie teploty rôznych vrstiev atmosféry, ako aj rádioteleskopy. Tento rozsah je jedným z kľúčových pre EPR spektroskopiu a rotačné spektrá molekúl. Dlhodobé vystavenie očiam spôsobuje šedý zákal. Mobilné telefóny majú negatívny vplyv na mozog.

Charakteristickým znakom mikrovlnných vĺn je, že ich vlnová dĺžka je porovnateľná s veľkosťou prístroja. Preto sú v tomto rozsahu zariadenia navrhnuté na základe distribuovaných prvkov. Na prenos energie sa používajú vlnovody a pásové vedenia a ako rezonančné prvky dutinové rezonátory alebo rezonančné vedenia. Umelo vytvorené zdroje MW vĺn sú klystróny, magnetróny, elektrónky s postupnou vlnou (TWT), Gunnove diódy a diódy lavínového prechodu (ATD). Okrem toho existujú masery, analógy laserov v rozsahu dlhých vlnových dĺžok.

Mikrovlnné vlny vyžarujú hviezdy.

V mikrovlnnej oblasti sa nachádza takzvané kozmické mikrovlnné žiarenie pozadia (reliktné žiarenie), ktoré svojimi spektrálnymi charakteristikami plne zodpovedá žiareniu čierneho telesa s teplotou 2,72K. Maximum jeho intenzity dopadá na frekvenciu 160 GHz (1,9 mm) (pozri obrázok nižšie). Prítomnosť tohto žiarenia a jeho parametre sú jedným z argumentov v prospech teórie veľkého tresku, ktorá je v súčasnosti základom modernej kozmológie. Tá posledná podľa týchto meraní a pozorovaní najmä nastala pred 13,6 miliardami rokov.

Nad 300 GHz (kratšie ako 1 mm) sú elektromagnetické vlny veľmi silne absorbované zemskou atmosférou. Atmosféra začína byť priehľadná v IR a viditeľnom rozsahu.

Z laserov a zdrojov s ich aplikáciou, vyžarujúcich vo viditeľnej oblasti, možno spomenúť: prvý vypustený laser, - rubínový, s vlnovou dĺžkou 694,3 nm, diódové lasery napríklad na báze GaInP a AlGaInP pre červenú. rozsah a na základe GaN pre modrý rozsah, titánovo-zafírový laser, He-Ne laser, argónové a kryptónové iónové lasery, medené parné lasery, farbivové lasery, lasery so zdvojnásobením frekvencie alebo frekvenčnou sumáciou v nelineárnych médiách, Ramanove lasery. (https://www.rp-photonics.com/visible_lasers.html?s=ak).

Dlho bol problém pri vytváraní kompaktných laserov v modro-zelenej časti spektra. Existovali plynové lasery, ako napríklad argónový iónový laser (od roku 1964), ktorý má dve hlavné generačné čiary v modrej a zelenej časti spektra (488 a 514 nm), alebo héliovo-kadmiový laser. Pre ich objemnosť a obmedzený počet generačných liniek však neboli vhodné pre mnohé aplikácie. Pre obrovské technologické ťažkosti nebolo možné vytvoriť polovodičové lasery so širokým pásmom. Nakoniec sa však vyvinuli účinné metódy na zdvojnásobenie a strojnásobenie frekvencie pevnolátkových laserov v IR a optickom rozsahu v nelineárnych kryštáloch, polovodičových laseroch založených na dvojitých zlúčeninách GaN a upkonverzných laseroch.

Svetelné zdroje v modro-zelenej oblasti umožňujú zvýšiť hustotu záznamu na CD-ROM, kvalitu reprografie, sú potrebné na vytváranie plnofarebných projektorov, na komunikáciu s ponorkami, na odstraňovanie reliéfu morského dna, napr. laserové chladenie jednotlivých atómov a iónov, na riadenie depozície z plynu (depozície z pár), v prietokovej cytometrii. (prevzaté z „Kompaktných modrozelených laserov“ od W. P. Riska a kol.).

Literatúra:

UV rozsah

Predpokladá sa, že ultrafialový rozsah zaberá oblasť od 10 do 380 nm. Hoci jeho hranice nie sú jasne definované, najmä v oblasti krátkych vĺn. Delí sa na podrozsahy a toto rozdelenie tiež nie je jednoznačné, keďže v rôznych zdrojoch je viazané na rôzne fyzikálne a biologické procesy.

Takže na webovej stránke "Health Physics Society" je ultrafialový rozsah definovaný v medziach 40 - 400 nm a je rozdelený do piatich podrozsahov: vákuové UV (40 - 190 nm), vzdialené UV (190 - 220 nm), UVC (220-290 nm), UVB (290-320 nm) a UVA (320-400 nm) (čierne svetlo). V anglickej verzii článku Wikipédie o ultrafialovom žiarení „Ultraviolet“ je ultrafialovému žiareniu priradený rozsah 40 - 400 nm, v tabuľke v texte je však rozdelený na niekoľko prekrývajúcich sa podrozsahov, počnúc od 10 nm. V ruskojazyčnej verzii Wikipédie "Ultrafialové žiarenie" od samého začiatku sú limity UV rozsahu nastavené v rozmedzí 10 - 400 nm. Okrem toho Wikipedia pre rozsahy UVC, UVB a UVA uvádza oblasti 100 - 280, 280 - 315, 315 - 400 nm.

Ultrafialové žiarenie, napriek jeho priaznivému účinku v malých množstvách na biologické objekty, je zároveň najnebezpečnejšie zo všetkých ostatných prírodných rozšírených žiarení iných rozsahov.

Hlavným prirodzeným zdrojom UV žiarenia je slnko. Nie všetko žiarenie sa však dostane na Zem, pretože je absorbované ozónovou vrstvou stratosféry a v oblasti kratšej ako 200 nm je veľmi silne absorbované vzdušným kyslíkom.

UVC je takmer úplne absorbované atmosférou a nedosiahne zemský povrch. Tento rad využívajú germicídne lampy. Nadmerná expozícia má za následok poškodenie rohovky a snehovú slepotu, ako aj ťažké popáleniny tváre.

UVB je najškodlivejšia časť UV žiarenia, pretože má dostatok energie na poškodenie DNA. Nie je úplne absorbovaný atmosférou (približne 2 % prejde). Toto žiarenie je nevyhnutné pre tvorbu (syntézu) vitamínu D, no škodlivé účinky môžu spôsobiť popáleniny, šedý zákal a rakovinu kože. Táto časť žiarenia je absorbovaná atmosférickým ozónom, ktorého pokles je dôvodom na obavy.

UVA takmer úplne zasahuje Zem (99%). Je zodpovedný za spálenie od slnka, no nadbytok vedie k popáleninám. Rovnako ako UVB je nevyhnutné pre syntézu vitamínu D. Nadmerná expozícia vedie k potlačeniu imunitného systému, stuhnutosti kože a vzniku šedého zákalu. Žiarenie v tomto rozsahu sa nazýva aj čierne svetlo. Hmyz a vtáky sú schopné vidieť toto svetlo.

Na obrázku nižšie je znázornená napríklad závislosť koncentrácie ozónu od výšky v severných zemepisných šírkach (žltá krivka) a úrovne blokovania slnečného ultrafialového žiarenia ozónom. UVC je úplne absorbované až do nadmorskej výšky 35 km. Zároveň sa UVA takmer úplne dostane na povrch Zeme, ale toto žiarenie nepredstavuje prakticky žiadne nebezpečenstvo. Ozón zachytí väčšinu UVB žiarenia, no niektoré sa dostanú aj na Zem. V prípade vyčerpania ozónovej vrstvy väčšina z nej ožiari povrch a povedie ku genetickému poškodeniu živých bytostí.

Stručný zoznam využitia elektromagnetických vĺn v UV oblasti.

• Vysokokvalitná fotolitografia na výrobu elektronických zariadení, ako sú mikroprocesory a pamäťové čipy.
• Pri výrobe prvkov z optických vlákien, najmä Braggových mriežok.
• Dezinfekcia od mikróbov produktov, vody, vzduchu, predmetov (UVC).
• Čierne svetlo (UVA) v súdnom lekárstve, pri skúmaní umeleckých diel, pri zisťovaní pravosti bankoviek (fenomén fluorescencie).
• Umelé opálenie.
• Laserové gravírovanie.
• Dermatológia.
• Zubné lekárstvo (fotopolymerizácia výplní).

Umelé zdroje ultrafialového žiarenia sú:

Nemonochromatické: Ortuťové výbojky rôznych tlakov a prevedení.

Monochromatické:

1. Laserové diódy, hlavne založené na GaN, (nízky výkon), generujúce v blízkom ultrafialovom rozsahu;
2. Excimerové lasery sú veľmi silné zdroje ultrafialového žiarenia. Vydávajú nanosekundové (pikosekundové a mikrosekundové) impulzy s priemerným výkonom v rozmedzí od niekoľkých wattov do stoviek wattov. Typické vlnové dĺžky ležia medzi 157 nm (F2) až 351 nm (XeF);
3. Niektoré pevnolátkové lasery dopované cérom, ako napríklad Ce3+:LiCAF alebo Ce3+:LiLuF4, ktoré sú pulzované nanosekundovými impulzmi;
4. Niektoré vláknové lasery, ako napríklad lasery dopované neodýmom;
5. Niektoré farbiace lasery sú schopné vyžarovať ultrafialové svetlo;
6. Iónový argónový laser, ktorý napriek tomu, že hlavné čiary ležia v optickom rozsahu, dokáže generovať súvislé žiarenie s vlnovými dĺžkami 334 a 351 nm, avšak s menším výkonom;
7. Dusíkový laser vyžarujúci pri vlnovej dĺžke 337 nm. Veľmi jednoduchý a lacný laser, pracuje v pulznom režime s nanosekundovým trvaním pulzu a so špičkovým výkonom niekoľkých megawattov;
8. Trojité frekvencie Nd:YAG lasera v nelineárnych kryštáloch;

Literatúra:

1. Wikipedia "Ultrafialové".

|
viditeľné svetlo, aplikácia viditeľného svetla
- elektromagnetické vlnenie vnímané ľudským okom. Citlivosť ľudského oka na elektromagnetické žiarenie závisí od vlnovej dĺžky (frekvencie) žiarenia, s maximálnou citlivosťou pri 555 nm (540 terahertz), v zelenej časti spektra. Keďže citlivosť klesá na nulu postupne so vzdialenosťou od maximálneho bodu, nie je možné určiť presné hranice spektrálneho rozsahu viditeľného žiarenia. Zvyčajne sa za krátkovlnnú hranicu považuje úsek 380-400 nm (750-790 THz) a za hranicu dlhých vĺn 760-780 nm (385-395 THz). Elektromagnetické žiarenie s takýmito vlnovými dĺžkami sa nazýva aj viditeľné svetlo, alebo jednoducho svetlo (v užšom zmysle slova).

Viditeľné žiarenie vstupuje aj do „optického okna“, oblasti spektra elektromagnetického žiarenia, ktoré zemská atmosféra prakticky nepohlcuje. Čistý vzduch rozptyľuje modré svetlo oveľa viac ako svetlo s dlhšími vlnovými dĺžkami (smerom k červenému koncu spektra), takže poludňajšia obloha vyzerá modro.

Mnohé druhy zvierat sú schopné vidieť žiarenie, ktoré nie je viditeľné pre ľudské oko, to znamená, že nie je zahrnuté vo viditeľnom rozsahu. Napríklad včely a mnoho iného hmyzu vidí svetlo v ultrafialovom pásme, čo im pomáha nájsť nektár na kvetoch. Rastliny opelené hmyzom sú v lepšej pozícii z hľadiska rozmnožovania, ak sú svetlé v ultrafialovom spektre. Vtáky sú tiež schopné vidieť ultrafialové svetlo (300-400 nm) a niektoré druhy majú dokonca na perách znaky, ktoré priťahujú partnera, viditeľné iba v ultrafialovom svetle.

• 1. História
• 2 Charakteristika hraníc viditeľného žiarenia
• 3 Viditeľné spektrum
• 4 Pozri tiež
• 5 Poznámky

Príbeh

Prvé vysvetlenia spektra viditeľného žiarenia podali Isaac Newton v knihe „Optika“ a Johann Goethe v diele „Teória farieb“, no ešte pred nimi Roger Bacon pozoroval optické spektrum v pohári vody. Až štyri storočia po tom Newton objavil rozptyl svetla v hranoloch.

Newton prvýkrát použil slovo spektrum (lat. spektrum - videnie, vzhľad) v tlači v roku 1671, keď opísal svoje optické experimenty. Urobil pozorovanie, že keď lúč svetla dopadá na povrch skleneného hranolu pod uhlom k povrchu, časť svetla sa odráža a časť prechádza cez sklo, pričom vytvára pásy rôznych farieb. Vedec naznačil, že svetlo pozostáva z prúdu častíc (teliesok) rôznych farieb a že častice rôznych farieb sa v priehľadnom médiu pohybujú rôznymi rýchlosťami. Podľa jeho predpokladu sa červené svetlo šírilo rýchlejšie ako fialové, a preto sa červený lúč na hranole nevychyľoval tak ako fialový. Z tohto dôvodu vzniklo viditeľné spektrum farieb.

Newton rozdelil svetlo na sedem farieb: červenú, oranžovú, žltú, zelenú, modrú, indigovú a fialovú. Číslo sedem si vybral z presvedčenia (odvodeného od starých gréckych sofistov), ​​že existuje spojenie medzi farbami, hudobnými notami, predmetmi v slnečnej sústave a dňami v týždni. Ľudské oko je pomerne citlivé na indigové frekvencie, takže niektorí ľudia ho nedokážu rozlíšiť od modrej alebo fialovej. Preto sa po Newtonovi často navrhovalo považovať indigo nie za nezávislú farbu, ale iba za odtieň fialovej alebo modrej (v západnej tradícii je však stále súčasťou spektra). Ruská tradícia indigo zodpovedá modrej farbe.

Goethe, na rozdiel od Newtona, veril, že spektrum vzniká, keď sú rôzne zložky svetla superponované. Pozorovaním širokých lúčov svetla zistil, že pri prechode hranolom sa na okrajoch lúča objavia červeno-žlté a modré okraje, medzi ktorými zostáva svetlo biele a spektrum sa objaví, ak sa tieto okraje priblížia dostatočne blízko k sebe. .

Vlnové dĺžky zodpovedajúce rôznym farbám viditeľného svetla boli prvýkrát predstavené 12. novembra 1801 v Baker Lecture Thomasom Youngom a boli získané prevodom parametrov Newtonových prstencov nameraných samotným Isaacom Newtonom na vlnové dĺžky. Newton získal tieto prstence prechodom cez šošovku ležiacu na rovnej ploche zodpovedajúcej požadovanej farbe časti svetla rozprestretej hranolom do spektra svetla, pričom experiment opakoval pre každú z farieb: 30-31. Jung prezentoval získané vlnové dĺžky vo forme tabuľky, vyjadrené vo francúzskych palcoch (1 palec = 27,07 mm), prevedené na nanometre, ich hodnoty dobre zodpovedajú moderným hodnotám prijatým pre rôzne farby. V roku 1821 položil Joseph Fraunhofer základ pre meranie vlnových dĺžok spektrálnych čiar, ktoré prijal z viditeľného žiarenia Slnka pomocou difrakčnej mriežky, zmeral difrakčné uhly teodolitom a previedol ich na vlnové dĺžky. Podobne ako Jung ich vyjadril vo francúzskych palcoch, prepočítaných na nanometre, od moderných sa líšia jednotkami: 39-41. A tak už začiatkom 19. storočia bolo možné merať vlnové dĺžky viditeľného žiarenia s presnosťou niekoľkých nanometrov.

V 19. storočí, po objavení ultrafialového a infračerveného žiarenia, sa pochopenie viditeľného spektra stalo presnejším.

Začiatkom 19. storočia Thomas Jung a Hermann von Helmholtz tiež skúmali vzťah medzi viditeľným spektrom a farebným videním. Ich teória farebného videnia správne predpokladala, že na detekciu farby očí používa tri rôzne druhy receptorov.

Charakteristika hraníc viditeľného žiarenia

Viditeľné spektrum

Pri rozklade bieleho lúča v hranole vzniká spektrum, v ktorom sa žiarenie rôznych vlnových dĺžok láme pod rôznymi uhlami. Farby zahrnuté v spektre, teda tie farby, ktoré možno získať pomocou svetla jednej vlnovej dĺžky (presnejšie s veľmi úzkym rozsahom vlnových dĺžok), sa nazývajú spektrálne farby. Hlavné spektrálne farby (s vlastným názvom), ako aj emisné charakteristiky týchto farieb, sú uvedené v tabuľke:

pozri tiež

• Spektrálne a doplnkové farby

Poznámky

1. 1 2 Gagarin A. P. Light // Fyzická encyklopédia / D. M. Alekseev, A. M. Baldin, A. M. Bonch-Bruevich, A. S. Borovik-Romanov, B. K. Vainshtein, S. V. M. Vonsovsky, A. V. Gaponov-Grekhov, S. S. Elchvicha, Gershte, A. Z. D. N. Zubarev, B. B. Kadomcev, I. S. Shapiro, D. V. Širkov; pod celkom vyd. A. M. Prochorova. - M.: Sovietska encyklopédia, 1994. - T. 4. - S. 460. - 704 s. - 40 000 kópií.
2. GOST 8.332-78. Štátny systém zabezpečenia jednotnosti meraní. Merania svetla. Hodnoty relatívnej spektrálnej svetelnej účinnosti monochromatického žiarenia pre denné videnie
3. GOST 7601-78. Fyzikálna optika. Pojmy, písmenové označenia a definície základných veličín
4. Cuthill Innes C. Ultrafialové videnie u vtákov // Advances in the Study of Behavior / Peter J.B. Slater. - Oxford, Anglicko: Academic Press. - sv. 29. - S. 161. - ISBN 978-0-12-004529-7.
5. Jamieson Barrie G. M. Reprodukčná biológia a fylogenéza vtákov. - Charlottesville VA: University of Virginia. - S. 128. - ISBN 1578083869.
6. 1 2 Newton I. Optika alebo pojednanie o odrazoch, lomoch, ohyboch a farbách svetla / Preložil Vavilov S. I. - 2. vyd. - M.: Štát. Vydavateľstvo technickej a teoretickej literatúry, 1954. - S. 131. - 367 s. - (séria „Klasika prírodných vied“).
7. Káva Peter. Veda o logike: Skúmanie princípov presného myslenia. — Longmans, 1912.
8. Hutchison, Niels Music For Measure: On the 300th Anniversary of Newton's Opticks. Color Music (2004). Získané 11. augusta 2006. Archivované z originálu 20. februára 2012.
9. 1 2 Značka John Charles Drury. Svetelné línie: Zdroje. - CRC Press, 1995.
10. Thomas Young (1802). Bakeriánska prednáška. O teórii svetla a farieb. Filozofické transakcie Kráľovskej spoločnosti v Londýne za rok 1802: 39.
11. Fraunhofer Jos. (1824). „Neue Modifikation des Lichtes durch gegenseitige Einwirkung und Beugung der Strahlen, und Gesetze derselben“. Denkschriften der Königlichen Akademie der Wissenschaften zu München für die Jahre 1821 a 1822 VIII: 1-76.
12. Thomas J. Bruno, Paris D. N. Svoronos. Príručka základných spektroskopických korelačných grafov CRC. CRC Press, 2005.

viditeľné žiarenie, aplikácia viditeľného žiarenia, stupnica viditeľného žiarenia, viditeľné žiarenie je

Viditeľné žiarenie