Электромагнитное излучение (ЭМИ) — это форма передачи энергии посредством электромагнитных волн, возникающих из колебаний электрических и магнитных полей, перпендикулярных друг другу и направлению распространения. ЭМИ не требует материальной среды для распространения и может распространяться в вакууме со скоростью света, c = 299 792 458 м/с.
Электромагнитное излучение описывается рядом фундаментальных параметров:
Весь спектр ЭМИ охватывает широкий диапазон длин волн — от гамма-лучей (меньше 10−12 м) до радиоволн (свыше километра).
Спектр электромагнитного излучения делится на следующие основные диапазоны:
Каждый из диапазонов обладает особыми свойствами взаимодействия с веществом и применяется в различных астрономических наблюдениях.
Излучение может генерироваться различными физическими процессами:
Происходит при тепловом движении частиц. Пример — излучение абсолютно черного тела. Спектр описывается законом Планка:
$$ B_\nu(T) = \frac{2h\nu^3}{c^2} \cdot \frac{1}{e^{h\nu/kT} - 1} $$
Классическими примерами являются излучение звезд, планет, пылевых облаков.
Излучается заряженными частицами, движущимися с релятивистскими скоростями в магнитном поле. Характеризуется поляризацией и широким спектром.
Аналогично синхротронному, но при нерелятивистских скоростях. Спектр состоит из дискретных гармоник циклотронной частоты:
$$ \nu_c = \frac{eB}{2\pi m} $$
Возникает при отклонении электронов в кулоновских полях ионизованных частиц.
Происходит при переходах электронов между энергетическими уровнями в атомах, ионах и молекулах. Такие спектры являются сигнатурами химического состава и физических условий.
Электромагнитное излучение, проходя через вещество, может ослабляться за счёт:
Классическими механизмами являются:
Коэффициент поглощения αν и коэффициент рассеяния σν входят в уравнение переноса излучения, описывающее эволюцию интенсивности вдоль луча:
$$ \frac{dI_\nu}{ds} = -\alpha_\nu I_\nu + j_\nu $$
где Iν — спектральная интенсивность, jν — коэффициент испускания.
Поляризация описывает ориентацию вектора электрического поля волны. В астрономии фиксируют:
Поляризация несёт информацию о магнитных полях источников, механизмах излучения, геометрии и распространении волн. Например, синхротронное излучение даёт сильную линейную поляризацию.
Если источник ЭМИ движется относительно наблюдателя, частота излучения претерпевает изменение:
$$ \nu_{набл} = \nu_{0} \sqrt{\frac{1 + v/c}{1 - v/c}} $$
для релятивистского случая при продольном движении. Это позволяет измерять:
Эффект Доплера особенно важен при интерпретации спектров.
Хотя электромагнитные волны могут распространяться в вакууме без затухания, в реальных условиях наблюдается:
В астрофизике важна оценка оптической толщины τν. Если τν ≪ 1, среда считается прозрачной, если τν ≫ 1 — непрозрачной.
Закон Кирхгофа устанавливает равенство коэффициента испускания и коэффициента поглощения при термодинамическом равновесии:
$$ \frac{j_\nu}{\alpha_\nu} = B_\nu(T) $$
где Bν(T) — функция Планка. Это фундаментальное соотношение используется в моделях фотосфер звезд, планетных атмосфер, пылевых облаков.
Разные астрономические объекты проявляют активность в различных частях спектра:
Полноценное понимание объектов требует наблюдений во всем спектре — мультиволновой астрономии.
Согласно квантовой электродинамике, ЭМИ квантуется и передаётся фотонами. Энергия одного фотона:
$$ E = h\nu = \frac{hc}{\lambda} $$
Фотон обладает импульсом p = E/c и может участвовать в процессах:
Квантовые свойства ЭМИ критичны в условиях высоких энергий, например, в рентгеновской и гамма-астрономии, а также в ранней Вселенной.
Электромагнитное излучение — основной носитель информации об объектах во Вселенной. Через его анализ определяются:
Наблюдения ЭМИ формируют основу большинства направлений астрофизики: от космологии до звездной динамики, от спектроскопии до радиоинтерферометрии.