Видимое излучение — Википедия

Ви́димое излуче́ние — электромагнитные волны, воспринимаемые человеческим глазом^[1]. Чувствительность человеческого глаза к электромагнитному излучению зависит от длины волны (частоты) излучения, при этом максимум чувствительности приходится на 555 нм (540 ТГц), в зелёной части спектра^[2]. Поскольку при удалении от точки максимума чувствительность спадает до нуля постепенно, указать точные границы спектрального диапазона видимого излучения невозможно. Обычно в качестве коротковолновой границы принимают участок 380—400 нм (790—750 ТГц), а в качестве длинноволновой — 760—780 нм (395—385 ТГц)^[1][3]. Электромагнитное излучение с такими длинами волн также называется видимым светом, или просто светом (в узком смысле этого слова).

Не всем цветам, которые различает человеческий глаз, соответствует какое-либо монохроматическое излучение. Такие оттенки, как розовый, бежевый или пурпурный образуются только в результате смешения нескольких монохроматических излучений с различными длинами волн.

Видимое излучение также попадает в «оптическое окно» — область спектра электромагнитного излучения, практически не поглощаемого земной атмосферой. Чистый воздух рассеивает синий свет существенно сильнее, чем свет с бо́льшими длинами волн (в красную сторону спектра), поэтому полуденное небо выглядит голубым.

Многие виды животных способны видеть излучение, не видимое человеческому глазу, то есть не входящее в видимый диапазон. Например, пчёлы и многие другие насекомые видят излучение в ультрафиолетовом диапазоне, что помогает им находить нектар на цветах. Растения, опыляемые насекомыми, оказываются в более выгодном положении с точки зрения продолжения рода, если они ярки именно в ультрафиолетовом спектре. Птицы также способны видеть ультрафиолетовое излучение (300—400 нм), а некоторые виды имеют даже метки на оперении для привлечения партнёра, видимые только в ультрафиолете

[4]^[5].

Круг цветов Ньютона из книги «Оптика» (1704), показывающий взаимосвязь между цветами и музыкальными нотами. Цвета спектра от красного до фиолетового разделены нотами, начиная с ре (D). Круг составляет полную октаву. Ньютон расположил красный и фиолетовый концы спектра друг рядом с другом, подчёркивая, что из смешения красного и фиолетового цветов образуется пурпурный.

Первые объяснения причин возникновения спектра видимого излучения дали Исаак Ньютон в книге «Оптика» и Иоганн Гёте в работе «Теория Цветов», однако ещё до них Роджер Бэкон наблюдал оптический спектр в стакане с водой. Лишь спустя четыре века после этого Ньютон открыл дисперсию света в призмах^[6][7].

Ньютон первый использовал слово спектр (лат. spectrum — видение, появление) в печати в 1671 году, описывая свои оптические опыты. Он обнаружил, что, когда луч света падает на поверхность стеклянной призмы под углом к поверхности, часть света отражается, а часть проходит через стекло, образуя разноцветные полосы. Учёный предположил, что свет состоит из потока частиц (корпускул) разных цветов, и что частицы разного цвета движутся в прозрачной среде с различной скоростью. По его предположению, красный свет двигался быстрее чем фиолетовый, поэтому и красный луч отклонялся на призме не так сильно, как фиолетовый. Из-за этого и возникал видимый спектр цветов.

Ньютон разделил свет на семь цветов: красный, оранжевый, жёлтый, зелёный, голубой, индиго и фиолетовый. Число семь он выбрал из убеждения (происходящего от древнегреческих софистов), что существует связь между цветами, музыкальными нотами, объектами Солнечной системы и днями недели

[6]^[8]. Человеческий глаз относительно слабо восприимчив к частотам цвета индиго, поэтому некоторые люди не могут отличить его от голубого или фиолетового цвета. Поэтому после Ньютона часто предлагалось считать индиго не самостоятельным цветом, а лишь оттенком фиолетового или голубого (однако он до сих пор включён в спектр в западной традиции). В русской традиции индиго соответствует синему цвету.

Гёте, в отличие от Ньютона, считал, что спектр возникает при наложении разных составных частей света. Наблюдая за широкими лучами света, он обнаружил, что при проходе через призму на краях луча проявляются красно-желтые и голубые края, между которыми свет остаётся белым, а спектр появляется, если приблизить эти края достаточно близко друг к другу.

Длины волн, соответствующие различным цветам видимого излучения были впервые представлены 12 ноября 1801 года в Бейкеровской лекции Томасом Юнгом, они получены путём перевода в длины волн параметров колец Ньютона, измеренных самим Исааком Ньютоном. Эти кольца Ньютон получал пропусканием через линзу, лежащую на ровной поверхности, соответствующей нужному цвету части разложенного призмой в спектр света, повторяя эксперимент для каждого из цветов^[9]:30-31. Юнг представил полученные значения длин волн в виде таблицы, выразив во французских дюймах (1 дюйм=27,07 мм)^[10], будучи переведёнными в нанометры, их значения неплохо соответствуют современным, принятым для различных цветов. В 1821 году Йозеф Фраунгофер положил начало измерению длин волн спектральных линий, получив их от видимого излучения Солнца с помощью дифракционной решётки, измерив углы дифракции теодолитом и переведя в длины волн

[11]. Как и Юнг, он выразил их во французских дюймах, переведённые в нанометры, они отличаются от современных на единицы^[9]:39-41. Таким образом, ещё в начале XIX века стало возможным измерять длины волн видимого излучения с точностью до нескольких нанометров.

В XIX веке, после открытия ультрафиолетового и инфракрасного излучений, понимание видимого спектра стало более точным.

В начале XIX века Томас Юнг и Герман фон Гельмгольц также исследовали взаимосвязь между спектром видимого излучения и цветным зрением. Их теория цветного зрения верно предполагала, что для определения цвета глаз используются рецепторы трёх различных типов.

Характеристики границ видимого излучения[править | править код]

Длина волны, нм	380	780
Энергия фотонов, Дж	5,23⋅10−19	2,55⋅10−19
Энергия фотонов, эВ	3,26	1,59
Частота, Гц	7,89⋅1014	3,84⋅1014
Волновое число, см−1	1,65⋅105	0,81⋅105

При разложении луча белого цвета в призме образуется спектр, в котором излучения разных длин волн преломляются под разными углами. Цвета, входящие в спектр, то есть такие цвета, которые могут быть получены с помощью света одной длины волны (точнее, с очень узким диапазоном длин волн), называются спектральными цветами

[12]. Основные спектральные цвета (имеющие собственное название), а также характеристики излучения этих цветов, представлены в таблице^[13]:

Цвет	Диапазон длин волн, нм	Диапазон частот, ТГц	Диапазон энергии фотонов, эВ
Фиолетовый	≤450	≥667	≥2,75
Синий	450—480	625—667	2,58—2,75
Сине-зелёный	480—510	588—625	2,43—2,58
Зелёный	510—550	545—588	2,25—2,43
Желто-зелёный	550—570	526—545	2,17—2,25
Жёлтый	570—590	508—526	2,10—2,17
Оранжевый	590—630	476—508	1,97—2,10
Красный	≥630	≤476	≤1,97

Указанные в таблице границы диапазонов носят условный характер, в действительности же цвета плавно переходят друг в друга, и расположение видимых наблюдателем границ между ними в большой степени зависит от условий наблюдения

[13].

1. ↑ ^{1 2} Гагарин А. П. Свет // Физическая энциклопедия : [в 5 т.] / Гл. ред. А. М. Прохоров. — М.: Большая российская энциклопедия, 1994. — Т. 4: Пойнтинга — Робертсона — Стримеры. — С. 460. — 704 с. — 40 000 экз. — ISBN 5-85270-087-8.
2. ↑ ГОСТ 8.332-78. Государственная система обеспечения единства измерений. Световые измерения. Значения относительной спектральной световой эффективности монохроматического излучения для дневного зрения
3. ↑ ГОСТ 7601-78. Физическая оптика. Термины, буквенные обозначения и определения основных величин
4. ↑ Cuthill, Innes C; et al. Ultraviolet vision in birds // Advances in the Study of Behavior (неопр.) / Peter J.B. Slater. — Oxford, England: Academic Press, 1997. — Т. 29. — С. 161. — ISBN 978-0-12-004529-7.
5. ↑ Jamieson, Barrie G. M. Reproductive Biology and Phylogeny of Birds (англ.). — Charlottesville VA: University of Virginia, 2007. — P. 128. — ISBN 1578083869.
6. ↑ ^{1 2} Ньютон И. Оптика или трактат об отражениях, преломлениях, изгибаниях и цветах света / Перевод Вавилова С. И. — изд-е 2-е. — М.: Гос. изд-во технико-теоретической литературы, 1954. — С. 131. — 367 с. — (серия «Классики естествознания»).
7. ↑ Coffey, Peter. The Science of Logic: An Inquiry Into the Principles of Accurate Thought (англ.). — Longmans, 1912.
8. ↑ Hutchison, Niels Music For Measure: On the 300th Anniversary of Newton’s Opticks (неопр.). Colour Music (2004). Дата обращения 11 августа 2006. Архивировано 20 февраля 2012 года.
9. ↑ ^{1 2} John Charles Drury Brand. Lines Of Light: The Sources Of. — CRC Press, 1995.
10. ↑ Thomas Young. The Bakerian Lecture. On the Theory of Light and Colours (англ.) // Philosophical Transactions of the Royal Society of London for the Year 1802 : journal. — 1802. — P. 39.
11. ↑ Fraunhofer Jos. Neue Modifikation des Lichtes durch gegenseitige Einwirkung und Beugung der Strahlen, und Gesetze derselben (нем.) // Denkschriften der Königlichen Akademie der Wissenschaften zu München für die Jahre 1821 und 1822 : magazin. — 1824. — Bd. VIII. — S. 1—76.
12. ↑ Thomas J. Bruno, Paris D. N. Svoronos. CRC Handbook of Fundamental Spectroscopic Correlation Charts. CRC Press, 2005.
13. ↑ ^{1 2} Hunt R. W. C. The Reproduction of Colour. — 6th edition. — John Wiley & Sons, 2004. — P. 4—5. — 724 p. — ISBN 978-0-470-02425-6.

Свет — Википедия

Спектр света — часть спектра электромагнитного излучения

Свет — в физической оптике электромагнитное излучение, воспринимаемое человеческим глазом. В качестве коротковолновой границы спектрального диапазона, занимаемого светом, принят участок с длинами волн в вакууме 380—400 нм (750—790 ТГц), а в качестве длинноволновой границы — участок 760—780 нм (385—395 ТГц)^[1].

В широком смысле, используемом вне физической оптики, светом часто называют любое оптическое излучение^[2], то есть такое электромагнитное излучение, длины волн которого лежат в диапазоне с приблизительными границами от единиц нанометров до десятых долей миллиметра^[3]. В этом случае в понятие «свет» помимо видимого излучения включаются как инфракрасное, так и ультрафиолетовое излучения.

Раздел физики, в котором изучается свет, носит название оптика.

Также, особенно в теоретической физике, термин свет может иногда выступать просто синонимом термина электромагнитное излучение, независимо от его частоты, особенно когда конкретизация не важна, а хотят, например, использовать более короткое слово.

Свет может рассматриваться либо как электромагнитная волна, скорость распространения в вакууме которой постоянна, либо как поток фотонов — частиц, обладающих определённой энергией, импульсом, собственным моментом импульса и нулевой массой (или, как говорили ранее, нулевой массой покоя).

Одной из субъективных характеристик света, воспринимаемой человеком в виде осознанного зрительного ощущения, является его цвет, который для монохроматического излучения определяется главным образом частотой света, а для сложного излучения — его спектральным составом.

Свет может распространяться даже в отсутствие вещества, то есть в вакууме. При этом наличие вещества влияет на скорость распространения света.

Скорость света в вакууме равна 299 792 458 м/с точно.

Свет на границе между средами испытывает преломление и/или отражение. Распространяясь в среде, свет поглощается и рассеивается веществом. Оптические свойства среды характеризуются показателем преломления, действительная часть которого равна отношению фазовой скорости света в вакууме к фазовой скорости света в данной среде, мнимая часть описывает поглощение света. В изотропных средах, где распространение света не зависит от направления, показатель преломления есть скалярная функция (в общем случае — от времени и координаты). В анизотропных средах он представляется в виде тензора. Зависимость показателя преломления от длины волны света — оптическая дисперсия — приводит к тому, что свет разных длин волн распространяется в среде с разной скоростью, благодаря чему возможно разложение немонохроматического света (например, белого) в спектр.

Как любая электромагнитная волна, свет может быть поляризованным. У линейно поляризованного света определена плоскость (т. н. плоскость поляризации), в которой происходят колебания электрической составляющей электромагнитной волны. У эллиптически (в частности циркулярно) поляризованного света электрический вектор, в зависимости от направления поляризации, «вращается» по или против часовой стрелки.

Неполяризованный свет является смесью световых волн со случайной поляризацией. Поляризованный свет может быть выделен из неполяризованного пропусканием через поляризатор или отражением/прохождением на границе раздела сред при падении на границу под определённым углом, зависящим от показателей преломления сред (см. угол Брюстера). Некоторые среды могут вращать плоскость поляризации проходящего света, причём угол поворота зависит от концентрации оптически активного вещества, — это явление используется, в частности, в поляриметрическом анализе веществ (например, для измерения концентрации сахара в растворе).

Количественно интенсивность света характеризуют с помощью фотометрических величин нескольких видов. К основным из них относятся энергетические и световые величины. Первые из них характеризуют свет безотносительно к свойствам человеческого зрения. Они выражаются в единицах энергии или мощности, а также производных от них. К энергетическим величинам в частности относятся энергия излучения, поток излучения, сила излучения, энергетическая яркость, энергетическая светимость и облучённость.

Каждой энергетической величине соответствует аналог — световая фотометрическая величина. Световые величины отличаются от энергетических тем, что оценивают свет по его способности вызывать у человека зрительные ощущения. Световыми аналогами перечисленных выше энергетических величин являются световая энергия, световой поток, сила света, яркость, светимость и освещённость.

Учёт световыми величинами зависимости зрительных ощущений от длины волны света приводит к тому, что при одних и тех же значениях, например, энергии, перенесённой зелёным и фиолетовым светом, световая энергия, перенесённая в первом случае, будет существенно выше, чем во втором. Такой результат отражает тот факт, что чувствительность человеческого глаза к зелёному свету выше, чем к фиолетовому.

Видимый свет — электромагнитное излучение с длинами волн ≈ 380—760 нм (от фиолетового до красного) включительно.

Скорость света в вакууме определяется в точности 299 792 458 м/с (около 300 000 км в секунду). Фиксированное значение скорости света в СИ связано с тем, что метр, как единица длины в СИ с 1983 года определяется как расстояние, проходимое светом за 1/299 792 458 часть секунды^[4]. Все виды электромагнитного излучения, как полагают, распространяются в вакууме с точно такой же скоростью.

Различные физики пытались измерить скорость света на протяжении всей истории. Галилей безуспешно пытался измерить скорость света в 1607 году. Другой эксперимент по измерению скорости света был проведён в 1676 году датским физиком Оле Рёмером. С помощью телескопа Рёмер наблюдал движение Юпитера и одной из его лун Ио, фиксируя при этом моменты затмений Ио. Рёмер обнаружил, что эти моменты зависят от положения Земли на её орбите. Предположив, что такая зависимость обусловлена конечностью скорости света, он вычислил, что свету требуется около 22 минут, чтобы пройти расстояние, равное диаметру орбиты Земли^[5]. Тем не менее, его размер не был известен в то время. Если бы Рёмер знал диаметр орбиты Земли, он бы получил значение скорости, равное 227 000 000 м/с.

Другой — более точный — способ измерения скорости света применил француз Ипполит Физо в 1849 году. Физо направил луч света в зеркало на расстоянии нескольких километров. Вращающееся зубчатое колесо было помещено на пути светового луча, который проходил от источника к зеркалу и затем возвращался к своему источнику. Физо обнаружил, что при определённой скорости вращения луч будет проходить через один пробел в колесе на пути и следующий разрыв на обратном пути. Зная расстояние до зеркала, число зубьев на колесе, и скорость вращения, Физо удалось вычислить скорость света, — было получено значение в 313 000 000 м/с.

Существенного прогресса в измерении скорости света удалось достигнуть в результате применения и совершенствования метода вращающегося зеркала, предложенного другим французом — Франсуа Араго (1838 г.). Развив и осуществив идею Араго, Леон Фуко в 1862 году получил значение скорости света равное 298 000 000±500 000) м/с. В 1891 году Саймон Ньюком, повысив точность измерений на порядок, получил величину в 299 810 000±50 000 м/с. В результате многолетних усилий Альберт А. Майкельсон добился ещё более высокой точности: полученное им в 1926 году значение составило 299 796 000±4 000 м/с. В ходе этих измерений А. Майкельсон измерял время, требовавшееся свету, чтобы пройти расстояние между вершинами двух гор, равное 35,4 км (точнее, 35 373,21 м)^[6].

Наивысшая точность измерений была достигнута в начале 1970-х. В 1975 году XV Генеральная конференция по мерам и весам зафиксировала это положение и рекомендовала считать скорость света, равной 299 792 458 м/с с относительной погрешностью 4•10⁻⁹, что соответствует абсолютной погрешности 1,1 м/с^[7]. Впоследствии это значение скорости света было положено в основу определения метра в Международной системе единиц (СИ), а сама скорость света стала рассматриваться как фундаментальная физическая постоянная, по определению равная указанному значению точно.

Эффективная скорость света в различных прозрачных веществах, содержащих обычную материю, меньше, чем в вакууме. Например, скорость света в воде составляет около 3/4 от скорости света в вакууме. Снижение скорости света при прохождении вещества, как полагают, происходит не от фактического замедления фотонов, а от их поглощения и переизлучения частицами вещества.

Как крайний пример замедления света, можно сказать, что двум независимым группам физиков удалось полностью «остановить» свет, пропуская его через конденсат Бозе-Эйнштейна на основе рубидия,^[8] Тем не менее слово «остановить» в этих экспериментах относится только к свету, хранящемуся в возбуждённых состояниях атомов, а затем повторно излучаемому в произвольное более позднее время, как вынужденное вторым лазерным импульсом излучение. Во времена, когда свет «остановился», он перестал быть светом.

Время распространения светового луча в масштабной модели Земля-Луна. Для преодоления расстояния от поверхности Земли до поверхности Луны свету требуется 1,255 с

Изучение света и взаимодействия света и материи называют оптикой. Наблюдение и изучение оптических явлений, таких как радуга и северное сияние позволяют пролить свет на природу света.

Преломление[править | править код]

Пример преломления света. Соломка кажется изогнутой из-за преломления света на границе между жидкостью и воздухом

Преломлением света называется изменение направления распространения света (световых лучей) при прохождении через границу раздела двух различных прозрачных сред. Оно описывается законом Снеллиуса:

n1sin⁡θ1=n2sin⁡θ2{\displaystyle n_{1}\sin \theta _{1}=n_{2}\sin \theta _{2}}

где θ1{\displaystyle \theta _{1}} — угол между лучом и нормалью к поверхности в первой среде, θ2{\displaystyle \theta _{2}} — угол между лучом и нормалью к поверхности во второй среде, а n1{\displaystyle n_{1}} и n2{\displaystyle n_{2}} — показатели преломления первой и второй среды соответственно. При этом n=1{\displaystyle n=1} для вакуума и n>1{\displaystyle n>1} в случае прозрачных сред.

Когда луч света пересекает границу между вакуумом и другой средой, или между двумя различными средами, длина волны света изменяется, но частота остается неизменной. Если свет падает на границу не перпендикулярно ей, то изменение длины волны приводит к изменению направления его распространения. Такое изменение направления и является преломлением света.

Преломление света линзами часто используется для такого управления светом, при котором изменяется видимый размер изображения, как, например, в лупах, очках, контактных линзах, микроскопах и телескопах.

Свет создаётся во многих физических процессах, в которых участвуют заряженные частицы. Наиболее важным является тепловое излучение, имеющее непрерывный спектр с максимумом, положение которого определяется температурой источника. В частности, излучение Солнца близко к тепловому излучению абсолютно чёрного тела, нагретого до примерно 6000 К, причём около 40 % солнечного излучения лежит в видимом диапазоне, а максимум распределения мощности по спектру находится вблизи 550 нм (зелёный цвет). Другие процессы, являющиеся источниками света:

В прикладных науках важна точная характеристика спектра источника света. Особенно важны следующие типы источников:

Указанные источники имеют разную цветовую температуру.

Лампы дневного света, выпускаемые промышленностью, испускают излучение с различным спектральным составом, в том числе:

Спектральные зависимости относительной чувствительности человеческого глаза для дневного (красная линия) и ночного (синяя линия) зрения

К одним из наиболее важных и востребованных наукой и практикой характеристик света, как и любого другого физического объекта, относятся энергетические характеристики. Измерением и изучением такого рода характеристик, выраженных в энергетических фотометрических величинах, занимается раздел фотометрии, называемый «радиометрия оптического излучения»^[9]. Таким образом, радиометрия изучает свет безотносительно к свойствам человеческого зрения.

С другой стороны, свет играет особую роль в жизни человека, поставляя ему бо́льшую часть необходимой для жизни информации об окружающем мире. Происходит это благодаря наличию у человека органов зрения — глаз. Отсюда вытекает необходимость измерения таких характеристик света, по которым можно было бы судить о его способности возбуждать зрительные ощущения. Упомянутые характеристики выражают в световых фотометрических величинах, а их измерения и исследования составляет предмет занятий другого раздела фотометрии — «световые измерения»^[9].

В качестве единиц измерения световых величин используются особые световые единицы, они базируются на единице силы света «кандела», являющейся одной из семи основных единиц Международной системы единиц (СИ).

Световые и энергетические величины связаны друг с другом с помощью относительной спектральной световой эффективности монохроматического излучения для дневного зрения V(λ){\displaystyle V(\lambda )}^[10], имеющей смысл относительной спектральной чувствительности среднего человеческого глаза, адаптированного к дневному зрению. Для монохроматического излучения с длиной волны λ{\displaystyle \lambda }, соотношение, связывающее произвольную световую величину Xv(λ){\displaystyle X_{v}(\lambda )} с соответствующей ей энергетической величиной Xe(λ){\displaystyle X_{e}(\lambda )}, в СИ записывается в виде:

Xv(λ)=683⋅Xe(λ)V(λ).{\displaystyle X_{v}(\lambda )=683\cdot X_{e}(\lambda )V(\lambda ).}

В общем случае, когда ограничений на распределение энергии излучения по спектру не накладывается, это соотношение приобретает вид:

Xv=683⋅∫380 nm780 nmXe,λ(λ)V(λ)dλ,{\displaystyle X_{v}=683\cdot \int \limits _{380~nm}^{780~nm}X_{e,\lambda }(\lambda )V(\lambda )d\lambda ,}

где Xe,λ(λ){\displaystyle X_{e,\lambda }(\lambda )} — спектральная плотность энергетической величины Xe{\displaystyle X_{e}}, определяемая как отношение величины dXe(λ){\displaystyle dX_{e}(\lambda )}, приходящейся на малый спектральный интервал, заключённый между λ{\displaystyle \lambda } и λ+dλ{\displaystyle \lambda +d\lambda }, к ширине этого интервала. Связь световой величины, характеризующей излучение, с соответствующей ей энергетической величиной, выражают также, используя понятие световая эффективность излучения.

Световые величины относятся к классу редуцированных фотометрических величин, к которому принадлежат и другие системы фотометрических величин. Однако, только световые величины узаконены в рамках СИ и только для них в СИ определены специальные единицы измерений.

Свет оказывает физическое давление на объекты на своём пути — явление, которое не может быть выведено из уравнений Максвелла, но может быть легко объяснено в корпускулярной теории, когда фотоны соударяются с преградой и передают свой импульс. Давление света равно мощности светового пучка, поделённой на с, скорость света. Из-за величины с, эффект светового давления является незначительным для повседневных объектов. Например, одномилливатная лазерная указка создаёт давление около 3,3 пН. Объект, освещённый таким образом, можно было бы поднять, правда для монеты в 1 пенни на это потребуется около 30 млрд 1-мВт лазерных указок.^[11] Тем не менее, в нанометровом масштабе эффект светового давления является более значимым, и использование светового давления для управления механизмами и переключения нанометровых коммутаторов в интегральных схемах является активной областью исследований.^[12]

При больших масштабах световое давление может заставить астероиды вращаться быстрее^[13], действуя на их неправильные формы, как на лопасти ветряной мельницы. Возможность сделать солнечные паруса, которые бы ускорили движение космических кораблей в пространстве, также исследуется.^[14][15]

История теорий света в хронологическом порядке[править | править код]

Античные Греция и Рим[править | править код]

В V веке до н. э., Эмпедокл предположил, что всё в мире состоит из четырёх элементов: огня, воздуха, земли и воды. Он считал, что из этих четырёх элементов, богиня Афродита создала человеческий глаз, и зажгла в нём огонь, свечение которого и делало зрение возможным. Для объяснения факта, что тёмной ночью человек видит не так хорошо, как днём, Эмпедокл постулировал взаимодействие между лучами, идущими из глаз и лучами от светящихся источников, таких, как солнце.

Примерно в 300 году до н. э. Евклидом был написан труд «Оптика», дошедший до наших дней, в котором он исследовал свойства света. Евклид утверждал, что свет распространяется по прямой линии, он изучал законы отражения света и описал их математически. Он выразил сомнение в том, что зрение является следствием исхождения луча из глаза, задаваясь вопросом: как человек, открыв в ночное время глаза, устремлённые в небо, может моментально увидеть звёзды. Проблема решалась только, если скорость луча света, исходящего из человеческого глаза, была бесконечно большой.

В 55 году до н. э. римский писатель Лукреций, продолживший идеи ранних греческих философов-атомистов, в своём сочинении «О природе вещей» писал, что свет и тепло солнца состоят из мельчайших движущихся частиц. Однако общего признания взгляды Лукреция на природу света не получили.

Птолемей (около II века) в своей книге «Оптика» описал преломление света.

Корпускулярная и волновая теории света[править | править код]

Начиная с 17 века научные споры о природе света шли между сторонниками волновой и корпускулярной теорий.

Основателем волновой теории можно считать Рене Декарта, который рассматривал свет как возмущения в мировой субстанции — пленуме. Волновую теорию света разрабатывали Роберт Гук, предположивший и то, что свет является поперечной волной, и Христиан Гюйгенс, давший правильную теорию отражения и преломления света исходя из его волновой природы. По мнению Гюйгенса, световые волны распространяются в особой среде — эфире. Несколько раньше Гримальди открыл интерференцию и дифракцию света, объясняя их с помощью идеи волн, хотя в не слишком ясном и чистом виде, также предположив и связь цвета с волновыми свойствами света.

Корпускулярную теорию сформулировал Пьер Гассенди и поддержал Исаак Ньютон.

В начале 19 века опыты Томаса Юнга с дифракцией дали убедительные свидетельства в пользу волновой теории. Юнг высказал предположение, что разные цвета соответствуют различным длинам волны. В то же время опыты Малюса и Био с поляризацией дали, как казалось тогда, убедительные свидетельства в пользу корпускулярной теории и против волновой теории. Но в 1815 году Ампер сообщил Френелю, что поляризацию света можно объяснить и с волновой точки зрения, если предположить, что свет представляет собой поперечные волны. В 1817 году свою волновую теорию света изложил в заметке для Академии наук Огюстен Френель.

После создания теории электромагнетизма свет был идентифицирован как электромагнитные волны.

Победа волновой теории пошатнулась в конце XIX века, когда опыты Майкельсона-Морли не обнаружили эфира. Волны нуждаются в существовании среды, в которой они могли бы распространяться, однако тщательно спланированные эксперименты не подтвердили существование этой среды. Это привело к созданию Альбертом Эйнштейном специальной теории относительности.

Рассмотрение задачи о тепловом равновесии абсолютно чёрного тела со своим излучением Максом Планком привело к появлению идеи об излучении света порциями — световыми квантами, которые получили название фотонов. Анализ явления фотоэффекта Эйнштейном показал, что поглощение световой энергии тоже происходит квантами.

С развитием квантовой механики утвердилась идея Луи де Бройля о корпускулярно-волновом дуализме, по которой свет должен обладать одновременно волновыми свойствами, чем объясняется его способность к дифракции и интерференции, и корпускулярными свойствами, чем объясняется его поглощение и излучение.

С развитием квантовой механики стало развиваться и понимание того, что вещество (частицы) также имеют волновую природу и во многом подобны свету.

В современной фундаментальной физике (см. например #Квантовая электродинамика) свет и «материальные частицы» рассматриваются по сути равноправно — как квантовые поля (хотя и разных типов, имеющих некоторые существенные различия). Корпускулярный (в основном представленный техникой интегралов по траекториям) и волновой подход в современном виде являются скорее разными техническими подходами или представлениями в рамках одной картины.

Электромагнитная теория[править | править код]

Свет в специальной теории относительности[править | править код]

Квантовая теория[править | править код]

Корпускулярно-волновой дуализм[править | править код]

Квантовая электродинамика[править | править код]

Нормированные спектральные зависимости чувствительности колбочек трёх типов. Пунктиром показана светочувствительность палочек

Видеть окружающий мир мы можем только потому, что существует свет и человек способен его воспринимать. В свою очередь, восприятие человеком электромагнитного излучения видимого диапазона спектра происходит благодаря тому, что в сетчатке глаза человека располагаются рецепторы, способные реагировать на это излучение.

Сетчатка человеческого глаза имеет два типа светочувствительных клеток: палочки и колбочки. Палочки обладают высокой чувствительностью к свету и функционируют в условиях низкой освещённости, отвечая тем самым за ночное зрение. Однако, спектральная зависимость чувствительности у всех палочек одинакова, поэтому палочки не могут обеспечить способность различать цвета. Соответственно, изображение, получаемое с их помощью, бывает только чёрно-белым.

Колбочки имеют относительно низкую чувствительность к воздействию света и обусловливают механизм дневного зрения, действующий только при высоких уровнях освещённости. В то же время, в отличие от палочек, в сетчатке глаза человека имеется не один, а три типа колбочек, отличающихся друг от друга расположением максимумов их спектральных распределений чувствительности. Вследствие этого колбочки поставляют информацию не только об интенсивности света, но и о его спектральном составе. Благодаря такой информации у человека и возникают цветовые ощущения.

Спектральный состав света однозначно определяет его цвет, воспринимаемый человеком. Обратное утверждение, однако, неверно: один и тот же цвет может быть получен различными способами. В случае монохроматического света ситуация упрощается: соответствие между длиной волны света и его цветом становится взаимнооднозначным. Данные о таком соответствии представлены в таблице.

Таблица соответствия частот электромагнитного излучения и цветов

Цвет	Диапазон длин волн, нм	Диапазон частот, ТГц	Диапазон энергии фотонов, эВ
Фиолетовый	380—440	790—680	3,26-2,82
Синий	440—485	680—620	2,82-2,56
Голубой	485—500	620—600	2,56-2,48
Зелёный	500—565	600—530	2,48-2,19
Желтый	565—590	530—510	2,19-2,10
Оранжевый	590—625	510—480	2,10-1,98
Красный	625—740	480—405	1,98-1,68

1. ↑ ГОСТ 7601-78. Физическая оптика. Термины, буквенные обозначения и определения основных величин
2. ↑ Гагарин А. П. Свет // Физическая энциклопедия / Гл. ред. А. М. Прохоров. — М.: Большая Российская энциклопедия, 1994. — Т. 4. — С. 460. — 704 с. — 40 000 экз. — ISBN 5-85270-087-8.
3. ↑ Черняев Ю. С. Оптическое излучение // Физическая энциклопедия / Гл. ред. А. М. Прохоров. — М.: Большая Российская энциклопедия, 1992. — Т. 3. — С. 459. — 672 с. — 48 000 экз. — ISBN 5-85270-019-3.
4. ↑ Resolution 1 of the 17th CGPM (1983) — Definition of the metre*
5. ↑ Scientific Method, Statistical Method and the Speed of Light. Statistical Science 2000, Vol. 15, No. 3, 254—278
6. ↑ Ландсберг Г. С. Оптика. — М.: ФИЗМАТЛИТ, 2003. — С. 387. — ISBN 5-9221-0314-8.
7. ↑ The International System of Units (SI) / Bureau International des Poids et Mesures. — Paris, 2006. — P. 144. — 180 p. — ISBN 92-822-2213-6. (англ.)
8. ↑ Harvard News Office. Harvard Gazette: Researchers now able to stop, restart light (неопр.). News.harvard.edu (24 января 2001). Дата обращения 8 ноября 2011. Архивировано 14 октября 2012 года.
9. ↑ ^{1 2} ГОСТ 26148-84. Фотометрия. Термины и определения
10. ↑ ГОСТ 8.332-78. Государственная система обеспечения единства измерений. Световые измерения. Значения относительной спектральной световой эффективности монохроматического излучения для дневного зрения.
11. ↑ Tang, Hong X. (October 2009), «May the Force of Light Be with You», IEEE Spectrum: pp. 41-45, <http://www.spectrum.ieee.org/semiconductors/devices/photonics-breakthrough-for-silicon-chips>. Проверено 7 сентября 2010.  Архивная копия от 26 августа 2012 на Wayback Machine.
12. ↑ See, for example, nano-opto-mechanical systems research at Yale University.
13. ↑ Kathy A. Asteroids Get Spun By the Sun (неопр.). Discover Magazine (5 февраля 2004). Дата обращения 26 августа 2012. Архивировано 14 октября 2012 года.
14. ↑ Solar Sails Could Send Spacecraft ‘Sailing’ Through Space (неопр.). NASA (31 августа 2004). Дата обращения 26 августа 2012. Архивировано 14 октября 2012 года.
15. ↑ NASA team successfully deploys two solar sail systems (неопр.). NASA (9 августа 2004). Дата обращения 26 августа 2012. Архивировано 14 октября 2012 года.

Частота света | ОАО «Энергия»

После ввода Максвеллом понятия электромагнитного излучения, все непонятные явления происходящие со светом были научно обоснованы. Ученые теперь могут развивать полную рабочую модель света с использованием терминов и понятий, таких как длина волны и частота, на основе структуры и функции волн. Согласно этой модели, световые волны бывают разных размеров. Размер волны измеряется как длина волны, то есть расстояние между любыми двумя соответствующими точками последовательных волн, как правило, от пика до пика или впадины до выступа. Длина видимых волн света располагается в диапазоне от 400 до 700 нанометров (или миллиардных долей метра). Полный спектр длин волн включенных в определение электромагнитного излучения простирается от 0,1 нм (как в гамма-лучах), или в сантиметрах и метрах (как в радиоволнах).

Световые волны также бывают разной частоты. Частота — количество волн, которые распространяются в пространстве в любой промежуток времени, обычно за одну секунду. Мы оцениваем частоту света в единицах циклов волн в секунду, или герцах. Частота видимого света, называется цветом, и составляет от 430 триллионов герц (красный цвет), до 750 триллионов герц (фиолетовый цвет). Опять же, полный диапазон частот простирается за пределы видимой части света, с менее чем 3 миллиардов герц (в радио волнах), и более 3 миллиардов миллиардов герц (3 х 1019) (гамма-лучи).

Количество энергии в световой волне пропорционально связано с его частотой: Высокая частота света имеет высокую энергию, низкая частота света имеет низкую энергию. Таким образом, гамма-лучи имеют больше всего энергии (что делает их столь опасными для человека), и радиоволны имеют небольшую энергию. Из видимого света, фиолетовый цвет имеет больше энергии, чем красный. Весь спектр частот и энергий, как показано в прилагаемом рисунке, известный в физике как электромагнитный спектр. Обратите внимание, что цифры на рисунке не в масштабе, и что видимый свет занимает всего лишь одну тысячную процента спектра.

Эйнштейн также работал над световой теорией, он считал, что скорость света – постоянная величина. Его работы в начале 20 века воскресили старую идею о том, что свет, возможно, всего лишь частица.

Световые волны пребывают в непрерывном движении, они бывают различных размеров, частоты и энергии.

ДЛИНА ВОЛНЫ и частота (формула и онлайн-расчет)

Расчет

Введите данные в какое-либо поле, остальные параметры будут расчитаны автоматически.
Если в какой-либо области изменения данных, другие автоматически пересчитываются.
В качестве десятичной запятой можно использовать как запятую, так и точку.

Обнаруженны NaN, проверьте, что вы ввели в поле
корректные данные, то есть без букв и других символов.

Коэффициент укорочения

Для расчета петель симметризационных и окурки коаксиального кабеля должны быть приняты во внимание коэффициент укорочения k. Для коаксиальный кабель с пеной диэлектрика
k = 0,81 и для кабеля с полиэтиленовым диэлектриком составляет k = 0,66.
Коэффициент укорочения не может быть равен нулю.
Если вы не понимаете антенная технологии, оставить укорочение фактора всегда 1.

Точность расчета

Расчет зависит от скорости распространения электромагнитных волн = скорость света. Для иллюстративных целей, расчет подсчитывает только округленное значение (в вакууме)
    c = 300 000 000 m/s
Для точных расчетов распространения в вакууме должны ввести:
    c = 299 792 458 m/s
Скорость распространения электромагнитных волн различных материалов ниже.

Формулы

Длина волны (лямбда)	λ =	300 / f	[m]
Частота	f =	300 / λ	[MHz]

λ … длина одной волны

T … время

Длина волны и частота

Дополнительная информация для расчета длины волны и частоты. можно найти в Википедии в соответствующих паролей (см ссылки ниже)

Расчет длины волны онлайн

Ссылки

---

Инфракрасное излучение — Википедия

Изображение собаки, полученное в инфракрасном излучении

Инфракра́сное излуче́ние — электромагнитное излучение, занимающее спектральную область между красным концом видимого света (с длиной волны^[1] λ = 0,74 мкм^[2] и частотой 430 ТГц) и микроволновым радиоизлучением (λ ~ 1—2 мм, частота 300 ГГц)^[3].

Оптические свойства веществ в инфракрасном излучении значительно отличаются от их свойств в видимом излучении. Например, слой воды в несколько сантиметров непрозрачен для инфракрасного излучения с λ = 1 мкм. Инфракрасное излучение составляет большую часть излучения ламп накаливания, газоразрядных ламп, около 50 % излучения Солнца; инфракрасное излучение испускают некоторые лазеры. Для его регистрации пользуются тепловыми и фотоэлектрическими приёмниками, а также специальными фотоматериалами^[4].

Весь диапазон инфракрасного излучения условно делят на три области:

• ближняя: λ = 0,74—2,5 мкм;
• средняя: λ = 2,5—50 мкм;
• дальняя: λ = 50—2000 мкм^[5].

Длинноволновую окраину этого диапазона иногда выделяют в отдельный диапазон электромагнитных волн — терагерцевое излучение (субмиллиметровое излучение).

Инфракрасное излучение также называют «тепловым излучением», так как инфракрасное излучение от нагретых предметов воспринимается кожей человека как ощущение тепла. При этом длины волн, излучаемые телом, зависят от температуры нагревания: чем выше температура, тем короче длина волны и выше интенсивность излучения. Спектр излучения абсолютно чёрного тела при относительно невысоких (до нескольких тысяч Кельвинов) температурах лежит в основном именно в этом диапазоне. Инфракрасное излучение испускают возбуждённые атомы или ионы.

История открытия и общая характеристика[править | править код]

Эксперимент Гершеля

Инфракрасное излучение было открыто в 1800 году английским астрономом У. Гершелем. Занимаясь исследованием Солнца, Гершель искал способ уменьшения нагрева инструмента, с помощью которого велись наблюдения. Определяя с помощью термометров действия разных участков видимого спектра, Гершель обнаружил, что «максимум тепла» лежит за насыщенным красным цветом и, возможно, «за видимым преломлением». Это исследование положило начало изучению инфракрасного излучения.

Раньше лабораторными источниками инфракрасного излучения служили исключительно раскалённые тела либо электрические разряды в газах. Сейчас на основе твердотельных и молекулярных газовых лазеров созданы современные источники инфракрасного излучения с регулируемой или фиксированной частотой. Для регистрации излучения в ближней инфракрасной-области (до ~1,3 мкм) используются специальные фотопластинки. Более широким диапазоном чувствительности (примерно до 25 мкм) обладают фотоэлектрические детекторы и фоторезисторы. Излучение в дальней ИК-области регистрируется болометрами — детекторами, чувствительными к нагреву инфракрасным излучением^[6].

ИК-аппаратура находит широкое применение как в военной технике (например, для наведения ракет), так и в гражданской (например, в волоконно-оптических системах связи). В качестве оптических элементов в ИК-спектрометрах используются либо линзы и призмы, либо дифракционные решётки и зеркала. Чтобы исключить поглощение излучения в воздухе, спектрометры для дальней ИК-области изготавливаются в вакуумном варианте^[6].

Поскольку инфракрасные спектры связаны с вращательными и колебательными движениями в молекуле, а также с электронными переходами в атомах и молекулах, ИК-спектроскопия позволяет получать важные сведения о строении атомов и молекул, а также о зонной структуре кристаллов^[6].

Объекты обычно испускают инфракрасное излучение во всём спектре длин волн, но иногда только ограниченная область спектра представляет интерес, поскольку датчики обычно собирают излучение только в пределах определенной полосы пропускания. Таким образом, инфракрасный диапазон часто подразделяется на более мелкие диапазоны.

Обычная схема деления[править | править код]

Чаще всего разделение на более мелкие диапазоны производится следующим образом:^[7]

Аббревиатура	Длина волны	Энергия фотонов	Характеристика
Near-infrared, NIR	0,75—1,4 мкм	0,9—1,7 эВ	Ближний ИК, ограниченный с одной стороны видимым светом, с другой — прозрачностью воды, значительно ухудшающейся при 1,45 мкм. В этом диапазоне работают широко распространенные инфракрасные светодиоды и лазеры для систем волоконной и воздушной оптической связи. Видеокамеры и приборы ночного видения на основе ЭОП также чувствительны в этом диапазоне.
Short-wavelength infrared, SWIR	1,4—3 мкм	0,4—0,9 эВ	Поглощение электромагнитного излучения водой значительно возрастает при 1450 нм. Диапазон 1530—1560 нм преобладает в области дальней связи.
Mid-wavelength infrared, MWIR	3—8 мкм	150—400 мэВ	В этом диапазоне начинают излучать тела, нагретые до нескольких сотен градусов Цельсия. В этом диапазоне чувствительны тепловые головки самонаведения систем ПВО и технические тепловизоры.
Long-wavelength infrared, LWIR	8—15 мкм	80—150 мэВ	В этом диапазоне начинают излучать тела с температурами около нуля градусов Цельсия. В этом диапазоне чувствительны тепловизоры для приборов ночного видения.
Far-infrared, FIR	15— 1000 мкм	1,2—80 мэВ

CIE схема[править | править код]

Международная комиссия по освещённости (англ. International Commission on Illumination) рекомендует разделение инфракрасного излучения на следующие три группы^[8]:

• IR-A: 700 нм — 1400 нм (0,7 мкм — 1,4 мкм)
• IR-B: 1400 нм — 3000 нм (1,4 мкм — 3 мкм)
• IR-C: 3000 нм — 1 мм (3 мкм — 1000 мкм)

ISO 20473 схема[править | править код]

Международная организация по стандартизации предлагает следующую схему:

Обозначение	Аббревиатура	Длина волны
Ближний инфракрасный диапазон	NIR	0,78—3 мкм
Средний инфракрасный диапазон	MIR	3—50 мкм
Дальний инфракрасный диапазон	FIR	50—1000 мкм

Астрономическая схема[править | править код]

Астрономы обычно делят инфракрасный спектр следующим образом^[9]:

Обозначение	Аббревиатура	Длина волны
Ближний инфракрасный диапазон	NIR	(0.7…1) — 5 мкм
Средний инфракрасный диапазон	MIR	5 — (25…40) мкм
Дальний инфракрасный диапазон	FIR	(25…40) — (200…350) мкм

Теплово́е излуче́ние или лучеиспускание — передача энергии от одних тел к другим в виде электромагнитных волн, излучаемых телами за счёт их внутренней энергии. Тепловое излучение в основном приходится на инфракрасный участок спектра от 0,74 мкм до 1000 мкм. Отличительной особенностью лучистого теплообмена является то, что он может осуществляться между телами, находящимися не только в какой-либо среде, но и вакууме. Примером теплового излучения является свет от лампы накаливания. Мощность теплового излучения объекта, удовлетворяющего критериям абсолютно чёрного тела, описывается законом Стефана — Больцмана. Отношение излучательной и поглощательной способностей тел описывается законом излучения Кирхгофа. Тепловое излучение является одним из трёх элементарных видов переноса тепловой энергии (помимо теплопроводности и конвекции). Равновесное излучение — тепловое излучение, находящееся в термодинамическом равновесии с веществом.

Органы восприятия человека и других высших приматов не приспособлены под инфракрасное излучение (проще говоря, человеческий глаз его не видит), однако, некоторые биологические виды способны воспринимать органами зрения инфракрасное излучение. Так, например, зрение некоторых змей позволяет им видеть в инфракрасном диапазоне и охотиться на теплокровную добычу ночью (когда её силуэт обладает наиболее выраженным контрастом на фоне остывшей местности). Более того, у обыкновенных удавов эта способность имеется одновременно с нормальным зрением, в результате чего они способны видеть окружающее одновременно в двух диапазонах: нормальном видимом (как и большинство животных) и инфракрасном. Среди рыб способностью видеть под водой в инфракрасном диапазоне отличаются такие рыбы как пиранья, охотящаяся на зашедших в воду теплокровных животных, и золотая рыбка. Среди насекомых инфракрасным зрением обладают комары, что позволяет им с большой точностью ориентироваться на наиболее насыщенные кровеносными сосудами участки тела добычи^[10].

Прибор ночного видения[править | править код]

Существует несколько способов визуализировать невидимое инфракрасное изображение:

• Современные полупроводниковые видеокамеры чувствительны в ближнем ИК. Во избежание ошибок цветопередачи обычные бытовые видеокамеры снабжаются специальным фильтром, отсекающим ИК изображение. Камеры для охранных систем, как правило, не имеют такого фильтра. Однако в темное время суток нет естественных источников ближнего ИК, поэтому без искусственной подсветки (например, инфракрасными светодиодами) такие камеры ничего не покажут.
• Электронно-оптический преобразователь — вакуумный фотоэлектронный прибор, усиливающий свет видимого спектра и ближнего ИК. Имеет высокую чувствительность и способен давать изображение при очень низкой освещенности. Являются исторически первыми приборами ночного видения, широко используются и в настоящее время в дешевых ПНВ. Поскольку работают только в ближнем ИК, то, как и полупроводниковые видеокамеры, требуют наличия освещения.
• Болометр — тепловой сенсор. Болометры для систем технического зрения и приборов ночного видения чувствительны в диапазоне длин волн 3—14 мкм (средний ИК), что соответствует излучению тел, нагретых от 500 до −50 градусов Цельсия. Таким образом, болометрические приборы не требуют внешнего освещения, регистрируя излучение самих предметов и создавая картинку разности температур.

Термография[править | править код]

Изображение девушки, полученное в инфракрасном диапазоне

Инфракрасная термография, тепловое изображение или тепловое видео — это научный способ получения термограммы — изображения в инфракрасных лучах, показывающего картину распределения температурных полей. Термографические камеры или тепловизоры обнаруживают излучение в инфракрасном диапазоне электромагнитного спектра (примерно 900—14000 нанометров) и на основе этого излучения создают изображения, позволяющие определить перегретые или переохлаждённые места. Так как инфракрасное излучение испускается всеми объектами, имеющими температуру, согласно формуле Планка для излучения чёрного тела, термография позволяет «видеть» окружающую среду с или без видимого света. Величина излучения, испускаемого объектом, увеличивается с повышением его температуры, поэтому термография позволяет нам видеть различия в температуре. Когда смотрим через тепловизор, то тёплые объекты видны лучше, чем охлаждённые до температуры окружающей среды; люди и теплокровные животные легче заметны в окружающей среде, как днём, так и ночью. Как результат, продвижение использования термографии может быть приписано военным и службам безопасности.

Инфракрасное самонаведение[править | править код]

Инфракрасная головка самонаведения — головка самонаведения, работающая на принципе улавливания волн инфракрасного диапазона, излучаемых захватываемой целью. Представляет собой оптико-электронный прибор, предназначенный для идентификации цели на окружающем фоне и выдачи в автоматическое прицельное устройство (АПУ) сигнала захвата, а также для измерения и выдачи в автопилот сигнала угловой скорости линии визирования.

Инфракрасный обогреватель[править | править код]

Инфракрасное излучение повсеместно применяют для обогрева помещений и уличных пространств. Инфракрасный обогреватель — отопительный прибор, отдающий тепло преимущественно излучением, а не конвекцией — используется для организации дополнительного или основного отопления в помещениях (домах, квартирах, офисах и т. п.), а также для локального обогрева уличного пространства (уличные кафе, беседки, веранды)^[11].

Инфракрасный обогреватель в быту иногда неточно называется рефлектором. Лучистая энергия поглощается окружающими поверхностями, превращаясь в тепловую энергию, нагревает их, которые в свою очередь отдают тепло воздуху. Это дает существенный экономический эффект по сравнению с конвекционным обогревом, где тепло существенно расходуется на обогрев неиспользуемого подпотолочного пространства. Кроме того, при помощи ИК обогревателей появляется возможность местного обогрева только тех площадей в помещении, в которых это необходимо без обогрева всего объёма помещения; тепловой эффект от инфракрасных обогревателей ощущается сразу после включения, что позволяет избежать предварительного нагрева помещения. Эти факторы снижают затраты энергии.

При покраске[править | править код]

Инфракрасные излучатели применяют в промышленности для сушки лакокрасочных поверхностей. Инфракрасный метод сушки имеет существенные преимущества перед традиционным, конвекционным методом. В первую очередь это, безусловно, экономический эффект: процесс идёт гораздо быстрее, а энергии, при этом, затрачивается гораздо меньше, чем при традиционных методах.

Инфракрасная астрономия[править | править код]

Раздел астрономии и астрофизики, исследующий космические объекты, видимые в инфракрасном излучении. При этом под инфракрасным излучением подразумевают электромагнитные волны с длиной волны от 0,74 до 2000 мкм. Инфракрасное излучение находится в диапазоне между видимым излучением, длина волны которого колеблется от 380 до 750 нанометров, и субмиллиметровым излучением.

Инфракрасная астрономия начала развиваться в 1830-е годы, спустя несколько десятилетий после открытия инфракрасного излучения Уильямом Гершелем. Первоначально прогресс был незначительным и до начала 20 века отсутствовали открытия астрономических объектов в инфракрасном диапазоне помимо Солнца и Луны, однако после ряда открытий, сделанных в радиоастрономии в 1950-х и 1960-х годах, астрономы осознали наличие большого объёма информации, находящегося вне видимого диапазона волн. С тех пор была сформирована современная инфракрасная астрономия.

Инфракрасная спектроскопия[править | править код]

Инфракрасная спектроскопия — раздел спектроскопии, охватывающий длинноволновую область спектра (>730 нм за красной границей видимого света). Инфракрасные спектры возникают в результате колебательного (отчасти вращательного) движения молекул, а именно — в результате переходов между колебательными уровнями основного электронного состояния молекул. ИК излучение поглощают многие газы, за исключением таких как О₂, N₂, H₂, Cl₂ и одноатомных газов. Поглощение происходит на длине волны, характерной для каждого определенного газа, для СО, например, таковой является длина волны 4,7 мкм.

По инфракрасным спектрам поглощения можно установить строение молекул различных органических (и неорганических) веществ с относительно короткими молекулами: антибиотиков, ферментов, алкалоидов, полимеров, комплексных соединений и др. Колебательные спектры молекул различных органических (и неорганических) веществ с относительно длинными молекулами (белки, жиры, углеводы, ДНК, РНК и др.) находятся в терагерцевом диапазоне, поэтому строение этих молекул можно установить с помощью радиочастотных спектрометров терагерцевого диапазона. По числу и положению пиков в ИК спектрах поглощения можно судить о природе вещества (качественный анализ), а по интенсивности полос поглощения — о количестве вещества (количественный анализ). Основные приборы — различного типа инфракрасные спектрометры.

Передача данных[править | править код]

Распространение инфракрасных светодиодов, лазеров и фотодиодов позволило создать беспроводной оптический метод передачи данных на их основе. В компьютерной технике обычно используется для связи компьютеров с периферийными устройствами (интерфейс IrDA) В отличие от радиоканала инфракрасный канал нечувствителен к электромагнитным помехам, и это позволяет использовать его в производственных условиях. К недостаткам инфракрасного канала относятся необходимость в оптических окнах на оборудовании, правильной взаимной ориентации устройств. На данный момент существует большое количество производителей сетевого оборудования, основанного на передаче света в атмосфере (FSO), как правило это точка – точка. Сейчас учёными достигнута скорость передачи данных в атмосфере более 4 Тбит/с. При этом известны серийно выпускаемые терминалы связи со скоростью до 100 Гбит/с. В условиях прямой видимости инфракрасный канал может обеспечить связь на расстояниях в несколько километров. О скрытности канала связи не приходится и говорить, так как ИК диапазон не виден человеческому глазу (без использование специального прибора), и угловая расходимость канала связи не превышает 17 мкрад по всем осям.

Тепловое излучение применяется также для приёма сигналов оповещения^[12].

Дистанционное управление[править | править код]

Инфракрасные диоды и фотодиоды повсеместно применяются в пультах дистанционного управления, системах автоматики, охранных системах, некоторых мобильных телефонах (инфракрасный порт) и т. п. Инфракрасные лучи не отвлекают внимание человека в силу своей невидимости.

Интересно, что инфракрасное излучение бытового пульта дистанционного управления легко фиксируется с помощью дешёвых цифровых фотоаппаратов или видеокамер с ночным режимом, в которых нет специального инфракрасного фильтра.

Медицина[править | править код]

Наиболее широко инфракрасное излучение в медицине применяется в различных датчиках потока крови (PPG).

Широко распространённые измерители частоты пульса (ЧСС, HR — Heart Rate) и насыщения крови кислородом (SpO2) используют светодиоды зелёного (для пульса) и красного и инфракрасного (для SpO2) излучений.

Излучение инфракрасного лазера используется в методике DLS (Digital Light Scattering) для определения частоты пульса и характеристик потока крови.

Инфракрасные лучи применяются в физиотерапии.

Влияние длинноволнового инфракрасного излучения:

• Стимуляция и улучшение кровообращения. При воздействии длинноволнового инфракрасного излучения на кожный покров происходит раздражение рецепторов кожи и, вследствие реакции гипоталамуса, расслабляются гладкие мышцы кровеносных сосудов, в результате сосуды расширяются.
• Улучшение процессов метаболизма. При тепловом воздействии инфракрасного излучения стимулируется активность на клеточном уровне, улучшаются процессы нейрорегуляции и метаболизма.

Стерилизация пищевых продуктов[править | править код]

С помощью инфракрасного излучения стерилизируют пищевые продукты с целью дезинфекции^{[источник не указан 561 день]}.

Пищевая промышленность[править | править код]

Особенностью применения ИК-излучения в пищевой промышленности является возможность проникновения электромагнитной волны в такие капиллярно-пористые продукты, как зерно, крупа и мука, на глубину до 7 мм. Эта величина зависит от характера поверхности, структуры, свойств материала и частотной характеристики излучения. Электромагнитная волна определённого частотного диапазона оказывает не только термическое, но и биологическое воздействие на продукт, способствует ускорению биохимических превращений в биологических полимерах (крахмал, белок, липиды). Конвейерные сушильные транспортёры с успехом могут использоваться при закладке зерна в зернохранилища и в мукомольной промышленности.

Недостатком же является существенно большая неравномерность нагрева, что в ряде технологических процессов совершенно неприемлемо.

Проверка денег на подлинность[править | править код]

Инфракрасный излучатель применяется в приборах для проверки денег. Нанесённые на купюру как один из защитных элементов специальные метамерные краски возможно увидеть исключительно в инфракрасном диапазоне. Инфракрасные детекторы валют являются самыми безошибочными приборами для проверки денег на подлинность^{[источник не указан 3231 день]}. Нанесение на купюру инфракрасных меток, в отличие от ультрафиолетовых, фальшивомонетчикам обходится дорого и соответственно экономически невыгодно^{[источник не указан 561 день]}. Потому детекторы банкнот со встроенным ИК излучателем, на сегодняшний день, являются самой надёжной защитой от подделок^{[источник не указан 561 день]}.

Очень сильное инфракрасное излучение в местах высокого нагрева может высушивать слизистую оболочку глаз. Наиболее опасно, когда излучение не сопровождается видимым светом. В таких ситуациях необходимо надевать специальные защитные очки для глаз^[13].

Инфракрасное излучение с длиной волны 1.35 мкм, 2.2 мкм при достаточной пиковой мощности в лазерном импульсе может вызывать эффективное разрушение молекул ДНК, более сильное, чем излучение в ближнем ИК-диапазоне^[14].

Поверхность Земли и облака поглощают видимое и невидимое излучение от Солнца и переизлучают большую часть поглощённой энергии в виде инфракрасного излучения обратно в атмосферу. Некоторые вещества в атмосфере, главным образом капли воды и водяной пар, а также диоксид углерода, метан, азот, гексафторид серы и хлорфторуглерод поглощают это инфракрасное излучение и вновь излучают его во всех направлениях, включая обратно на Землю. Таким образом, парниковый эффект удерживает атмосферу и поверхность в более нагретом состоянии, чем если бы инфракрасные поглотители отсутствовали в атмосфере^[15][16].

Видимый диапазон

Диапазон видимого света — самый узкий во всем спектре. Длина волны в нем меняется менее чем в два раза. На видимый свет приходится максимум излучения в спектре Солнца. Наши глаза в ходе эволюции адаптировались к его свету и способны воспринимать излучение только в этом узком участке спектра. Почти все астрономические наблюдения до середины XX века велись в видимом свете. Основной источник видимого света в космосе — звезды, поверхность которых нагрета до нескольких тысяч градусов и потому испускает свет. На Земле применяются также нетепловые источники света, например, флюоресцентные лампы и полупроводниковые светодиоды.

Для сбора света от слабых космических источников используются зеркала и линзы. Приемниками видимого света служат сетчатка глаза, фотопленка, применяемые в цифровых фотоаппаратах полупроводниковые кристаллы (ПЗС-матрицы), фотоэлементы и фотоэлектронные умножители. Принцип действия приемников основан на том, что энергии кванта видимого света достаточно, чтобы спровоцировать химическую реакцию в специально подобранном веществе или выбить из вещества свободный электрон. Затем по концентрации продуктов реакции или по величине освободившегося заряда определяется количество поступившего света.

Источники

Комета Хейла-Боппа

Одна из самых ярких комет конца XX века. Она была открыта в 1995 году, когда находилась еще за орбитой Юпитера. Это рекордное расстояние для обнаружения новой кометы. Прошла перигелий 1 апреля 1997 года, а в конце мая достигла максимального блеска — около нулевой звездной величины. Всего комета оставалась видимой невооруженным глазом в течение 18,5 месяцев — вдвое больше прежнего рекорда, установленного великой кометой 1811 года. На снимке видны два хвоста кометы — пылевой и газовый. Давление солнечного излучения направляет их прочь от Солнца.

Планета Сатурн

Вторая по величине планета Солнечной системы. Относится к классу газовых гигантов. Снимок сделан межпланетной станцией «Кассини», которая с 2004 года ведет исследования в системе Сатурна. В конце XX века системы колец обнаружены у всех планет-гигантов — от Юпитера до Нептуна, но только у Сатурна они легко доступны наблюдению даже в небольшой любительский телескоп.

Солнечные пятна

Области пониженной температуры на видимой поверхности Солнца. Их температура 4300–4800 К — примерно на полторы тысячи градусов ниже, чем на остальной поверхности Солнца. Из-за этого их яркость в 2–4 раза ниже, что по контрасту создает впечатление черных пятен. Пятна возникают, когда магнитное поле замедляет конвекцию и тем самым вынос тепла в верхних слоях вещества Солнца. Они живут от нескольких часов до нескольких месяцев. Число пятен служит индикатором активности Солнца. Наблюдая пятна на протяжении нескольких дней, легко заметить вращение Солнца. Снимок сделан любительским телескопом.

Внимание! Ни в коем случае нельзя смотреть на Солнце в телескоп или другой оптический прибор без специальных защитных фильтров. При использовании фильтров их следует надежно крепить перед объективом, а не у окуляра инструмента, где фильтр может повредиться из-за перегрева. В любом случае безопаснее наблюдать проекцию изображения Солнца на лист бумаги за окуляром телескопа.

Рассеянное звездное скопление Плеяды

Содержит около 3 тысяч звезд, из которых семь видны невооруженным глазом. Скопление имеет поперечник 13 световых лет и расположено в 400 световых годах от Земли. Рассеянные скопления образуются при сжатии космических газопылевых облаков под действием самогравитации (притяжения одних частей облака к другим). В ходе сжатия облако дробится на части, из которых формируются отдельные звезды. Эти звезды слабо связаны между собой гравитацией, и со временем такие скопления рассеиваются.

Спиральная галактика M51

Спиральная галактика, диск которой мы наблюдаем плашмя, известная также под названием Водоворот. Расположена на расстоянии около 37 млн световых лет. Ее диаметр составляет около 100 тысяч световых лет. У конца одной из спиральных ветвей располагается галактика-компаньон.

Обозначение M51 относится ко всей паре в целом. По отдельности основная галактика и ее компаньон обозначаются NGC 5194 и 5195. Гравитационное взаимодействие с компаньоном уплотняет газ в близких к нему участках спиралей, что ускоряет звездообразование. Взаимодействие — типичное явление в мире галактик. Галактика доступна для наблюдения в небольшой любительский телескоп.

Приемники

Визуальные наблюдения

В профессиональной астрономии визуальные наблюдения больше не применяются. Лет 20 назад их полностью вытеснили цифровая фотография, фотометрия, спектрометрия и компьютерная обработка данных.

Однако романтика визуальных наблюдений по-прежнему вдохновляет любителей астрономии. Невооруженному глазу доступны Солнце, Луна, пять планет, около 6 тысяч звезд и четыре галактики — Млечный Путь, Туманность Андромеды, Большое и Малое Магеллановы облака. Эпизодически появляются видимые глазом кометы и астероиды.

Практически каждую ночь можно наблюдать сгорающие в атмосфере космические песчинки — метеоры, а также неторопливо ползущие по небу искусственные спутники Земли. В высоких широтах наблюдаются полярные сияния, в низких при благоприятных условиях виден призрачный зодиакальный свет — освещенная Солнцем космическая пыль. И всё это разнообразие наблюдается в крайне узком спектральном диапазоне, который почти в тысячу раз уже инфракрасного диапазона.

В бинокль видно в десятки раз больше звезд и множество туманных объектов. Любительскому телескопу доступно в тысячи раз больше звезд, детали на поверхности планет, их спутники, а также сотни туманностей и галактик. Но при этом поле зрения у телескопа значительно меньше, и для успешных наблюдений его надо надежно закрепить, а еще лучше медленно поворачивать вслед за вращением неба.

Любительский телескоп

В современном мире любительская астрономия стала увлекательным и престижным хобби. Ряд фирм, таких как Meade и Celestron, производят телескопы специально для любителей. Простейшие инструменты с диаметром объектива от 50–70 мм стоят 200–500 долларов, самые крупные с диаметром 350–400 мм сравнимы по стоимости с престижным автомобилем и требуют стационарной установки на бетонном фундаменте под куполом. В умелых руках такие инструменты вполне могут дать вклад в большую науку.

Самые популярные в мире любительские телескопы имеют диаметр около 200 мм и построены по оптической схеме, изобретенной советским оптиком Максутовым. Они имеют короткую трубу, которую обычно устанавливают на вилочной монтировке и снабжают компьютером для автоматического наведения на различные объекты по их небесным координатам. Именно такой инструмент показан на плакате.

24-метровый телескоп «Магеллан» (строящийся)

В 1975 году в СССР построили 6-метровый телескоп БТА. Чтобы главное зеркало телескопа не деформировалось, его сделали толщиной около метра. Казалось, что дальше увеличивать размеры зеркал невозможно. Однако выход был найден. Зеркала стали делать относительно тонкими (15–25 см) и разгружать на множество опор, положением которых управляет компьютер. Возможность изгибать зеркала, гибко подстраивая их форму, позволила построить телескопы диаметром до 8 метров.

Но и на этом астрономы не остановились. На самых крупных инструментах зеркала делят на сегменты, совмещая положение частей с точностью до сотых долей микрона. Так устроены крупнейшие в мире 10-метровые телескопы Кека. Следующим шагом станет американский телескоп «Магеллан», в котором будет 7 зеркал, каждое диаметром 8 метров. Вместе они будут работать как 24-метровый телескоп. А в Европейском Союзе началась работа над еще более амбициозным проектом — телескопом диаметром 42 метра.

Главным препятствием для реализации возможностей таких инструментов становится земная атмосфера, турбулентность которой искажает изображение. Для компенсации помех, за состоянием атмосферы постоянно наблюдает специальная аппаратура и на ходу изгибает зеркало телескопа так, чтобы компенсировать искажения. Эта технология называется адаптивной оптикой.

Схема оптического телескопа-рефлектора

Телескоп выполняет две задачи: собрать как можно больше света слабого источника и различить как можно более мелкие его детали. Светособирающая способность телескопа определяется площадью главного зеркала, разрешающая способность — его диаметром. Именно поэтому астрономы стремятся построить как можно более крупные телескопы.

У небольших телескопов в качестве объектива может использоваться собирающая линза (телескоп-рефрактор), но чаще применяется вогнутое параболическое зеркало (телескоп-рефлектор). Главная функция объектива — построить изображение наблюдаемых источников в фокальной плоскости телескопа, где располагают фотокамеру или другое оборудование. В любительских телескопах для визуальных наблюдений позади фокальной плоскости ставят окуляр, представляющий собой, по сути, сильную лупу, в которую рассматривается созданное объективом изображение.

Однако у рефлектора фокальная плоскость находится перед зеркалом, что не всегда удобно при наблюдениях. Используют разные приемы, чтобы вывести пучок света за пределы тубы телескопа. В системе Ньютона для этого используется диагональное зеркало. В более сложной системе Кассегрена (на плакате) напротив главного зеркала ставят вторичное выпуклое зеркало в форме гиперболоида вращения. Оно отражает пучок назад, где он выходит через отверстие в центре главного зеркала. В системе Максутова на переднем конце трубы телескопа ставят тонкую выпукло-вогнутую линзу. Она не только предохраняет зеркала телескопа от повреждения, но и позволяет сделать главное зеркало не параболическим, а сферическим, что намного дешевле в изготовлении.

Космический телескоп «Хаббл»

Самый крупный орбитальный оптический телескоп. Диаметр его главного зеркала составляет 2,4 метра. Выведен на орбиту в 1991 году. Может вести наблюдения в видимом, ближнем инфракрасном и ближнем ультрафиолетовом диапазонах. Единственный космический телескоп, который посещали астронавты для ремонта и обслуживания.

Телескопу имени Хаббла астрономия обязана десятками открытий. В числе прочего он позволил увидеть, как выглядели галактики в эпоху их зарождения около 13 млрд лет назад. В настоящее время на смену телескопу Хаббла создается космический телескоп нового поколения — James Webb Space Telescope (JWST) диаметром 6,5 метров, который планируется вывести в космос в 2013 году. Правда, работать он будет не в видимом диапазоне, а в ближнем и среднем инфракрасном.

Обзоры неба

Всё небо в видимом диапазоне

Здесь вновь отчетливо видна плоскость нашей Галактики — Млечного Пути. Ее свечение складывается из света сотен миллиардов звезд и туманностей. Также хорошо заметны темные волокна пылевых облаков, которые заслоняют от нас часть света звезд в галактической плоскости.

Туманные образования в нижней половине обзора — Большое и Малое Магеллановы облака, спутники нашей Галактики. Яркие звезды, которые кажутся нам основными объектами на небе, на такой мелкомасштабной карте практически незаметны.

Небо в линии водорода H-альфа, 656 нм

Спектральная линия H-альфа соответствует переходу электрона в атоме водорода с третьего энергетического уровня на второй.

Это первая линия так называемой серии Бальмера, которая вся состоит из переходов с разных более высоких уровней на второй. Имеются аналогичные серии переходов на первый уровень (серия Лаймана), на третий уровень (серия Пашена) и на другие уровни. Отличительная особенность серии Бальмера состоит в том, что она практически целиком располагается в видимом диапазоне, что значительно облегчает наблюдения. В частности, линия H-альфа приходится на красный участок спектра.

Излучение в этой линии возникает в разреженных космических облаках атомарного водорода. Атомы в них возбуждаются ультрафиолетовым излучением горячих звезд, а потом отдают энергию, переходя на более низкие уровни. Выделяя при помощи фильтров линию H-альфа, можно целенаправленно наблюдать распределение нейтрального водорода.

Обзор неба в линии H-альфа показывает распределение газа в нашей Галактике. На нем видны крупные пузыри газа вокруг областей активного звездообразования.

Земное применение

Микроскоп

При рассматривании предметов на расстоянии ясного зрения (25 см) человек может различить детали величиной около 0,1 мм (угловое разрешение глаза порядка одной угловой минуты 1′ = 2,3×10^-4 рад). Чтобы увидеть более мелкие детали, смотреть надо с меньшего расстояния, но на расстояние менее 10 см глазу очень трудно настроиться.

Добиться этого можно, используя лупу, оптическая сила которой добавляется к оптической силе хрусталика. Но и в этом случае предел увеличения составляет примерно 25х, т. к. размер такой сильной лупы становится очень маленьким и размещать ее приходится близко к образцу. Фактически такая лупа становится объективом микроскопа. Смотреть в него глазом очень неудобно, но можно поступить иначе.

Тщательно отрегулировав расстояние от объектива до предмета, можно получить на некотором отдалении позади объектива его увеличенный образ. Поместив за ним другую лупу и рассматривая в нее построенный объективом образ, можно добиться увеличения в сотни и даже более тысячи раз.

Однако увеличения заметно более 1000 раз не имеют практического смысла, поскольку волновая природа света не позволяет рассмотреть детали размером меньше длины волны (400–700 нм). При увеличении в 2000 раз такие детали видны как миллиметровое деление на линейке, которую вы держите в руках.

Дальнейшее повышение увеличения не откроет вам новых подробностей. Чтобы увидеть детали с большим разрешением, требуются рентгеновские лучи с меньшей длиной волны или вообще потоки электронов, у которых (согласно квантовой механике) длина волны меньше. Также можно применять механический щуп с очень точной системой наводки — так называемый сканирующий микроскоп.

Лампа накаливания

Испускает видимый свет и инфракрасное излучение за счет нагрева электрическим током помещенной в вакуум вольфрамовой спирали. Спектр излучения очень близок к чернотельному с температурой около 2000 К.

При такой температуре максимум излучения приходится на ближнюю инфракрасную область и потому расходуется бесполезно для целей освещения. Существенно поднять температуру не удается, поскольку при этом спираль быстро выходит из строя. Поэтому лампы накаливания оказываются неэкономичным осветительным прибором. Лампы дневного света значительно эффективнее преобразуют электроэнергию в свет.

Далее: Инфракрасный диапазон

Формы световых волн и виды их колебаний. Длина волны. Амплитуда, период, частота и фаза колебаний. Связь длины волны с частотой.

⇐ ПредыдущаяСтр 3 из 17Следующая ⇒

Световая волна – электромагнитная волна видимого диапазона длин волн. Частота световой волны определяет цвет. Энергия, переносимая световой волной, пропорциональна квадрату ее амплитуды.

Световые волны охватывают на шкале электромагнитных волн огромный диапазон, лежащий за ультракороткими миллиметровыми радиоволнами и простирающийся до наиболее коротких гамма-лучей – электромагнитных волн с длиной волны ʎ меньшей, чем 0,1 нм (1 нм = 10^-9 м)

 

Всякая волна распространяется из одной точки в другую не мгновенно, а с определенной скоростью.

Скорость распространения световых и вообще электромагнитных волн в вакууме ( а практически и в воздухе) равна приблизительно 300 000 км\с

 

Вблизи предмета его тень имеет резкие края, однако очертания
тени размываются с увеличением расстояния между предметом
и тенью. Это нетрудно понять, если учесть, что свет распростра-
няется прямолинейно, а каждый источник света имеет конечные
размеры. Изучение распространения световых лучей показывает,
что на краю каждой тени существует частично освещенная об-
ласть. Эта так называемая полутень делает очертания тени раз-
мытыми. Наиболее темная часть тени (глубокая тень) полностью
отгорожена от источника света. Ширина полутени тем меньше,
чем ближе тень к объекту, который ее отбрасывает, поэтому
вблизи предмета тень выглядит более резкой.

Было установлено, что световая волна представляет собой колебания электрического и магнитного полей, распространяющиеся в пространстве; оба поля совершают колебания во взаимно перпендикулярных плоскостях, которые перпендикулярны также и направлению распространения волны. В действительности световые волны являются одним из типов электромагнитных волн, включающих также рентгеновское, ультрафиолетовое, инфракрасное излучения и радиоволны. Световые волны испускаются атомами, когда электроны в них переходят с одной орбиты на другую. Если атом получает энергию, например в форме тепла, света или электрической энергии, электроны удаляются от ядра на орбиты с большей энергией. Затем они вновь переходят на более близкие к ядру орбиты с меньшей энергией, излучая при этом энергию в виде электромагнитных волн. Так возникает свет.

Форма волны —  наглядное представление формы сигнала, такого как волна, распространяющегося в физической среде, или его абстрактное представление.

Во многих случаях среда, в которой распространяется волна, не позволяет наблюдать её форму визуально. В этом случае, термин «сигнал» относится к форме графика величины, изменяющейся по времени или зависящей от расстояния. Для наглядного представления формы волны может использоваться инструмент, называемый «осциллограф», отображающий на экране значение измеряемой величины и его изменение. В более широком смысле термин «сигнал» используется для обозначения формы графика значений любой величины, изменяющейся по времени.

 

Общими периодическими сигналами являются (t —  время):

· Синусоида: sin (2 π t). Амплитуда сигнала соответствует тригонометрической функции синуса (sin), изменяющейся по времени.

· Меандр: saw(t) − saw (t − duty). Этот сигнал как правило используется для представления и передачи цифровых данных. Прямоугольные импульсы с постоянным периодом содержат нечётные гармоники, которые попадают на −6дБ/октаву.

· Треугольная волна: (t − 2 floor ((t + 1) /2)) (−1)^{floor ((t + 1) /2)}. Включает в себя нечётные гармоники, которые попадают на −12дБ/октаву.

· Пилообразная волна: 2 (t − floor(t)) − 1. Выглядит как зубья пилы. Используется в качестве отправной точки cубтрактивного синтеза, так как пилообразная волна с постоянным периодом содержит чётные и нечётные гармоники, которые попадают на −6 дБ/октаву.

Другие формы сигналов часто называют композитными, так как в большинстве случаев они могут быть описаны как сочетание нескольких синусоидальных волн или суммой других базисных функций.

Ряд Фурье описывает разложение периодического сигнала на основе фундаментального принципа, гласящего, что любой периодический сигнал может быть представлен в виде суммы (возможно бесконечной) фундаментальных и гармонических составляющих. Энергетически-конечные непериодические сигналы могут быть проанализированы как синусоиды после преобразования Фурье.

Длина волны (λ) — кратчайшее расстояние между точками волны, колеблющимися в одинаковых фазах. Свет мы воспринимаем глазами. Он является электромагнитной волной с длиной волны (в вакууме) от 760 нм (красный) до 420 нм (фиолетовый). — длина волны. Частота световых колебаний от 4.1014 Гц (фиолетовый) до 7.1014 Гц (красный). Это достаточно узкая полоска на шкале электромагнитных волн. Частота световой волны (длина волны в вакууме) определяет цвет видимого нами света: Синусоида символически показывает частоту (длину волны) соответствующего участка спектра (цвета). Основные спектральные цвета (имеющие собственное название), а также характеристики излучения этих цветов, представлены в таблице: Красный Оранжевый Жёлтый Зелёный Голубой Синий Фиолетовый Цвет 625—740 590—625 565—590 500—565 485—500 440—485 380—440 Диапазон длин волн, нм 480—400 510—480 530—510 600—530 620—600 680—620 790—680 Диапазон частот, ТГц 1,68—1,98 1,98—2,10 2,10—2,19 2,19—2,48 2,48—2,56 2,56—2,82 2,82—3,26 Диапазон энергии фотонов, эВ	λ — длина световой волны	м
с — скорость света	м/c
T — период ЭМ колебаний	с
ν — частота колебаний световой волны	Гц

Колеба́ния — повторяющийся в той или иной степени во времени процесс изменения состояний системы около точки равновесия. Например, при колебаниях маятника повторяются отклонения его в ту и другую сторону от вертикального положения; при колебаниях в электрическом колебательном контуре повторяются величина и направление тока, текущего через катушку.

Электромагнитными колебаниями называются периодические изменения напряженности Е и индукции В.

Электромагнитными колебаниями являются радиоволны, микроволны, инфракрасное излучение, видимый свет, ультрафиолетовое излучение, рентгеновские лучи, гамма-лучи.

 

Передача колебаний обусловлена тем, что смежные участки среды связаны между собой. Эта связь может осуществляться различно. Она может быть обусловлена, в частности, силами упругости, возникающими вследствие деформации среды при ее колебаниях. В результате колебание, вызванное каким-либо образом в одном месте, влечет за собой последовательное возникновение колебаний в других местах, все более и более удаленных от первоначального, и возникает так называемая волна.

Электромагнитные волны – эти волны представляют собой передачу из одних мест пространства в другие колебаний электрического и магнитного полей, создаваемых электрическими зарядами и токами. Всякое изменение электрического поля вызывает появление магнитного поля, и обратно, всякое изменение магнитного поля создаёт электрическое поле. Твердая, жидкая или газообразная среда может сильно влиять на распространение электромагнитных волн, но наличие такой среды для этих волн не необходимо. Электромагнитные волны могут распространяться всюду, где может существовать электромагнитное поле, а значит, и в вакууме, т.е. в пространстве, не содержащем атомов.

Всякая волна распространяется из одной точки в другую не мгновенно, а с определенной скоростью.

Электромагнитные колебания — взаимосвязанные колебания электрического и магнитного полей.

Электромагнитные колебания появляются в различных электрических цепях. При этом колеблются величина заряда, напряжение, сила тока, напряженность электрического поля, индукция магнитного поля и другие электродинамические величины.

Свободные электромагнитные колебания возникают в электромагнитной системе после выведения ее из состояния равновесия, например, сообщением конденсатору заряда или изменением тока в участке цепи.

Это затухающие колебания, так как сообщенная системе энергия расходуется на нагревание и другие процессы.

Вынужденные электромагнитные колебания — незатухающие колебания в цепи, вызванные внешней периодически изменяющейся синусоидальной ЭДС.

Электромагнитные колебания описываются теми же законами, что и механические, хотя физическая природа этих колебаний совершенно различна.

Электрические колебания — частный случай электромагнитных, когда рассматривают колебания только электрических величин. В этом случае говорят о переменных токе, напряжении, мощности и т.д.

КОЛЕБАТЕЛЬНЫЙ КОНТУР

Колебательный контур — электрическая цепь, состоящая из последовательно соединенных конденсатора емкостью C, катушки индуктивностью L и резистора сопротивлением R.

Состояние устойчивого равновесия колебательного контура характеризуется минимальной энергией электрического поля (конденсатор не заряжен) и магнитного поля (ток через катушку отсутствует).

Величины, выражающие свойства самой системы (параметры системы): L и m, 1/C и k

величины, характеризующие состояние системы:

величины, выражающие скорость изменения состояния системы: u = x'(t) и i = q'(t) .