/  
 ДОКУМЕНТІВ 
20298
    КАТЕГОРІЙ 
30
Про проект  Рекламодавцям  Зворотній зв`язок  Контакт 

Визначення фізичних властивостейі швидкості руху небесних тіл за їхніми спектрами, Детальна інформація

Тема: Визначення фізичних властивостейі швидкості руху небесних тіл за їхніми спектрами
Тип документу: Реферат
Предмет: Фізика, Астрономія
Автор: фелікс
Розмір: 0
Скачувань: 1036
Скачати "Реферат на тему Визначення фізичних властивостейі швидкості руху небесних тіл за їхніми спектрами"
Сторінки 1   2  
Реферат на тему:

ВИЗНАЧЕННЯ ФІЗИЧНИХ ВЛАСТИВОСТЕЙ

І ШВИДКОСТІ РУХУ НЕБЕСНИХ ТІЛ

ЗА ЇХНІМИ СПЕКТРАМИ

1. Обсерваторії. Астрономічні дослідження проводять у наукових інститутах, університетах і обсерваторіях. Пулковська обсерваторія під Ленінградом (мал. 36) існує з 1839 р. і прославилася складанням найточніших зоряних каталогів, її в минулому столітті називали астрономічною столицею світу. У процесі бурхливого розвитку науки в нашій країні було побудовано багато інших обсерваторій, у тому числі в союзних республіках. До найбільших слід віднести Спеціальну астрофізичну обсерваторію на Північному Кавказі. Кримську (поблизу Сімферополя), Бюраканську (поблизу Єревана), Абастуманську (поблизу Боржомі), Голосіївську (у Києві), Шемахінську (поблизу Баку) обсерваторії. З інститутів найбільшими є Астрономічний інститут імені П. К. Штернберга при МДУ та Інститут теоретичної астрономії Академії наук Російської Федерації у Санкт-Петербурзі.

Обсерваторії звичайно спеціалізуються на проведенні певних видів астрономічних досліджень. Тому вони оснащені різними типами телескопів та інших приладів, призначених, наприклад, для визначення точного положення зір на небі, вивчення Сонця або розв'язання інших наукових завдань.

Часто для вивчення небесних об'єктів їх фотографують за допомогою спеціальних телескопів. Положення зір на одержаних негативах вимірюють відповідними приладами в лабораторії. Негативи, що зберігаються в обсерваторії, утворюють «скляну фототеку». Досліджуючи астрономічні фотографії, можна виміряти повільні переміщення порівняно близьких зір на фоні більш віддалених, побачити на негативі зображення дуже слабких об'єктів. Виміряти величину потоків випромінювання від зір, планет та інших космічних об'єктів. Для високоточних вимірювань енергії РВІТЛОВИХ потоків використовують фотоелектричні фотометри. У них світло від зорі, зібране об'єктивом телескопа, спрямовується на світлочутливий шар електронного вакуумного приладу — фотопомножувача, в якому виникає слабкий струм, що його підсилюють та реєструють спеціальні електронні прилади. Пропускаючи світло через спеціально дібрані кольорові світлофільтри, рстрономи кількісно із великою точністю оцінюють колір об'єкта.

Мал. Головний будинок Пулковської обсерваторії.

2. Радіотелескопи. Після того як було виявлено космічне радіовипромінювання, для його приймання створили радіотелескопи різних систем. Антени деяких радіотелескопів схожі на звичайні рефлектори. Вони збирають радіохвилі у фокусі металевого вгнутого дзеркала, яке можна зробити ґратчастим і величезних розмірів — діаметром у десятки метрів.

Інші радіотелескопи — це величезні рухомі рами, на яких паралельно один одному закріплені металеві стержні або спіралі. Радіохвилі, що надходять, збуджують у них електромагнітні коливання, які після підсилення потрапляють на дуже чутливу приймальну радіоапаратуру для реєстрації радіовипромінювання об'єкта. Є радіотелескопи, що складаються із системи окремих антен, віддалених одна від одної (іноді на багато сотень кілометрів), за допомогою яких проводять одночасні спостереження космічного ра-діоджерела. Такий спосіб дає змогу дізнатися про структуру радіоджерела й виміряти його кутовий розмір, навіть коли він у багато разів менший за кутову секунду.

Наші уявлення про небесні тіла та їхні системи надзвичайно збагатилися після того, як почали вивчати їхнє радіовипромінювання.

3. Застосування спектрального аналізу. Найважливішим джерелом інформації про більшість небесних об'єктів є їхнє випромінювання.

Дістати найбільш цінні й різноманітні відомості про тіла дає змогу спектральний аналіз їхнього випромінювання. За допомогою цього методу можна встановити якісний і кількісний хімічний склад світила, його температуру, наявність магнітного поля, швидкість руху за променем зору та багато іншого.

Спектральний аналіз, як ви знаєте, грунтується на явищі дисперсії світла.

Якщо вузький пучок білого світла спрямувати на бічну грань тригранної призми, то, по-різному заломлюючись у склі, промені, з яких складається біле світло, дадуть на екрані райдужну смужку, що називається спектром. У спектрі всі кольори розміщені завжди в певному порядку.

Як відомо, світло поширюється у вигляді електромагнітних хвиль.

Кожному кольору відповідає пев«а довжина електромагнітної хвилі. Довжина хвилі світла зменшується від червоних променів до фіолетових приблизно від 0,7 до 0,4 мкм. За фіолетовими променями у спектрі лежать ультрафіолетові промені, які 'невидимі для ока, але діють на фотопластинку. Ще меншу довжину хвилі мають рентгенівські промені. За червоними променями знаходиться область інфрачервоних променів. Вони невидимі, але приймаються приймачами інфрачервоного випромінювання, наприклад спеціальними фотопластинками.

Для одержання спектрів застосовують прилади, які називаються спектроскопом і спектрографом (мал. 38). У спектроскоп спектр розглядають, а спектрографом його фотографують. Фото-, графія спектра називається спектрограмою.

Нині в астрофізиці використовують і складніші прилади для спектрального аналізу різних видів випромінювання.

Існують такі види спектрів земних джерел і небесних тіл.

Суцільний, або неперервний, спектр у вигляді райдужної смужки дають непрозорі розжарені тіла (вугілля, нитка електролампи) і досить протяжні густі маси газу.

\x2403\x1103\x3784\x1202\x6864\x0101\x3100$\x2437\x3800$\x2448\x6000\x3784\x6102\x0324\x1900 пара при сильному нагріванні. Кожний газ випромінює світло строго визначених довжин хвиль і дає характерний для даного хімічного елемента лінійчастий спектр. Значні зміни стану газу або умов його світіння, наприклад нагрівання чи іонізація, спричиняють певні зміни в спектрі цього газу.

Складено таблиці, в яких перелічуються лінії кожного газу й зазначається яскравість кожної лінії. Наприклад, у спектрі пари натрію особливо яскраві дві жовті лінії.

Лінійчастий спектр поглинання дають гази й пара, якщо за ними міститься яскраве джерело, то дає неперервний спектр. Спектр поглинання — це неперервний спектр, перерізаний темними лініями саме в тих місцях, де мають бути яскраві лінії, властиві даному газу (мал. 39). Наприклад, дві темні лінії поглинання пари натрію містяться в жовтій частині спектра.

Вивчення спектрів дає змогу аналізувати хімічний склад газів, що випромінюють або поглинають світло. Кількість атомів або молекул, які випромінюють чи поглинають енергію, визначається інтенсивністю ліній. Чим помітніша лінія певного елемента у спектрі випромінювання або поглинання, тим більше таких атомів (молекул) на шляху променя світла.

Сонце і зорі оточені газовими атмосферами. Неперервний спектр їхньої видимої поверхні перетинається темними лініями поглинання, які виникають, коли проміння проходить через агмг-сферу зір. Тому спектри Сонця і зір — це спектри поглинання.

Швидкості руху небесних світил відносно Землі за променями зору (променеві швидкості) визначають за допомогою спектра

Мал. 40. Спектри: 1 — Сонця. 2 — водню, 3 — гелію, 4 — Сіріуса (біла зоря), 5 — а Оріона (червона зоря).

мого аналізу на основі ефекту Доплера: якщо джерело світла і спостерігач зближаються, то довжини хвиль, що визначають положення спектральних ліній, укорочуються, а при їх взаємному віддаленні довжини хвиль збільшуються. Ця залежність виражається формулою



Сторінки 1   2  
Коментарі до даного документу
Додати коментар