Определение физических свойств и скорости движения небесных тел по их спектрам кратко
Обновлено: 05.07.2024
Суточное движение светил на различных широтах. Определение географической широты по астрономическим наблюдениям.
Эклиптика. Видимое движение Солнца.
Движение Луны. Солнечные и лунные затмения.
Время и календарь.
Состав и масштабы Солнечной системы.
Конфигурации и условия видимости планет.
Определение расстояний и размеров тел в Солнечной системе.
Движение небесных тел под действием сил тяготения. Космические скорости и форма орбит. Возмущения в движении планет. Приливы. Определение масс небесных тел.
Исследование электромагнитного излучения небесных тел. Определение физических свойств и скорости движения небесных тел по их спектрам.
Общие характеристики планет. Физическая обусловленность их природы.
Луна – естественный спутник Земли.
Планеты земной группы: Меркурий, Венера, Марс.
Малые тела Солнечной системы (астероиды, болиды, метеориты, кометы, метеоры и метеорные потоки).
Солнце – ближайшая звезда.
Определение расстояний до звезд.
Видимая и абсолютная звездная величина. Светимость звезд. Цвет, спектры и температура звезд.
Двойные звезды. Массы звезд.
Размеры звезд. Плотность их вещества.
Цефеиды. Новые и сверхновые звезды.
Важнейшие закономерности в мире звезд. Эволюция звезд.
Другие звездные системы – галактики.
Похожие документы:
. ДВИЖЕНИЯ ОСНОВНЫЕ СВОЙСТВА А) Свободное падение 1) Происходит за счет отделения от тела с некоторой скоростью Б) Движение по . электромагнитные волны большой частоты 2. Планетарная модель атома обоснована расчетами движения небесных тел опытами по .
Пространство событий
. , что все небесные тела двигаются по спирали в сторону Солнца. Процесс поглощения их светилом неизбежен . с новыми физическими свойствами, а справа генератор Смирнова, предназначенный для исследования воздействия торсионного излучения на биологические .
Рузавин Г. И. Р 83 Концепции современного естествознания: Учебник для вузов
. небесными телами для исследования законов их движения . определенной скоростью в некотором поле. Понятие о поле возникло в связи с изучением электромагнитных . исследованию физических свойств . спектра . ИЗЛУЧЕНИЕ - космическое электромагнитное излучение, .
Объём большой, но пользуясь содержанием необходимо выбрать фрагмент для подготовки доклада на 5-6 минут. Обратите внимание, со страницы 181 — материал по истории развития нкм. (Текст сканированный постранично, но страницы в содержании и в тексте не совпадают (?))
. определенных систем физических объектов и такие средства, с помощью которых обеспечивается описание процедур экспериментальных исследований и их . падения, движение тел по наклонной плоскости, колебания маятника, законы Кеплера для небесных тел и т.д.). .
. физические явления и свойства тел: движение небесных тел и ИСЗ, свойства газов, жидкостей и твердых тел, . излучения в спектре нагретого тела. Свойства инфракрасного излучения. Свойства ультрафиолетового излучения. Шкала электромагнитных излучений .
1. Обсерватории. Астрономические исследования проводят в научных институтах, университетах и обсерваториях. Пулковська обсерватория под Ленинградом (рис. 36) существует с 1839 г. и прославилась составлением найточніших звездных каталогов, ее в прошлом столетии называли астрономической столицей мира. В процессе бушующего развития науки в нашей стране было построено много других обсерваторий, в том числе в союзных республиках. К наибольшим следует отнести Специальную астрофизическую обсерваторию на Северном Кавказе. Крымскую (близ Симферополя), Бюраканську (близ Еревана), Абастуманську (близ Боржоми), Голосіївську (в Киеве), Шемахінську (близ Баку) обсерватории. Из институтов наибольшими есть Астрономический институт имени П. К. Штернберга при МДУ и Институт теоретической астрономии Академии наук Российской Федерации в Санкт-Петербурге.
Обсерватории обычно специализируются на проведении определенных видов астрономических исследований. Поэтому они оснащены разными типами телескопов и других приборов, предназначенных, например, для определения точного положения звезд на небе, изучение Солнца или решение других научных задач.
Мал. Главный дом Пулковської обсерватории.
2. Радиотелескопы. После того как было выявлено космическое радиоизлучение, для его приема создали радиотелескопы разных систем. Антенны некоторых радиотелескопов похожие на обычные рефлекторы. Они собирают радиоволны в фокусе металлического вогнутого зеркала, которое можно сделать решетчатым и огромных размеров - диаметром у десятки метрів.
Другие радиотелескопы - это огромные подвижные рамы, на которые параллельно друг другу закрепленные металлические стержни или спирали. Радиоволны, которые поступают, возбуждают в них электромагнитные колебания, которые после усиления попадаются на очень чувствительную приемочную радиоаппаратуру для регистрации радиоизлучения объекта. Есть радиотелескопы, которые состоят из системы отдельных антенн, отдаленных одна от одной (иногда на много сотен километров), с помощью которых проводят одновременные наблюдения космического ра-діоджерела. Такой способ дает возможность узнать о структуре радіоджерела и измерить его угловой размер, даже когда он во много раз меньший за угловую секунду.
Наши представления о небесных телах и их системах чрезвычайно обогатились после того, как начали изучать их радиоизлучение.
3. Применение спектрального анализа. Важнейшим источником информации о большинстве небесных объектов есть их излучение.
Достать наиболее ценные и разнообразные сведения о телах дает возможность спектральный анализ их излучения. С помощью этого метода можно установить качественный и количественный химический состав светила, его температуру, наличие магнитного поля, скорость движения за лучом зрения и много другого.
Спектральный анализ, как вы знаете, грунтується на явлении дисперсии света.
Методом, дающим ценные и наиболее разнообразные сведения о небесных светилах, является спектральный анализ. Он позволяет установить из анализа излучения качественный и количественный химический состав светила, его температуру, наличие магнитного поля, скорость движения по лучу зрения и многое другое.
Спектральный анализ основан на разложении белого света на составные части. Если узкий пучок света пустить на боковую грань трехгранной призмы, то, преломляясь в стекле по-разному, составляющие белый свет лучи дадут на экране радужную полоску, называемую спектром. В спектре все цвета расположены всегда в определенном порядке
Как известно, свет распространяется в виде электромагнитных волн. Каждому цвету соответствует определенная длина электромагнитной волны. Длина волны в спектре уменьшается от красных лучей к фиолетовым примерно от 0,7 до 0,4 мкм. За фиолетовыми лучами спектра лежат ультрафиолетовые лучи, не видимые глазом, но действующие на фотопластинку. Еще меньшую длину волны имеют рентгеновские лучи. Рентгеновское излучение небесных светил, важное для понимания их природы, атмосфера Земли задерживает. За красными лучами спектра находится область инфракрасных лучей. Они невидимы, но созданы специальные приемники инфракрасного излучения, например особым способом приготовленные фотопластинки. Под спектральными наблюдениями понимают обычно наблюдения в интервале от инфракрасных до ультрафиолетовых лучей.
Для изучения спектров применяют приборы, называемые спектроскопом и i>спектрографом. В спектроскоп спектр рассматривают, а спектрографом его фотографируют. Фотография спектра называется спектрограммой.
На рисунке 39 показано устройство спектрографа. Свет попадает через узкую щель на объектив, который посылает его параллельным пучком на одну или несколько призм. В призме свет разлагается на составные части и дает спектр. Его изображение строят линзой на фотопластинке и получают спектрограмму. В спектроскопе это изображение рассматривают через окуляр. В астрономических спектрографах, кроме призмы, используют также и дифракционную решетку, которая отражает свет и одновременно разлагает его в спектр.
Рис. 39. Схема устройства призменного спектрографа.
Существуют следующие виды спектров.
Сплошной, или непрерывный, спектр в виде радужной полоски дают твердые и жидкие раскаленные тела (уголь, нить электролампы) и достаточно плотные массы газа.
Линейчатый спектр излучения дают разреженные газы и пары при сильном нагревании или под действием электрического разряда. Каждый газ излучает свет строго определенных длин волн и дает характерный для данного химического элемента линейчатый спектр. Сильные изменения состояния газа или условий его свечения, например нагрев или ионизация, вызывают определенные изменения в спектре данного газа.
Составлены таблицы с перечнем линий каждого газа и с указанием яркости каждой линии. Например, в спектре натрия особенно ярки две желтые линии.
Линейчатый спектр поглощения дают газы и пары, когда за ними находится яркий источник, дающий непрерывный спектр. Спектр поглощения представляет собой непрерывный спектр, перерезанный темными линиями, которые находятся в тех самых местах, где должны быть расположены яркие линии, присущие данному газу (рис. 40). Например, две темные линии поглощения натрия расположены в желтой части спектра (Вы можете сравнением легко отождествить линии водорода в спектрах Солнца и Сириуса, используя рисунок заднего форзаца.)
Рис. 40. Сравнение спектра Солнца (вверху) с лабораторным спектром паров железа.
Изучение спектров позволяет производить анализ химического состава газов, излучающих или поглощающих свет Количество атомов или молекул, излучающих или поглощающих энергию, определяется по интенсивности линий. Чем больше атомов, тем ярче линия в спектре излучения или тем она темнее в спектре поглощения.
Солнце и звезды окружены газовыми атмосферами. Непрерывный спектр их видимой поверхности перерезан темными линиями поглощения, возникающими при прохождении излучения через атмосферу звезд. Поэтому спектры Солнца и звезд — это спектры поглощения (Рассмотрим изображения разных спектров на форзаце.)
Надо помнить, что спектральный анализ позволяет определять химический состав только самосветящихся или поглощающих излучение газов. Химический состав твердого тела при помощи спектрального анализа определить нельзя.
Скорости движения небесных светил относительно Земли по лучу зрения (лучевые скорости) определяются при помощи спектрального анализа на основании принципа Доплера — Физо: если источник света и наблюдатель сближаются, то длины волн, определяющие положения спектральных линий, укорачиваются, а при их взаимном удалении длины волн увеличиваются. Это явление выражается формулой:
где v — лучевая скорость относительного движения с ее знаком (минус при сближении), λ — нормальная длина волны света при неподвижном источнике, λ0 — длина волны при движении источника и с — скорость света. Иначе говоря, при сближении наблюдателя и источника света линии спектра смещаются к его фиолетовому, а при удалении — к красному концу.
Скорости движения тел на Земле могли бы вызвать лишь ничтожные смещения линий в спектрах тел, но и скорости небесных тел (обычно десятки и сотни км/с) вызывают смещения столь малые, что их можно измерить на спектрограмме только под микроскопом.
Получив спектрограмму светила, над ней и под ней впечатывают спектры сравнения от земного источника излучения, например от ртутной или неоновой лампы (рис. 41). Спектр сравнения для нас неподвижен, и относительно него можно определять сдвиг линий спектра звезды. Он обычно составляет сотые или десятые доли миллиметра на фотографии. Чтобы выяснить, какому изменению соответствует полученный на спектрограмме сдвиг, надо знать масштаб спектра — на сколько меняется длина волны, если мы продвигаемся вдоль спектра на 1 мм. Подстановка в формулу величин λ, λ0 и с = 300000 км/с позволяет определить v — лучевую скорость движения светила.
Рис. 41. Смещение линии Hγ, в спектре одной из звезд при ее движении по лучу зрения. Сверху и снизу — лабораторные спектры сравнения ванадия. Над ними написаны длины волн в ангстремах (1А =0,0001 мкм).
Когда тело раскалено докрасна, в его сплошном спектре ярче всего красная часть. При дальнейшем нагревании наибольшая яркость в спектре переходит в желтую, потом в зеленую часть и т. д. Теория излучения света, проверенная на опыте, показывает, что распределение яркости вдоль сплошного спектра зависит от температуры тела. Зная эту зависимость, можно установить температуру Солнца и звезд. Температуру планет и температуру звезд определяют еще при помощи термоэлемента, помещенного в фокусе телескопа или специально созданных приемников инфракрасного излучения.
Спектральным анализом можно определить химический состав либо самосветящихся газов, либо газов, поглощающих свет источника, дающего сплошной спектр, отчего в сплошном спектре появляются темные линии. Такое явление происходит в атмосферах, окружающих небесные тела, подобные Солнцу и звездам. Спектры звезд и Солнца сплошные, перерезанные темными линиями. Сопоставляя эти линии с линиями спектров известных нам химических элементов (Рисунок 57, 87), мы узнаем химический состав наружных, менее горячих слоев Солнца и звезд. На этих светилах, найдены только те химические элементы, которые есть и на Земле, а это подтверждает материальное единство мира и опровергает лжеучение о непознаваемости природы.
Рисунок 57 - Сравнение спектра Солнца (вверху) со спектром железа.
Луна и планеты светят отраженным светом Солнца, и потому их химический состав при помощи спектрального анализа определить нельзя. Но прежде чем от поверхности планеты отразится солнечный свет, он пронизывает ее атмосферу, а отразившись, по дороге к нам пронизывает ее еще раз. В атмосфере планеты солнечный свет поглощается, и потому в спектрах планет появляются добавочные темные линии (по сравнению со спектром Солнца). Это позволяет определить состав атмосфер планет.
Скорости движения небесных светил относительно Земли по лучу зрения (к нам или от нас) определяются при помощи спектрального анализа на основании принципа Доплера - Физо. Принцип Доплера - Физо состоит в том, что при сближении источника света и наблюдателя все линии спектра смещаются к его фиолетовому концу, а при взаимном удалении наблюдателя и источника света линии его спектра смещаются к красному концу.
Величина смещения спектральных линий зависит от скорости движения и может быть измерена (Рисунок 58). Справедливость всего этого была впервые доказана в лабораторных условиях академиком А. А. Белопольским (1854-1934) в Пулковской обсерватории (Рисунок 59).
А.А. Белопольский.
Скорость движения светил по направлению, перпендикулярному к лучу зрения, можно определить, зная видимую угловую скорость перемещения светила по небесной сфере и его расстояние от нас.
Рисунок 58 - Смещение линий в спектре звезды (среднем), движущейся по лучу зрения. Вверху и внизу - лабораторные спектры сравнения.
Рисунок 59 - Пулковская обсерватория.
Температура самосветящихся небесных тел, таких, как Солнце и звезды, определяется по распределению яркости вдоль их непрерывного спектра. Самосветящееся тело с наименьшей температурой имеет красный цвет, потому что красные лучи в его спектре всего ярче. Более нагретое тело испускает желтый цвет, потому что наиболее яркое место в его спектре приходится на желтый цвет. Еще более раскаленное тело имеет белый цвет, потому что яркость цветов в его спектре такова, что при смешении они дадут белый цвет. У еще более нагретого тела наиболее яркой является голубая часть спектра, отчего и его цвет кажется голубоватым. Теория излучения света, проверенная опытами, показывает, что распределение яркости вдоль сплошного спектра зависит от температуры тела. Изучив распределение яркости в спектрах Солнца и звезд, мы можем с достаточной точностью определить их температуру.
Температура планет и Луны (светящих отраженным солнечным светом) определяется при помощи термоэлемента. В астрономии в соединении с телескопами применяются столь чувствительные термоэлементы, что они могут уловить тепло свечи, горящей на расстоянии многих километров. Такой термоэлемент помещают в фокусе объектива телескопа. Ничтожное тепловое излучение планеты все же нагревает термоэлемент, и в нем возникает слабый электрический ток, который измеряется чувствительным гальванометром. Зная силу тока, можно определить количество тепла, дошедшего от планеты до Земли, а зная расстояние планеты от Земли, можно по этим данным высчитать температуру планеты.
Читайте также: