VII Международный конкурс научно-исследовательских и творческих работ учащихся
Старт в науке
Физические методы изучения астрономических объектов
Автор работы награжден дипломом победителя III степени
Полная версия работы доступна во вкладке "Файлы работы" в формате PDF
Введение
Я давно интересуюсь астрономией и успешно принимаю участие в олимпиадах по астрономии на разных уровнях, и меня давно интересовал вопрос: как учёные получают данные об объектах нашей Вселенной.
Актуальность проблемы:
Изучение физических методов изучения астрономических объектов;
Экспериментальная проверка теории атома водорода Бора.
Постановка проблемы: чтобы разобраться в данной проблеме, ответим на 2 вопроса:
Какие методы существуют?
На чём основаны данные методы?
Цель работы: с помощью школьного курса физики и дополнительного
оборудования, а также необходимой информации из Интернета, ответим на
поставленные вопросы.
Задачи:
Изучить методы и их современное применение;
Применить теоретические знания на практике;
Проверить соответствие теоретических выводов и результатов наблюдений.
Личный вклад: обобщение знаний по данной проблеме, что может быть
использовано в образовательных целях.
Прямые наблюдения
Наблюдения невооружённым глазом
Люди с древности наблюдали небо и заметили, что одни объекты не меняют свое положения на небе (относительно друг друга) – их назвали звёздами, другие двигаются по небу – их назвали планетами, третьи имеют хвосты – их назвали кометами. Одними наблюдениями невооружённым глазом древние учёные открыли 5 планет: Меркурий, Венера, Марс, Юпитер, Сатурн, также 48 созвездий, например, Малая Медведица и Орион. Значительно позднее была создана карта звёздного неба. Большой вклад внесли учёные Древнего Мира, в частности, Птолемей и Гиппарх.
Наблюдения с помощью специальных приборов
Новая эра в наблюдениях наступила, когда Галилей изобрёл телескоп в 1609 году (рис 1, Приложения)
Я решил провести наблюдения в свой телескоп. В нём я увидел лунные моря (низменности), горы и кратеры, в частности Тихо, Кеплер, Коперник, Платон, Аристарх.
Астрономы проводят наблюдения в обсерваториях. Пулковская обсерватория (рис.2, приложения) – первая на территории России. Обсерватории обычно специализируются на проведении определенных видов астрономических исследований. В связи с этим они оснащены различными типами телескопов и других приборов, которые предназначены, например, для определения точного положения звезд на небе, для изучения Солнца – Крымская обсерватория (рис.3) или решения других научных задач (рис.4).
В настоящее время используются и космические телескопы. Их преимущество состоит в том, что им не мешает атмосфера, которая поглощает часть лучей и рассеивает оставшуюся часть. Самым известные из них это Хаббл и Кеплер.
Телескоп “Хаббл” Телескоп “Кеплер”
Для получения больших данных о Вселенной используются телескопы, которые работают во всех диапазонах электромагнитного излучения: от радио- до гамма-излучения. В дополнение используются детекторы нейтрино и гравитационных волн.
Обсерватория Аресибо Детектор LIGO
С помощью телескопов учёные обнаружили интереснейший эффект – гравитационное линзирование. Суть его заключается в том, что, когда наблюдатель смотрит на дальний источник света в космосе через другой космический объект, форма дальнего источника искажается. При наблюдении через линзу объекты наблюдаются ярче, чем они есть на самом деле, так как расходящийся от фонового объекта свет фокусируется объектом-линзой и попадает в прямую зону нашей видимости. Гравитационные линзы иногда позволяют нам увидеть слабые объекты, которые мы никогда бы не заметили. В зависимости от того, через какую структуру в космосе проходит свет, астрономы наблюдают Кольцо или Крест Эйнштейна.
Кольцо Эйнштейна Крест Эйнштейна
Измерения
Горизонтальный параллакс
Можно ли измерить расстояние до небесных тел? Например, до Луны.
Задание: определить расстояние до Луны, используя измерительную линейку длиной 1 м и полоску бумаги шириной 0,5 см. Диаметр Луны D=3476 км (4).
Решение: направим линейку на Луну, поместив её начальный конец у одного глаза. Передвигая полоску бумаги вдоль линейки, найдём такое её положение, при котором она закрывает Луну, но без избытка.
L – искомое расстояние до Луны, D= 3476 км (диаметр Луны), l=56 см (расстояние от глаза до полоски бумаги), d=0,5 см (ширина полоски).
Из подобия треугольников следует , откуда находим
М ы видим, что с помощью простейших измерений можно получить достаточно точный результат. В настоящее время известно, что среднее расстояние от Земли до Луны ‒ 384400 км, расстояние меняется от 363104 км до 405696 км.
Более совершенным методом определения расстояния до тел Солнечной системы является метод горизонтального параллакса.
Определение угловых размеров тел
Кроме расстояний до тел, можно измерить угловые размеры тел Солнечной системы и некоторых звёзд, например, угловой диаметр Солнца ‒ от 31,6’ до 32,7’; Луны ‒ от 29,43’ до 33,5’.
Годичный параллакс
Расстояние до звёзд и далёких объектов определяется методом годичного параллакса.
Этот метод пригоден только для сравнительно близких объектов.
Эффект Доплера
Известно, что при приближении поезда к наблюдателю, звук его гудка становится выше, а при удалении – ниже. То есть частота звука, воспринимаемая наблюдателем, указывает на приближение или удаление объекта. В этом заключается суть эффекта Доплера. Этот эффект справедлив и для света. На нём основан метод красного смещения, используемый для далёких объектов Вселенной. Красное смещение – наблюдаемое для всех далёких источников (галактик, квазаров) свидетельствует об удалении этих источников друг от друга и, в частности, от нашей Галактики, т.е. о нестационарности (расширении) Метагалактики.
Красное смещение для галактик было обнаружено американским астрономом В. Слайфером в 1912-14; в 1929 Э. Хаббл открыл, что красное смещение для далёких галактик больше, чем для близких, и возрастает приблизительно пропорционально расстоянию (закон красного смещения или закон Хаббла).
В теории относительности доплеровское красное смещение рассматривается как совместный результат движения источника относительно приёмника (обычный эффект Доплера) и замедления течения времени в движущейся системе отсчёта (поперечный эффект Доплера, эффект специальной теории относительности). Если скорость системы источника относительно системы приёмника составляет v, то и по наблюдаемому красному смещению легко определить лучевую скорость источника (8).
Из этого уравнения следует, что при z —> ∞ скорость v приближается к скорости света, оставаясь всегда меньше её. При скорости v, намного меньшей скорости света, формула упрощается. Закон Хаббла в этом случае записывается в форме, где H – постоянная Хаббла.
Для определения расстояний до внегалактических объектов по этой формуле нужно знать численное значение постоянной Хаббла.
Знание этой постоянной очень важно и для космологии: с ней связан так называемый возраст Вселенной.
Следует отметить, что в космологии красное смещение интерпретируется не как результат действительного существования скорости удалённой галактики относительно наблюдателя, но как результат космологического расширения Вселенной (8).
Изучение физической природы небесных тел
Исследования Ньютона
Исаак Ньютон получил сплошной спектр солнечного света и описал его, как его разложение при прохождении через призму. Написал об этом в 1704 году в трактате “Оптика”.
Исследования Бунзена и Кирхгофа
Описанные методы не позволяют определить состав небесных тел, и до середины XIX века никто не знал из чего состоят небесные тела, пока в 1857 году Р.В. Бунзен не изобрёл свою горелку и не стал изучать поведение различных веществ при высоких температурах.
Он заметил, что некоторые элементы имеют свой определённый цвет пламени: натрий – жёлтый; калий – фиолетовый; медь – зелёный; литий – красный.
Из этого следовало, что у каждого элемента есть свой собственный “цветовой сигнал”, но возникла проблема: у некоторых элементов совпадал цвет пламени, например, у стронция и лития, тогда на помощь к Бунзену пришёл его друг Густав Роберт Кирхгоф, который изобрёл спектроскоп. Они увидели, что у каждого химического элемента свой неповторимый спектр излучения. Так был изобретён спектральный анализ.
Спектральный анализ
Для получения спектров применяют приборы, называемые спектроскопом и спектрографом. В спектроскоп спектр рассматривают, а спектрографом его фотографируют. Фотография спектра называется спектрограммой.
Спектральный анализ основан на явлении дисперсии света. Если узкий пучок белого света пустить на боковую грань трехгранной призмы, то, преломляясь в стекле по-разному, составляющие его лучи дадут на экране радужную полоску, называемую спектром. В спектре все цвета расположены всегда в определенном порядке.
Существуют следующие виды спектров земных источников и небесных тел.
1.Сплошной, или непрерывный, спектр в виде радужной полоски дают непрозрачные раскаленные тела и достаточно протяженные плотные массы газа.
2.Линейчатый спектр излучения дают разреженные газы и пары при сильном нагревании. 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 нагревание или ионизация, вызывают определенные изменения в спектре данного газа.
3.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.
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.
Спектры: 1 – Солнца, 2 – водорода, 3 – гелия, 4 – Сириуса (белая o звезда), 5 – Бетельгейзе или α Ориона (красная звезда).
Применение спектрального анализа
Первым применением спектрального анализа на практике является открытие Йозефа Фраунгофера. Он в 1814 году описал более 500 тёмных линий в спектре Солнца, которые теперь носят его имя,но объяснить их природу не смог.
Другим важным применением является открытие гелия на Солнце 19 августа П.Ж.С. Жансеном и 20 октября Д.Н. Локьером 1868 года.
П.Ж.С. Жансен Д.Н. Локьер
Именно с помощью этого метода можно получить наиболее ценные и разнообразные сведения о небесных телах. Этим методом можно установить качественный и количественный химический состав светила, его температуру, наличие магнитного поля, скорость движения по лучу зрения и многое другое.
Почему возникают линейчатые спектры
Исследование энергетических переходов атома водорода и наблюдение линейчатого спектра водорода (2)
Теория работы
Рассчитайте возможные радиусы электронных орбит в атоме водорода:
и изобразите 3-4 орбиты.
Рассчитайте возможные значения энергии атома водорода в стационарном состоянии:
(* 1 эВ = 1,6 10-19 Дж)
Вычислите возможные частоты (длины волн) излучений атома водорода при переходе из одного стационарного состояния в другое, пользуясь обобщенной формулой Бальмера:
для m=1
m=2
m=3
Изобразите энергетическую диаграмму атома водорода, покажите на ней переходы атома
на 1, 2 и 3 уровни и обозначьте длины волн, соответствующие этим переходам, используя полученные вами результаты вычислений. Назовите полученные серии.
Используя цветную вклейку на с. 161 учебника физики под ред. Пинского выясните:
1) Какие длины волн соответствуют видимому излучению? Перечислите их цвет.
2) К какому диапазону принадлежит серия Лаймана?
К какому диапазону принадлежит оставшаяся часть серии Бальмера?
К какому диапазону принадлежит серия Пашена?
Опишите картинку, которую вы ожидаете увидеть с помощью спектроскопа.
6. Проведите наблюдение спектра испускания водорода и сделайте вывод.
Дополнительное задание: рассчитать частоты излучений и длины волн серий Брэкета и Пфунда, выяснить к какому диапазону они принадлежат.
Ход работы
Результаты вычисления радиусов орбит электронов, энергий ионизаций и частот излучений в атоме водорода.
Вывод: радиусы орбит электрона в атоме водорода имеют строго определённые значения, что подтверждает первый постулат Бора.
Вывод: атом водорода набор энергетических уровней. Мне удалось вычислить длины волн и частоты излучений при переходе с одного энергетического уровня на другой.
Для более наглядного представления результатов вычислений частот используется энергетическая диаграмма.
Анализируя таблицу частот излучений, я пришёл к выводу, что при переходе на первый энергетический уровень возникает невидимое ультрафиолетовое излучение (серия Лаймана); при переходе на второй уровень возникает видимое и инфракрасное излучение (серия Бальмера); при переходе на 3, 4 и 5 уровни возникает инфракрасное излучение (серии Пашена, Брекетта и Пфунда). Из данных результатов мы ожидаем увидеть в спектроскоп 4 первые линии серии Бальмера: 656 нм – красный; 486 нм – голубой; 434 нм – синий; 410 нм – фиолетовый.
Для проверки я использовал набор спектральных трубок и школьный спектроскоп. В спектре мы увидели ожидаемые линии: 3 чётких линии и одну размытую линию. Это связано с тем, что водород в лампе находится частично в молекулярном состоянии.
Вывод: результаты наблюдений совпали с результатами расчётов, сделанных на основании теории атома водорода по Бору, тем самым подтвердив справедливость теории Бора. Атом водорода излучает свет строго определенных длин волн при переходах с более высоких энергетических уровней на более низкие. Стало понятно происхождение линейчатых спектров.
Почему различаются спектры у всех атомов? Можно предположить, что у атомов различается набор энергетических уровней.
Заключение
Физические методы изучения небесных тел не ограничиваются описанными мной. В настоящее время космические аппараты, посылаемые к различным объектам Солнечной Системы и даже за её пределы, позволили сделать много открытий, расширяющих наши представления об окружающем мире, однако и на этих аппаратах используется описанные выше методы, так как они являются основополагающими.
Приложение
Приложение
Рисунок 1 Рисунок 2
Рисунок 3
Рисунок 4
Литература
Бронштейн М.П., Солнечное вещество, М., “Наука”, 1990
Дорохова Е.В., «Исследование энергетических переходов атома водорода и наблюдение линейчатого спектра излучения водорода», Методическая газета «1 сентября», «Физика», 2007 год, № 18
О.Ф. Кабардин, А.Т. Глазунов, В.А. Орлов, А.А. Пинский, А.Н. Малинин «Физика. 11 класс» – 15-е изд. – М.: Просвещение, 2014
О.Ф. Кабардин, В.А. Орлов, Экспериментальные задания по физике 9-11 классы, М. Вербум-М, 2001
https://ru.wikipedia.org
https://hi-news.ru
https://habr.com
https://dic.academic.ru