Електронні прилади для реєстрації випромінювання космічних

План конспект уроку на тему «Методи астрофізичних досліджень»

Ціль:

- Дізнатися , як астрономи вивчають природу космічних тіл;

- довідаємося про сучасні телескопи, за допомогою яких можна подорожувати не тільки у просторі, але й у часі;

- побачимо, як можна зареєструвати невидимі для ока промені.

Тип уроку: комбінований

Методи: словесні, наочні

Засоби навчання: Підручник Пришляк, «Астрономія 11к», проектор.

Хід уроку

1. Організація класу.

2.Вивчення нового матеріалу.

Що вивчає астрофізика?

Між фізикою та астрофізикою є багато спільного — ці науки вивчають закони світу, у якому ми живемо. Але між ними існує одна суттєва різниця — фізики мають можливість перевірити свої теоретичні розрахунки за допомогою відповідних експериментів, у той час як астрономи в більшості випадків такої можливості не мають, бо вивчають природу далеких космічних об'єктів за їхнім випромінюванням.

У цьому параграфі ми розглянемо основні методи, за допомогою яких астрономи збирають інформацію про події в далекому космосі . Виявляється, що основним джерелом такої інформації є електромагнітні хвилі та елементарні частинки, які випромінюють космічні тіла, а також гравітаційні й електромагнітні поля, за допомогою яких ці тіла між собою взаємодіють.

Спостереження за об'єктами Всесвіту здійснюється у спеціальних астрономічних обсерваторіях. У цих дослідженнях астрономи навіть мають певну перевагу перед фізиками, бо можуть спостерігати за процесами, які відбувалися мільйони або мільярди років тому.

Чорне тіло

Як відомо з курсу фізики, атоми можуть випромінювати або поглинати енергію електромагнітних хвиль різної частоти — від цього залежать яскравість і колір того чи іншого тіла. Для розрахунків інтенсивності випромінювання вводиться поняття так званого чорного тіла, яке може ідеально поглинати й випромінювати електромагнітні коливання в діапазоні всіх довжин хвиль (неперервний спектр).

Зорі випромінюють електромагнітні хвилі різної довжини X , але в залежності від температури поверхні найбільше енергії припадає на певну частину спектра γ (слайд. 6.1). Цим пояснюються різноманітні кольори зір — від червоного до синього Використовуючи закони випромінювання чорного

тіла, які відкрили фізики на Землі, астрономи вимірюють температуру далеких космічних світил (слайд. 6.2). Температурі Т = 300 К чорне тіло випромінює енергію переважно в інфрачервоній частині спектра, яка не сприймається неозброєним оком. При низьких температурах таке тіло у стані термодинамічної рівноваги має справді чорний колір.

Астрономічні спостереження неозброєним оком

Око людини є унікальним органом чуття, за допомогою якого ми отримуємо понад 90% інформації про навколишній світ. Оптичні характеристики ока визначаються роздільною здатністю та чутливістю.

Роздільна здатність ока, або гострота зору, — це спроможність розрізняти об'єкти певних кутових розмірів. Установлено, що роздільна здатність ока людини не перевищує Г (одна мінута дуги; Сл. 6.3). Це означає, що ми можемо бачити окремо дві зорі (або дві літери в тексті книги), якщо кут між ними а > Ґ , а якщо а < 1', то ці зорі зливаються в одне світило, тому розрізнити їх неможливо.

Ми розрізняємо диски Місяця та Сонця, бо кут, під яким видно діаметр цих світил (кутовий діаметр), дорівнює близько 30' , у той час як кутові діаметри планет і зір менші за 1' , тому ці світила неозброєним оком видно як яскраві точки. З планети Нептун диск Сонця для космонавтів буде мати вигляд яскравої зорі.

Чутливість ока визначається порогом сприйняття окремих квантів світла. Найбільшу чутливість око має у жовто-зеленій частині спектра, і ми можемо реагувати на 7—10 квантів, які потрапляють на сітківку за 0,2—0,3 с. В астрономії чутливість ока можна визначити за допомогою так званих видимих зоряних величин, які характеризують яскравість небесних світил

Телескопи

На жаль, більшість космічних об'єктів ми не можемо спостерігати неозброєним оком, бо його можливості обмежені. Телескопи (грец. tele — далеко, skopos — бачити) дозволяють нам побачити далекі небесні світила або зареєструвати їх за допомогою інших приймачів електромагнітного випромінювання — фотоапарата, відеокамери. За конструкцією телескопи можна поділити на три групи: рефрактори, або лінзові телескопи (СЛ 6.4) (лат. refractus — заломлення)', рефлектори, або дзеркальні телескопи (рис. 6.5), (лат. reflectio — відбиваю) та дзеркально-лінзові телескопи.

Припустимо, що на нескінченності розташовується небесне світило, яке для неозброєного ока видно під кутом ах. Двоопукла лінза, яку називають об'єктивом, будує зображення світила у фокальній площині на відстані F від об'єктива (сл. 6.4). У фокальній площині установлюють фотопластину, відеокамеру або інший приймач зображення. Для візуальних спостережень використовують короткофокусну лінзу — лупу, яку називають окуляром.

Збільшення телескопа визначається так:

де кут зору на вих оді окуляра; — кут зору, під яким світило видно неозброєним оком; F, f — фокусні відстані відповідно об'єктива й окуляра.

Роздільна здатність телескопа залежить від діаметра об'єктива, тому при однаковому збільшенні більш чітке зображення дає телескоп із більшим діаметром об'єктива.

Крім того телескоп збільшує видиму яскравість світил, яка буде у стільки разів більша за ту, що сприймається неозброєним оком, у скільки площа об'єктива більша від площі зіниці ока. Запам'ятайте, що в телескоп не можна дивитись на Сонце, бо його яскравість буде такою великою, що ви можете втратити зір. Шкільні телескопи мають об'єктиви з фокусною відстанню 80—100 см, та набір окулярів із фокусними відстанями 1—6 см. Тобто збільшення шкільних телескопів згідно з формулою (6.1) може бути різним (від 15 до 100 разів), залежно від фокусної відстані окуляра, який застосовується під час спостережень. У сучасних астрономічних обсерваторіях є телескопи, які мають об'єктиви з фокусною відстанню більше

за 10 м, тому збільшення цих оптичних приладів може перевищувати 1000. Але під час спостережень такі великі збільшення не застосовують, бо неоднорідності земної атмосфери (вітри, забрудненість пилом) дуже погіршують якість зображення.

Електронні прилади для реєстрації випромінювання космічних

Світил

Такі прилади значно збільшують роздільну здатність і чутливість телескопів. До них належать фотопомножувачі та електронно оптичні перетворювачі, дія яких ґрунтується на явищі зовнішнього фотоефекту. Наприкінці XX ст. для отримання зображення почали застосовувати прилади зарядового зв'язку (ПЗЗ), у яких використовується явище внутрішнього фотоефекту. Вони складаються з дуже маленьких кремнієвих елементів (пікселів), що розташовані на невеликій площі. Матриці ПЗЗ використовують не тільки в астрономії, але й у домашніх телекамерах і фотоапаратах — так звані цифрові системи для отримання зображення (Cл. 6.6). До того ж, ПЗЗ більш ефективні, ніж фотоплівки, бо сприймають 75% фотонів, у той час як плівка — лише 5%. Таким чином, ПЗЗ значно збільшують чутливість приймачів електромагнітного випромінювання і дають змогу реєструвати космічні об'єкти в десятки разів слабші, ніж при фотографуванні.

Радіотелескопи

Для реєстрації електромагнітного випромінювання в радіодіапазоні (довжина хвилі від 1 мм і більше — СЛ. 6.7) створені радіотелескопи, які приймають радіохвилі за допомогою спеціальних антен і передають їх до приймача. У радіоприймачі космічні сигнали опрацьовуються і реєструються спеціальними приладами.

Існують два типи радіотелескопів — рефлекторні та радіогратки. Принцип дії рефлекторного радіотелескопа такий самий, як телескопа-рефлектора (СЛ. 6.5), тільки дзеркало для збирання електромагнітних хвиль виготовляється з металу. Часто це дзеркало має форму параболоїда обертання. Чим більший діаметр такої параболічної «тарілки», тим більші роздільна здатність і чутливість радіотелескопа. Найбільший в Україні радіотелескоп РТ-70 має діаметр 70 м (СЛ. 6.8).

Радіоґратки складаються з великої кількості окремих антен, які розташовані на поверхні Землі в певному порядку. Якщо дивитися зверху, то велика кількість таких антен нагадує літеру «Т».Найбільший у світі радіотелескоп такого типу УТР-2 є в Харківській області (СЛ. 6.9).

Поиск по сайту: