умкд по астрономии. УМКД ОУД.08 Астрономия 2.26.02.03 (набор 2017). Учебнометодический комплекс дисциплины Физика Индекс (Файл) mcd 3 26. 02. 03 Оуд. 082017 г

• Название: Учебнометодический комплекс дисциплины Физика Индекс (Файл) mcd 3 26. 02. 03 Оуд. 082017 г
• Анкор: умкд по астрономии
• Дата: 26.01.2020
• Размер: 4.37 Mb.
• Имя файла: УМКД ОУД.08 Астрономия 2.26.02.03 (набор 2017).doc
• Тип: Учебно-методический комплекс; #105805
• страница: 24 из 50

Астронавтика - раздел космонавтики, исследующий проблемы межзвездных полетов. В настоящее время изучает в основном теоретические проблемы механики перелета, поскольку современная наука не располагает сведениями для решения технических вопросов достижения звезд.

Для межзвездного полета КЛА должен выйти за пределы сферы действия Солнца, равной 9× 10¹² км. Межзвездные расстояния огромны: до ближайшей звезды 270000 а.е.; внутри описанной вокруг Солнца сферы радиусом 10 пк находится всего около 50 звезд.

В настоящее время в полет за пределы Солнечной системы отправились АМС "Пионер-10 и -11" и "Вояджер-1 и -2", которые удалятся на расстояние 1 светового года через тысячи лет.

Существующие и даже перспективные виды РД не пригодны или малопригодны для межзвездных перелетов, поскольку не могут обеспечить разгон КЛА до скорости свыше 0,1 скорости света с.

К ближайшим из звезд теоретически возможны лишь полеты "в один конец" автоматических межзвездных зондов (АМЗ) или пилотируемые перелеты с целью колонизации подходящих планет с экипажем в состоянии "обратимой смерти" (гибернации) или со сменой поколений внутри корабля, что требует решения множества не только технических, но и этических, психологических, биологических проблем (экипаж никогда не возвратится на Землю; большую часть жизни или даже всю жизнь при смене поколений ему предстоит провести внутри корабля; необходимо создание полностью замкнутой экосистемы КЛА и т. д.); еще до старта земные астрономические наблюдения должны дать гарантии существования планет земной группы с подходящими для жизни условиями у звезды - цели полета (иначе полет теряет смысл).

"Голубой мечтой" современной астронавтики является теоретически идеальный квантовый (фотонный) РД с w =c - единственно пригодный для осуществления межзвездных перелетов в пределах Галактики (рис. 78).

Движение физических тел со скоростями, близкими к скорости света, рассматриваются в общей теории относительности (ОТО), исследующей пространственно-временные закономерности любых физических процессов.

В рамках ОТО формула Циолковского обобщается и принимает вид: ,

где z - число Циолковского, m₀ - начальная, m₁ - конечная массы КЛА, u ₁ - конечная скорость КЛА в земной системе отсчета, w- скорость реактивной струи относительно корабля.

Скорости света не сможет достигнуть даже фотонный звездолет при w = c, поскольку:.

Полет со скоростью выше скорости света согласно современной науке невозможен для любых материальных объектов. Однако (теоретически) звездолет может перемещаться со скоростью, близкой скорости света, .

Возможны варианты межзвездного полета:

1. Полет в 3 этапа: разгон КЛА до наибольшей скорости; полет по инерции с выключенными двигателями; торможение до нулевой скорости.
2. Полет в 2 этапа с постоянным ускорением: первую половину пути КЛА увеличивает скорость с ускорением g gÅ = 10 м/с², а затем начинает торможение с тем же ускорением.

Согласно основным положениям ОТО для наблюдателя на борту КЛА при приближении к скорости света все физические процессы будут замедляться в  раз, и во столько же раз будут сокращаться расстояния вдоль направления движения КЛА: пространство и время как бы "сжимаются". В системе отсчета корабля он будет неподвижен, а относительно Земли и цели полета будет перемещаться со скоростью u £ c.

Собственное (корабельное) время полета и независимое время, протекающее с момента старта на Земле, рассчитываются по разным формулам: , где  и - функции гиперболического косинуса и гиперболического синуса, r - расстояние до цели полета.

При непрерывном ускорении g = 10 м/с² полет до звезды a Центавра займет по корабельным часам 3,6 года, по земным - 4,5 года; полет к центру Галактики займет по корабельным часам Т_к = 19,72 года, по земным Т_Å= 27000 лет; полет к галактике М31 ("туманности Андромеды"), ближайшей из спиральных галактик, займет соответственно Т_к = 28 лет и Т_Å= 3,5 миллиона лет!

Такова плата за межзвездные полеты согласно "парадоксу близнецов": облетевшие пол-Галактики и постаревшие на десятки лет астронавты возвратятся на Землю тысячи и миллионы лет спустя после старта. Помимо чисто этических проблем вернувшихся из, по сути, "полета в один конец" пришельцев из далекого прошлого в мир будущего, встает важная проблема ценности доставленной астронавтами информации: за время полета наука на Земле не стоит на месте!

Очень важны энергетические проблемы межзвездных полетов: если для достижения II космической скорости межпланетного пилотируемого перелета Земля - Марс будет затрачена энергия около 8,4× 10⁹ кВт× ч (вырабатываемой электростанцией мощностью 100 МВт за 8,5 часов), то для разгона КЛА до 0,2с потребуется энергия 10¹⁵ кВт× ч - вся энергия, вырабатываемая электростанциями Земли за 10 лет. Увеличение скорости до 0,4 с влечет увеличение расхода энергии в 16 раз при 100 % КПД двигателей! Запасы топлива для термоядерного РД составят свыше 99 % массы КЛА. Для синтеза антивещества для единственного полета фотонного звездолета требуется такое количество энергии, что современная наука не может указать его источника в переделах Солнечной системы.

Таким образом, по законам физики на современном уровне развития земной цивилизации межзвездные пилотируемые полеты КЛА практически невозможны. Исследования ближайших звезд межзвездными беспилотными АМЗ вполне возможны (в настоящее время в США и России разрабатываются проекты запуска АМЗ к Проксиме Центавра, звезде Барнарда и некоторым другим объектам в середине XXI века). Имеющие несколько десятков тонн массы полезной нагрузки АМЗ будут разгоняться до скорости 0,1-0,2с солнечными, радиоизотопными или термоядерными РД, время полета составит десятки или даже сотни лет.
Тема 3.1. Методы астрономических исследований.

Анализ электромагнитного излучения космических объектов дает астрономам свыше 90 % сведений об их физической природе, основных характеристиках и особенностях, о космических явлениях и процессах.

До середины XIX века астрономия была исключительно оптической: все наблюдения велись в узком (400-760 нм) диапазоне длин волн видимого света, затем исследования распространились на инфракрасный и ультрафиолетовый диапазоны, а к середине ХХ века астрономы могли исследовать почти весь диапазон теплового излучения. Космонавтика позволила вести изучение космических объектов во всем диапазоне длин волн электромагнитного излучения.

Современная астрономия является всеволновой наукой.

Наземные исследования электромагнитного излучения космических объектов имеют свои особенности, определяемые прозрачностью земной атмосферы для разных длин волн электромагнитного излучения (рис. 84).

Земная атмосфера имеет два "окна прозрачности": в диапазоне радиоволн длиной от 1 мм до 15-30 м и в оптическом диапазоне (0,3 мкм < l < 1,5-2 мкм). Остальное излучение поглощается или рассеивается молекулами и атомами воздуха.

Рис. 84

Энергия квантов света () тем выше, чем меньше длина волны. Поэтому, хотя человеческий глаз видит в диапазоне от 4× 10^-7 до 7,6× 10^-7 м, лучше всего он воспринимает волны желто-зеленой части спектра (l = 555 нм) - часть спектра солнечного излучения, на которую приходится максимум спектральной плотности энергетической светимости Солнца и наименее поглощаемой земной атмосферой. С уменьшением освещенности земной поверхности - в сумерках, ночью, - глаз становится более чувствительным к более энергичным лучам сине-фиолетовой части спектра (l = 507 нм). Тренированный глаз способен различать цвета (участки спектра) с разностью длин волн в 2× 10^-9 м.

По той же причине земные растения равнин окрашены в зеленый цвет, а высокогорные имеют голубовато-синий оттенок: чем больше солнечной энергии падает на их листья, тем интенсивнее идет процесс фотосинтеза.

Сведения о применении спектрального анализа для изучения физических характеристик космических объектов привлекают внимание учеников своей высокой результативностью, интригуют их, создают положительные мотивы к изучению материала по физике и астрономии. К началу изучения раздела школьники уже должны изучить материал о спектральном анализе в рамках соответствующего раздела физики; однако желательно в ходе небольшой беседы повторить и актуализировать знания учащихся, задавая им вопросы: "Что такое спектр? Какие виды спектров вы знаете? Какие объекты, в каком состоянии дают линейчатые? Полосатые? Сплошные спектры? Как по спектру объекта определить его химический состав? Температуру? Скорость и направление движения? В случае массового затруднения следует дать ученикам необходимые разъяснения.

Открытие основ спектрального анализа в середине XIX века произвело подлинную революцию в астрофизике. Спектральный анализ позволил установить основные физические характеристики космических тел: температуру, скорость движения по лучу зрения, наличие магнитного поля, химический состав и т. д., позволил судить о процессах, протекающих в атмосферах и на поверхности космических тел.

Первые спектральные наблюдения космических тел производились визуально, при помощи спектроскопа, вмонтированного в окулярный узел телескопа. Затем спектры космических тел стали фотографироваться.

В настоящее время ученые могут изучать спектры космических объектов на всем протяжении шкалы электромагнитных волн: от радио- до g -диапазона, исследуя не только тепловое излучение тел, испускаемое веществом за счет внутренней энергии движения его молекул и атомов, при переходе электронов с одного энергетического уровня на другой и их рекомбинации (10^-9 < l < 10^-3 м), но и нетепловое излучение (l < 10^-9 м и l > 10^-3 м), возникающее при ускоренном движении электронов, атомном распаде и других процессах.

Механизм и особенности излучения определяются из характера непрерывного спектра.

Основное число спектральных линий лежит в пределах диапазона длин волн оптического излучения (10^-11-10^-2 м). С помощью специальных светофильтров ученые могут "вырезать" определенный участок спектра и подробно исследовать излучение в очень узком (до 1-2× 10^-9 м) диапазоне длин волн, свойственном какому-либо отдельному химическому элементу. По спектру космических тел можно определить их температуру.

Рис. 85

По закону Вина: длина волны, на которую приходится максимум спектральной плотности энергетической светимости, обратно пропорциональна температуре тела: , где в = 2,898× 10^-3 м× К - постоянная Вина.

Для многих космических объектов максимум энергетической светимости лежит в невидимой части спектра. У планетных тел он находится в основном в инфракрасной и радиоволновой части спектра: для Земли l _max » 0,01 мм; для высокотемпературных звезд может смещаться в ультрафиолетовую область и т.д.

По ширине спектральных линий можно судить о светимости космических тел.

По спектру космических тел можно определить их химический состав. Сравнивая положение линий (полос) поглощения или излучения в спектре космического тела и эталонных спектрах различных химических элементов и соединений, ученые определяют качественный химический состав, а по яркости (интенсивности) линий и полос судят о количественном (процентном) содержании каждого элемента или соединения.

По спектру космических тел можно судить о степени ионизации и состоянии его вещества, концентрации вещества, давлении и массе газа в туманностях и звездах.

По спектру космических тел можно судить о наличии и мощности их магнитных полей, воздействующих на электромагнитные волны; в результате каждая линия в спектре "расщепляется" на 2 или более линии-близнеца (эффект Зеемана-Штарка).

По спектру космических объектов, наблюдаемых как единое целое даже в мощнейшие телескопы, можно установить, какие из них на самом деле являются системами космических тел и какие тела с какими характеристиками входят в эти системы: спектры их просто "накладываются" один на другой.

По спектру космических тел можно определить характеристики их движения: наличие и скорость вращения, направление и скорость перемещения в пространстве относительно наблюдателя, а в ряде случаев и расстояние до них.

По принципу Доплера для оптики, при сближении наблюдателя с источником излучения длины волн излучения укорачиваются (линии в спектре равномерно сдвигаются) в фиолетовую часть спектра; при удалении объекта спектральные линии сдвигаются в красную часть спектра.

Вращение космических тел обнаруживается по регулярному смещению линий в оба конца от среднего положения. По лучевым скоростям отдельных областей внутри галактик из их спектров узнают о внутренних движениях и распределении масс вещества; по интенсивности эмиссионных линий - о количестве горячего газа, особенностях его распределения и скоростях движения внутри галактики. Для далеких галактик величина "красного смещения" спектральных линий пропорциональна их удаленности: , где l ₀ - длина волны спектральной линии при неподвижном источнике, v_л- скорость по лучу зрения.

Первые фотографические наблюдения космических объектов начались в 40-х годах прошлого века сразу после изобретения фотографии. Астрономы высоко ценят преимущества астрофотографии перед визуальными наблюдениями: интегральности - способности фотоэмульсии постепенно накапливать световую энергию (с помощью обычного фотоаппарата на установке с часовым механизмом за 15 минут экспозиции можно получить снимки звезд до 9^m, за 1 час - до 11^m); моментальности; панорамности; объективности - на нее не влияют личные особенности наблюдателя. Фотография является своеобразным документом: многие астрономические открытия были сделаны или уточнены, доказаны с помощью фотографий, сняты десятки лет назад, поэтому негативы астрофотонаблюдений хранятся в специальных архивах обсерваторий. Обычная фотоэмульсия более чувствительна к сине-фиолетовому излучению, однако в настоящее время астрономы применяют при съемке космических объектов фотоматериалы, чувствительные к различным частям спектра электромагнитных волн, не только к видимым, но и к инфракрасным и ультрафиолетовым лучам. Чувствительность современных фотоэмульсий составляет десятки тысяч единиц ISO. Широкое применение в астрономии в последние десятилетия получила также киносъемка и видеозапись, применение телевидения.

Телескопы, предназначенные для проведения фотографических наблюдений, называются астрографами.

Одним из основных методов астрофизических исследований является астрофотометрия, определяющая энергетические характеристики объектов путем измерения энергии их электромагнитного излучения. Основными понятиями астрофотометрии являютсяблеска и звездной величины небесного светила.

В ходе краткого опроса (беседы) актуализируем знания учеников о блеске небесных светил, шкале звездных величин, формуле Погсона и основных фотометрических понятиях (освещенности и законах освещенности). Напоминаем, что определяемая звездная величина зависит от спектральной чувствительности приемника излучения. Вводим понятия: