Как найти пространственную скорость звезды

Собственные движения и пространственные скорости звезд

Вопросы программы:

— Собственное движение и лучевые скорости
звезд;

— Пекулярные скорости звезд и Солнца в
Галактике;

— Вращение Галактики.

Краткое содержание:

Собственное движение и лучевые
скорости звезд, пекулярные скорости
звезд и Солнца в Галактике

Сравнение экваториальных координат
одних и тех же звезд, определенных через
значительные промежутки времени,
показало, что именяются с течением времени. Значительная
часть этих изменений вызывается
прецессией, нутацией, аберрацией и
годичным параллаксом. Если исключить
влияние этих причин, то изменения
уменьшаются, но не исчезают полностью.
Оставшееся смещение звезды на небесной
сфере за год называется собственным
движением звезды.
Оно выражается в секундах дуги в год.

Для определения этих движений сравниваются
фотопластинки, отснятые через большие
промежутки времени, составляющие 20 и
более лет. Поделив полученное смещение
на число прошедших лет, исследователи
получают движение звезды в год. Точность
определения зависит от величины
промежутка времени, прошедшего между
двумя снимками.

Собственные движения различны у разных
звезд по величине и направлению. Только
несколько десятков звезд имеют собственные
движения больше 1″ в год. Самое большое
известное собственное движение у
“летящей” звезды Барнарда = 10″,27. Основное число звезд имеет
собственное движение, равное сотым и
тысячным долям секунды дуги в год. Лучшие
современные определения достигают
0″,001 в год. За большие промежутки
времени, равные десяткам тысяч лет,
рисунки созвездий сильно меняются.

Собственное движение звезды происходит
по дуге большого круга с постоянной
скоростью. Прямое движение изменяется
на величину _,
называемую собственным движением по
прямому восхождению, а склонение — на
величину_,
называемую собственным движением по
склонению.

Собственное движение звезды вычисляется
по формуле:

.

Если
известно собственное движение звезды
за год и расстояние до нее r в парсеках,
то нетрудно вычислить проекцию
пространственной скорости звезды на
картинную плоскость. Эта проекция
называется тангенциальной скоростью
V_tи вычисляется по формуле:

,

где r— расстояние до звезды,
выраженное в парсеках.

Чтобы найти пространственную скорость
V звезды, необходимо знать ее лучевую
скорость V_r, которая определяется
по доплеровскому смещению линий в
спектре и V_t, которая определяется
по годичному параллаксу и.
Поскольку V_t и V_rвзаимно
перпендикулярны, пространственная
скорость звезды равна:

V = V_t^+
V_r^).

Для определения V
обязательно указывается угол ,
отыскиваемый по его функциям:

sin 
= V_t/V,

cos 
= V_t/V.

Угол лежит в пределах
от 0 до 180.

Система

 Центавра

Солнечная

система

1 пс

1,3 пс

Истинное движение
в пространстве
V

V_r

V_t

Направление собственного движения
вводится позиционным углом,
отсчитываемым против часовой стрелки
от северного направления круга склонения
звезды. В зависимости от изменения
экваториальных координат звезды,
позиционный уголможет
иметь значения от 0 до 360и вычисляется по формулам:

sin =_/,

cos =_/

с учетом знаков обеих функций.
Пространственная скорость звезды на
протяжении многих столетий остается
практически неизменной по величине и
направлению. Поэтому, зная V и r звезды
в настоящую эпоху, можно вычислить эпоху
наибольшего сближения звезды с Солнцем
и определить для нее расстояние r_min,
параллакс, собственное движение,
компоненты пространственной скорости
и видимую звездную величину. Расстояние
до звезды в парсеках равно r = 1/,
1 парсек = 3,26 св. года.

З

Движение системы

Центавра

нание собственных движений и лучевых
скоростей звёзд позволяет судить о
движениях звёзд относительно Солнца,
которое тоже движется в пространстве.
Поэтому наблюдаемые движения звёзд
складываются из двух частей, из которых
одна является следствием движения
Солнца, а другая — индивидуальным
движением звезды.

Чтобы судить о движениях звёзд, следует
найти скорость движения Солнца и
исключить её из наблюдаемых скоростей
движения звёзд.

Точка на небесной сфере, к которой
направлен вектор скорости Солнца,
называется солнечным апексом, а
противоположная точка — антиапексом.

Апекс Солнечной системы находится в
созвездии Геркулеса, имеет координаты:
= 270^,= +30^.
В этом направлении Солнце движется со
скоростью около 20 км/с, относительно
звезд, находящихся от него не далее 100
пс. В течение года Солнце проходит 630
000 000 км, или 4,2 а.е.

Вращение Галактики

Если какая-то группа звёзд движется с
одинаковой скоростью, то находясь на
одной из этих вёзд, нельзя обнаружить
общее движение. Иначе обстоит дело, если
скорость меняется так, как будто группа
звёзд движется вокруг общего центра.
Тогда скорость более близких к центру
звёзд будет меньшей, чем удалённых от
центра. Наблюдаемые лучевые скорости
далёких звёзд демонстрируют такое
движение. Все звёзды вместе с Солнцем
движутся перпендикулярно к направлению
на центр Галактики. Это движение является
следствием общего вращения Галактики,
скорость которого меняется с расстоянием
от её центра (дифференциальное вращение).

Вращение Галактики имеет следующие
особенности:

1. Оно происходит по часовой стрелке,
если смотреть на Галактику со стороны
северного её полюса, находящегося в
созвездии Волос Вероники.

2. Угловая скорость вращения убывает по
мере удаления от центра.

3. Линейная скорость вращения сначала
возрастает по мере удаления от центра.
Затем примерно на расстоянии Солнца
достигает наибольшего значения около
250 км/с, после чего медленно убывает.

4. Солнце и звёзды в его окрестности
совершают полный оборот вокруг центра
Галактики примерно за 230 млн. лет. Этот
промежуток времени называется
галактическим годом.

Контрольные вопросы:

1. Что такое собственное движение звезд?

2. Как обнаруживается собственное движение
   звезд?

3. У какой звезды обнаружено самое большое
   собственное движение?

4. По какой формуле вычисляется собственное
   движение звезды?

5. На какие составляющие разлагается
   пространственная скорость звезды?

6. Как называется точка на небесной сфере,
   в направлении которой движется Солнца?

7. В каком созвездии находится апекс?

8. С какой скоростью движется Солнце
   относительно ближайших звезд?

9. Какое расстояние проходит Солнце за
   год?

10. Каковы особенности вращения Галактики?

11. Каков период вращения Галактики?

Задачи:

1. Лучевая скорость звезды Бетельгейзе
=
21 км/с, собственное движение= 0,032в год, а параллакср= 0,012. Определите
полную пространственную скорость звезды
относительно Солнца и угол, образованный
направлением движения звезды в
пространстве с лучом зрения.

Ответ:= 31.

2. Звезда 83 Геркулеса находится от нас
на расстоянии D= 100 пк, ее собственное
движение составляет= 0,12. Какова
тангенциальная скорость этой звезды?

Ответ:57 км/с.

3. Собственное движение звезды Каптейна,
находящейся на расстоянии 4 пк, составляет
8,8в год, а лучевая
скорость 242 км/с. Определите пространственную
скорость звезды.

Ответ: 294 км/с.

4.На какое минимальное расстояние звезда
61 Лебедя приблизится к нам, если параллакс
этой звезды равен 0,3и собственное движение 5,2.
Звезда движется к нам с лучевой скоростью
64 км/с.

Ответ:2,6 пк.

Литература:

1. Астрономический календарь. Постоянная
часть. М., 1981.

2. Кононович Э.В., Мороз В.И. Курс общей
астрономии. М., Эдиториал УРСС, 2004.

3. Ефремов Ю.Н. В глубины Вселенной. М.,
1984.

4. Цесевич В.П. Что и как наблюдать на
небе. М., 1979.

Соседние файлы в предмете [НЕСОРТИРОВАННОЕ]

• #
• #
• #
• #
• #
• #
• #
• #
• #
• #
• #

Какие способы оценки скорости звезд существуют

Все звезды в Галактике движутся вокруг ее центра по почти круговым орбитам, а также обладают собственным движением под действием сил притяжения других звезд (рис. 11.12). Собственные движения звезд – величины очень маленькие, поэтому обнаружить собственное движение возможно, наблюдая звезды в течение длительного промежутка времени (порядка 100 лет и более). Собственное движение звезды – это ее видимое угловое перемещение по небесной сфере в среднем за год. Собственные движения звезд определяются из наблюдений изменения их экваториальных координат.

Вверху – за 100 000 лет до наших дней; в центре – наши дни; внизу – через 100 000 лет

Изучение собственных движений, а также проекций пространственных скоростей звезд на луч зрения позволяет определить направление и скорость движения Солнца в пространстве, а также обнаружить вращение Галактики.

Пространственные скорости звезд определяются из наблюдений. Пространственная скорость звезды V состоит из двух компонент – ее касательной или тангенциальной скорости V_t и лучевой скорости V_r (рис. 11.13).

Тангенциальная скорость V_t определяется по формуле V_t = μ/p а. е. в год, где μ – собственное движение звезды, p – ее параллакс; а лучевая скорость определяется по величине красного смещения линий в спектре звезды, вызванного эффектом Доплера. Тогда полная скорость звезды определится по формуле:

Источник

Эффект Доплера и определение лучевых скоростей звёзд.

Лучевые скорости определяют по спектрам звёзд. При этом используется явление, которое называют эффектом Доплера. Суть эффекта Доплера состоит в том, что линии в спектре источника, приближающегося к наблюдателю, смещены к фиолетовому концу спектра, а линии в спектре удаляющегося источника — к красному концу спектра (по отношению к положению линий в спектре неподвижного источника).

Этот рисунок объясняет, что происходит при этом.

ВЫДЕЛЕННОЕ ЖЕЛТЫМ ЦВЕТОМ ПРОЧИТАТЬ(можно не записывать.

Почему же меняется частота излучения, воспринимаемая наблюдателем? Пусть расстояние от источника до наблюдателя равно c∙t (где с — скорость света, t — время, за которое свет преодолевает расстояние до наблюдателя). За время t источник испускает v₀t волн (v₀ — частота излучения). Если источник неподвижен, то на отрезке c t как раз и укладывается v₀t волн. Но если источник движется (например, удаляется со скоростью ?r), то число волн v₀t уложится на отрезке, длина которого ct + ?_rt. Перейдём от частоты к длинам волн (рис. 88). Длина волны, которую принимает наблюдатель от неподвижного источника, (или известное вам из физики соотношение ), а длина волны, которую наблюдатель принимает от удаляющегося источника,

Тогда смещение, равное ∆ = — ₀, то есть

, или откуда

(9)

Это формула для вычисления лучевых скоростей. Из неё видно, что для определения ?_r нужно измерить сдвиг спектральной линии, т. е. сравнить положение данной линии в спектре звезды с положением этой же линии в спектре неподвижного (например, наблюдаемого в лаборатории) источника света. Лучевая скорость удаляющегося источника получается со знаком плюс, а приближающегося — со знаком минус.

К настоящему времени рассчитаны лучевые скорости и собственные движения многих звёзд. Измерение лучевых скоростей проще и быстрее, чем измерение собственных движений.

Задача.. В спектре звезды линия, соответствующая длине волны 5,5 ∙10 −4 мм, смещена к фиолетовому концу спектра на 5,5 ∙10 −8 мм. Определите лучевую скорость звезды.

Ответ: ?_r ≈ 30 км/с. Поскольку смещение происходит к фиолетовому концу спектра, то звезда приближается к наблюдателю, т. е. ?_r ≈ −30 км/с.

Пространственные скорости звёзд относительно Солнца (или Земли) составляют, как правило, десятки километров в секунду

Изучение собственных движений и лучевых скоростей показало, что Солнечная система движется относительно ближайших звёзд со скоростью около 20 км/с в направлении созвездия Геркулеса. Точка небесной сферы, куда направлена эта скорость, называетсяапексомСолнца.

Анализ собственных движений и лучевых скоростей звёзд по всему небу показал, что они движутся вокруг центра Галактики. Это движение звёзд воспринимается как вращение нашей звёздной системы, которое подчиняется определённой закономерности: угловая скорость вращения убывает по мере удаления от центра, а линейная возрастает, достигая максимального значения на том расстоянии, на котором находится Солнце, а затем практически остаётся постоянной.

Звёзды, газ и другие объекты, составляющие галактический диск, движутся по орбитам, близким к круговым. Солнце вместе с близлежащими звёздами обращается вокруг центра Галактики со скоростью около 220 км/с, совершая один оборот примерно за 220 млн лет. Расстояние от Солнца до центра Галактики составляет 23—28 тыс. св. лет (7—9 тыс. пк). Скорость обращения Солнца практически совпадает со скоростью, с которой на данном расстоянии от центра Галактики движутся спиральные рукава. Эта область Галактики получила название коротационной окружности (от англ, corotation — совместное вращение).

Вопросы и задания для самоконтроля

1. Что нужно знать, чтобы определить пространственную скорость звезды? 2. Что нужно знать, чтобы определить тангенциальную скорость звезды? 3. В чём заключается эффект Доплера? 4. Что нужно знать, чтобы определить лучевую скорость звезды?

Источник

Измерение скорости звезды

Заметить периодические колебания звезды можно не только по изменению ее видимого положения на небе, но и по изменению расстояния до нее. Вновь рассмотрим систему Юпитер — Солнце, имеющую отношение масс 1:1000. Поскольку Юпитер движется по орбите со скоростью 13 км/с, скорость движения Солнца по его собственной небольшой орбите вокруг центра масс системы составляет V = 13 м/с. Для удаленного наблюдателя, расположенного в плоскости орбиты Юпитера, Солнце с периодом около 12 лет меняет свою скорость с амплитудой 13 м/с.

Для точного измерения скоростей звезд астрономы используют эффект Доплера. Он проявляется в том, что в спектре звезды, движущейся относительно земного наблюдателя, изменяется длина волны всех линий: если звезда приближается к Земле, линии смещаются к синему концу спектра, если удаляется — к красному. При нерелятивистских скоростях движения эффект Доплера чувствителен лишь к лучевой скорости звезды, т. е. к проекции полного вектора ее скорости на луч зрения наблюдателя (прямую, соединяющую наблюдателя со звездой). Поэтому скорость движения звезды, а значит, и масса планеты определяются с точностью до множителя cos α, где α — угол между плоскостью орбиты планеты и лучом зрения наблюдателя. Вместо точного значения массы планеты (М) доплеровский метод дает лишь нижнюю границу ее массы (М•cos α).

Обычно угол а неизвестен. Лишь в тех случаях, когда наблюдаются прохождения планеты по диску звезды, можно быть уверенным, что угол α близок к нулю. Но у доплеровского метода есть два важных преимущества: он работает на любых расстояниях (разумеется, если удается получить спектр), и его точность почти не зависит от расстояния. В табл. 6.3 показаны характерные значения доплеровской скорости и углового смещения Солнца под влиянием каждой из планет. Плутон здесь присутствует как прототип планет-карликов.

Как видим, влияние планеты вызывает движение звезды со скоростью в лучшем случае метры в секунду. Можно ли заметить перемещение звезды с такой скоростью? До конца 1980-х гг. ошибка измерения скорости оптической звезды методом Доплера составляла не менее 500 м/с. Но затем были разработаны принципиально новые спектральные приборы, позволившие повысить точность до 10 м/с. Например, в прецизионном спектрометре Европейской южной обсерватории Ла-Силья (Чили) свет звезды пропускается сквозь кювету с парами йода, находящуюся в термостатированном помещении. Фиксируя относительное положение спектральных линий звезды и йода, удается очень точно измерять скорость звезды. Новая техника сделала возможным открытие экзопланет, определение их орбитальных параметров и масс.

Источник

Методы измерения скорости света

МЕТОДЫ ИЗМЕРЕНИЯ СКОРОСТИ СВЕТА

1. Основные этапы измерения скорости света. 4

2. Методы измерения скорости света. 7

2.1 Астрономические измерения. 7

2.2 Времяпролетные эксперименты. 9

2.3 Электромагнитные постоянные. 12

2.4 Применение резонаторов. 13

2.5 Интерферометрия. 14

3. Прочие эксперименты. 15

3.1 Распространение света в среде. 15

3.2 Максимальная скорость света. 17

Список используемой литературы. 20

Скорость света является одной из фундаментальных величин и играет важную роль в физике. Она характеризует величину скорости распространения электромагнитных волн в вакууме и относится к постоянным, которые характеризуют не только отдельные тела и поля, но и геометрию пространства-времени в целом. На сегодняшний день, скорость света в вакууме является предельной скоростью движения частиц и распространения взаимодействий. Численно её значение равно 299 792,458 км/с.

В природе со скоростью света распространяются собственно видимый свет и любое другое электромагнитное излучение и, предположительно, гравитационные волны, если таковые существуют.

Массивные частицы могут иметь сколь угодно большие скорости, но всегда заведомо меньше скорости света. Такими частицами, движущимися с околосветовыми скоростями, являются, например, частицы в ускорителях или космические лучи.

Скорость света не зависит от движения источника и наблюдателя и является инвариантом во всех инерциальных системах отсчёта. Такая инвариантность постулируется в специальной теории относительности и подтверждается множеством экспериментов.

1. ОСНОВНЫЕ ЭТАПЫ ИЗМЕРЕНИЯ СКОРОСТИ СВЕТА

Античные мыслители полагали, что скорость света бесконечна, используя в качестве аргумента аналогию полёта стрелы: её траектория тем прямее, чем больше скорость. Платон был сторонником теории зрительных лучей, «ощупывающих пространство». Демокрит и Аристотель настаивали в свою очередь на истечении атомов предметов, которые проникают в зрительные органы человека. Однако, геометрическая интерпретация распространения света, разработанная в работах Евклида, практически сделала обе точки зрения эквивалентными.

Но уже в Новое время факт бесконечности скорости света ставился под сомнения такими учёными как Галилей и Гук, допускавшими, что скорость света конечна, хотя и очень велика. В это время как Кеплер, Декарт и Ферма продолжали настаивать на её бесконечности.

Декарт выдвинул идею о распространении света с бесконечной скоростью посредством давления в среде. Гук первый предложил волновую теорию света: свет есть волновое движение в однородной среде. Эта теория была развита впоследствии Гюйгенсом в его работах. Ньютон старался не высказываться про скорость света, но явно придерживался корпускулярных воззрений на счёт света.

Первая астрономическая оценка скорости света была получена в 1676 году Рёмером. Он заметил, что когда Земля и Юпитер находятся по разные стороны от Солнца затмения спутника Юпитера Ио происходят с запаздыванием в 22 мин. Отсюда было получено первая оценка скорости света – 220 000 км/c. Вскоре Брэдли, в 1728 году, используя явления аберрации света, подтвердил конечность скорости света и уточнил её значение до 308 000 км/с.

Впервые измерить скорость света в земных условиях за счёт прохождения светом известного расстояния удалось в 1849 Физо. Свет преодолевал расстояние около 9 км, а его регистрация была осуществлена с помощью «метода прерываний». Значение скорости света, полученное в ходе измерений, составило 312 000 км/с.

Несколько иной подход («метод вращающегося зеркала») был использован Фуко в 1862. Суть метода заключалась в измерении малых промежутков времени с помощью быстро вращающегося зеркала. Измерения дали значение 298 000 ± 500 км/c. Длина базы в опыте Фуко была небольшой. Впоследствии техника данного эксперимента была значительно улучшена, и уже в 1926 в эксперименте Майлькельсона погрешность была снижена до 4 км/c при измеренной величине скорости света 299 796 км/с. База при этом составляла 35 км!

Дальнейшее развитие методов измерения скорости было связано с изобретением квантовых генераторов (лазеров), дающие высоко когерентное излучение, позволившие определять скорость света одновременным измерением длины волны и частоты излучения. К началу 1970-х величина погрешности таких измерения приблизилась к 1 м/c. Так, на XV Генеральной конференции мер и весов в 1975 году скорость света в вакууме была принята равной 299 792 458 м/с с абсолютной погрешностью 1,2 м/с.

Следует отметить, что последующее повышении точности было затруднено из-за точности определения метра. Исходя из этого, на XVII Генеральной конференции мер и весов скорость света в вакууме была зафиксирована, а метр было рекомендовано определять как расстояние, которое проходит свет за 1/299 792 458 секунды.

Таблица 1. Прогресс в измерении скорости света

Источник

Как измеряли скорость света?

Действительно, как? Как измерить самую высокую скорость во Вселенной в наших скромных, Земных условиях? Нам уже не нужно ломать над этим голову – ведь за несколько веков столько людей трудилось над этим вопросом, разрабатывая методы измерения скорости света. Начнем рассказ по порядку.

Скорость света – скорость распространения электромагнитных волн в вакууме. Она обозначается латинской буквой c. Скорость света равняется приблизительно 300 000 000 м/с.

Сначала над вопросом измерения скорости света вообще никто не задумывался. Есть свет – вот и отлично. Затем, в эпоху античности, среди ученых философов господствовало мнение о том, что скорость света бесконечна, то есть мгновенна. Потом было Средневековье с инквизицией, когда главным вопросом мыслящих и прогрессивных людей был вопрос «Как бы не попасть в костер?» И только в эпохи Возрождения и Просвещения мнения ученых расплодились и, конечно же, разделились.

Так, Декарт, Кеплер и Ферма были того же мнения, что и ученые античности. А вот Галилео Галилей считал, что скорость света конечна, хоть и очень велика. Собственно, он и произвел первое измерение скорости света. Точнее, предпринял первую попытку по ее измерению.

Опыт Галилея

Опыт Галилео Галилея был гениален в своей простоте. Ученый проводил эксперимент по измерению скорости света, вооружившись простыми подручными средствами. На большом и известном расстоянии друг от друга, на разных холмах, Галилей и его помощник стояли с зажженными фонарями. Один из них открывал заслонку на фонаре, а второй должен был проделать то же самое, когда увидит свет первого фонаря. Зная расстояние и время (задержку перед тем, как помощник откроет фонарь) Галилей рассчитывал вычислить скорость света. К сожалению, для того, чтобы этот эксперимент увенчался успехом, Галилею и его помощнику нужно было выбрать холмы, которые находятся на расстоянии в несколько миллионов километров друг от друга. Хотелось бы напомнить, что вы можете заказать эссе, оформив заявку на сайте.

Галилео Галилей

Опыты Рёмера и Брэдли

Первым удачным и на удивление точным опытом по определению скорости света был опыт датского астронома Олафа Рёмера. Рёмер применил астрономический метод измерения скорости света. В 1676 он наблюдал в телескоп за спутником Юпитера Ио, и обнаружил, что время наступления затмения спутника меняется по мере отдаления Земли от Юпитера. Максимальное время запаздывания составило 22 минуты. Посчитав, что Земля удаляется от Юпитера на расстояние диаметра земной орбиты, Рёмер разделил примерное значение диаметра на время запаздывания, и получил значение 214000 километров в секунду. Конечно, такой подсчет был очень груб, расстояния между планетами были известны лишь примерно, но результат оказался относительно недалек от истины.

К измерению скорости света Рёмером

Опыт Брэдли. В 1728 году Джеймс Брэдли оценил скорость света наблюдая абберацию звезд. Абберация – это изменение видимого положения звезды, вызванное движением земли по орбите. Зная скорость движения Земли и измерив угол абберации, Брэдли получил значение в 301000 километров в секунду.

Опыт Физо

К результату опыта Рёмера и Брэдли тогдашний ученый мир отнесся с недоверием. Тем не менее, результат Брэдли был самым точным на протяжении сотни с лишним лет, аж до 1849 года. В тот год французский ученый Арман Физо измерил скорость света методом вращающегося затвора, без наблюдений за небесными телами, а здесь, на Земле. По сути, это был первый после Галилея лабораторный метод измерения скорости света. Приведем ниже схему его лабораторной установки.

Установка Физо

Свет, отражаясь от зеркала, проходил через зубья колеса и отражался от еще одного зеркала, удаленного на 8,6 километров. Скорость колеса увеличивали до того момента, пока свет не становился виден в следующем зазоре. Расчеты Физо дали результат в 313000 километров в секунду. Спустя год подобный эксперимент с вращающимся зеркалом быо проведен Леоном Фуко, получившим результат 298000 километров в секунду.

С появлением мазеров и лазеров у людей появились новые возможности и способы для измерение скорости света, а развитие теории позволило также рассчитывать скорость света косвенно, без проведения прямых измерений.

Арман Ипполит Луи Физо

Самое точное значение скорости света

Человечество накопило огромный опыт по измерению скорости света. На сегодняшний день самым точным значением скорости света принято считать значение 299 792 458 метров в секунду, полученное в 1983 году. Интересно, что дальнейшее, более точное измерение скорости света, оказалось невозможным из-за погрешностей в измерении метра. Сейчас значение метра привязано к скорости света и равняется расстоянию, которое свет проходит за 1 / 299 792 458 секунды.

Напоследок, как всегда, предлагаем посмотреть познавательное видео. Друзья, даже если перед Вами стоит такая задача, как самостоятельное измерение скорости света подручными средствами, Вы можете смело обратиться за помощью к нашим авторам. Заказать контрольную работу онлайн вы можете оформив заявку на сайте Заочника. Желаем Вам приятной и легкой учебы!

Источник

Скачать материал

Скачать материал

Описание презентации по отдельным слайдам:

• 

  1 слайд

  Пространственные
  скорости
  звёзд
  Урок 23

• 

  2 слайд

  Автором сделана попытка представить учебник Е.В. Левитана (Астрономия, 11 класс) на более доступном и более познавательном уровне для усвоения учащимися изучаемого материала в программе Microsoft Offic PowerPoint с применением анимации.
  Данная презентация сделана к параграфу «Пространственные скорости звезд».
  Презентации содержат занимательные блоки и исторический материал, а также сопровождаются дополнительными заданиями для проведения самостоятельной или контрольной работы. Для усиления наглядности урока в большинстве презентаций предусмотрена возможность показа динамических моделей. Все рисунки, анимации выполнены автором. Часть фотографий с сети Интернет. Есть и авторские фотографии (в данной презентации слайды 14– 16).
  Резюме

• 

  3 слайд

  1.Параллакс Альдебарана 0,05″. Сколько времени свет от этой звезды идет до нас?

  2.Свет от звезды доходит до Земли за 20 св. лет. Определите параллакс этой звезды.

• 

  4 слайд

  При наблюдении за звездами можно заметить, что их координаты медленно меняются со временем вследствие их перемещения по небу.
  В 720 г. И. Синь (Чжин Суй, 683-727, Китай) в ходе углового измерения расстояния между 28 звездами, впервые высказывает предположение о перемещении звезд.

• 

  5 слайд

  Изменение положения звезд на небе
  Звезды движутся с разными скоростями, в разном направлении и находятся на разном расстоянии от нас. Вследствие этого взаимное расположение звезд меняется со временем, что можно заметить в течение тысячелетий.
  Примерное взаимное расположение группы звезд Большой Медведицы со временем.

• 

  6 слайд

  Пространственная
  скорость звёзды
  S ( звезда)
  Наблюдатель
  М
  υ
  r
  υ
  φ
  υ
  τ
  υr
  r
  — тангенциальная скорость
  — лучевая скорость
  ●
  — пространственная скорость

• 

  7 слайд

  Собственное
  движение и
  тангенциальная
  скорость
  звёзд

• 

  8 слайд

  m
  s
  Земля
  Небесная сфера
  Собственное движение звезды (m) – это угловое перемещение звезды на небесной сфере за год.
  Собственное движение измеряется в секундах дуги в год μ ( ″/год ).
  Подставляя числовые данные а = 1 а.е. = 1,496 • 108 км, t = 1 год = 3,16 • 107 c, получим тангенциальную скорость в км/с:
  vτ = 4,74.μ/π
  r
    r =a/π
  Линейное смещение s = rμ (μ в радианах)
  μ =
  r
  (где а = 1 а.е.)
  a.μ/π
  v = s/t
  vτ = rμ/t = aμ/πt
  r

• 

  9 слайд

  Артур
  В 1718 г. Э. Галлей (1656-1742, Англия) открывает собственное движение звезд, исследуя и сравнивая каталоги Гиппарха (125 г. до нэ) и Дж. Флемстида (1720 г.).
  Галлей обнаружил собственное движение у звезды Арктур (α Волопаса), находящуюся в 36 св.г.  и имеющей собственное движение 2,3″/ год, а также у Альдебарана, Сириуса из сопоставления современных ему координат с координатами в Альмагесте Птолемея.
  Собственное движение звезды

• 

  10 слайд

  В дальнейшем определением движений звезд занимались Тобиас Майер (1723 – 1762) и Никола Лакайль (1713 – 1962).
  В. Гершель в 1783 г., сравнив известные собственные движения 13 звезд (к концу 18 века измерено собственное движение 13 звезд) в окрестностях Солнца, обнаружил его движение в пространстве и указал довольно точно его направление (апекс) к созвездию Геркулеса. 
  Собственное движение звезды

• 

  11 слайд

  Звезда, открытая Э.Э. Барнардом в 1916г., до сих пор является звездой с самым большим собственным движением. Неофициальное название звезды (звезда Барнарда) теперь общепризнано. Звезда находится в созвездии Змееносца на расстоянии 1,828 пк (5,96 светового года) от Земли. Ее собственное движение составляет 10,31 дуговых секунды в год.
  Звезда Барнарда — одна из самых близких к Солнцу звезд (следующая после Проксимы Центавра и двойной системы Альфа Центавра A и B). Кроме того, звезда Барнарда движется и в направлении Солнца, приближаясь к нему на 0,036 светового года в столетие. Через 9000 лет она станет самой близкой звездой, заняв место Проксимы Центавра.
  Собственное движение звезды

• 

  12 слайд

  Июль 2001 г.
  Звезда Бернарда в созвездии Змееносца быстро перемещающаяся (10,31”/год) звезда на небе.
  Июнь 2004 г. Июнь 2007 г. Июнь 2010 г.
  В анимации указано примерное перемещение звезды Бернарда путем наложения фотографий.
  Собственное движение
  звезды

• 

  13 слайд

  Лучевая скорость
  звёзд

• 

  14 слайд

  Эффект Доплера
  Наблюдатель, к которому приближается машина «Скорой помощи», слышит звук более высокой частоты, а наблюдатель, от которого машина удаляется, слышит более низкий звук.
  Оба наблюдателя на тротуаре слышат звук сирены стоящей на месте машины «Скорой помощи» на одной и той же частоте.
  Если источник звука приближается к наблюдателю, высота звука возрастает по сравнению с тем, когда источник звука покоился. Если же источник звука удаляется от наблюдателя, то высота звука понижается. Это явление называется эффектом Доплера и имеет место для всех типов волн.
  17 Гц 20 000 Гц
  17 Гц 20 000 Гц

• 

  15 слайд

  Сказка или быль?

• 

  16 слайд

  Сказка или быль?

• 

  17 слайд

  Источник света приближается
  Источник света удаляется
  Сказка или быль?

• 

  18 слайд

  Лучевая скорость
  Смещение спектральной линии в спектре звезды в зависимости от направления ее движения относительно Земли.
  Приближение – смещение к фиолетовой части
  Удаление – смещение к красной части
  Иллюстрация эффекта Доплера применительно к звезде.
  Верхний спектр — фиолетовое смещение (источник излучения приближается к наблюдателю).
  Нижний спектр — красное смещение (источник удаляется от наблюдателя).
  Вертикальные линии показывают, где находилась бы спектральная линия излучения в случае стационарного источника.

• 

  19 слайд

  При приближении источника излучения к наблюдателю спектр источника смещается в фиолетвую область (т.е. длины волн всех линий уменьшаются – фиолетовое смещение). Наоборот, если излучающий объект удаляется от наблюдателя, то длины волн увеличиваются (красное смещение).
  Эффект
  Доплера

• 

  20 слайд

  Как можно определить будет ли дождь?
  . Сами того, возможно, не сознавая, вы при этом наблюдаете фундаментальнейшее (и полезнейшее) свойство волн.

• 

  21 слайд

  Первым измерил лучевые скорости нескольких ярких звезд  в 1868 г. Уильям Хеггинс (1824 — 1910, Англия). 
  С 1893г впервые в России Аристарх Аполлонович Белопольский (1854 — 1934) приступил к фотографированию звезд и, проведя многочисленные точные измерения, определил лучевые скорости 220 ярких (2,5-4m) звезд.

• 

  22 слайд

  ●
  ●
  ct
  ct
  vrt
  За время t источник испускает ѵ0t волн.
  ѵ
  λ0 = ct / ѵ0t
  λ = (ct + vrt) / ѵ0t
  Δ λ = λ — λ0
  Δ λ = vr / ѵ0
  λ = c / ѵ
  C = λ ѵ
  Δ λ = λ0 vr / c
  «+»
  « — »
  vr

• 

  23 слайд

  Удаление же источника волнового движения вызовет уменьшение частоты колебаний и увеличение их длины волны.
  Резюме
  Лучевые скорости звезд удалось обнаружить при исследовании их спектров.
  Если источник, распространяющий какое — нибудь волновое движение — свет, радиоволны, звук и т. д. — приближается к нам, то число волн, достигающих нас в единицу времени, возрастает. Мы отметим увеличение частоты волнового движения и, следовательно, уменьшение его длины волны.
  Величина этих изменений (смещение) пропорциональна лучевой скорости и определяется законом Доплера (эффект Х. Доплера (1803-1853, Австрия), установлен в 1842 г, ).
  Δ λ = λ0 vr / c

• 

  24 слайд

  Собственные движения и лучевые скорости ярких звезд
  После измерения собственных движений более 50000 звезд, выяснилось, что самая быстрая звезда – в созвездии Голубя (μ — звезда Col). Она имеет пространственную скорость около 583 км/с.

• 

  25 слайд

  Голубь — небольшое созвездие южного полушария неба, поднимается невысоко над горизонтом, и поэтому видимость его ограничена. Отыскать его на небе несложно, поскольку Голубь находится рядом с хорошо заметным созвездием Большого Пса. При хороших условиях видимости в ясную и безлунную ночь в созвездии можно увидеть невооружённым глазом около 40 звезд. Из них две самые яркие звезды имеют блеск Зm и две — 4m. Остальные находятся на границе видимости невооруженным глазом. Звезды Голубя не образуют никакой характерной геометрической фигуры.

  Первоначально созвездие называлось «Голубь Ноя» поскольку оно находится непосредственно рядом с Кораблем «Арго», который в Средние века и Новое время иногда называли «Ноев ковчег».

• 

  26 слайд

  Греческие мифы отсылают нас к путешествию Аргонавтов. В своем плавании на восток, в Колхиду, они должны были проплыть между страшных, можно сказать, гадских, Симплегадских скал. Симплегадские — «сталкивающиеся» — скалы, сторожили вход в Эвксинское (Черное, тогда еще называлось Аксинское) море из Пропонтиды (Мраморного моря). Так аргонавты открыли безопасный вход в Черное море, а голубь попал на небо, рядом с кораблем Арго.
  Другая версия уверяет, что это один из голубей, запрягавшихся в колесницу Афродиты, на которой она летала с Кипра в Финикию к своему возлюбленному Адонису. Почему бы и нет?
  Мифология
  Первоначально cозвездие называлось «Голубь Ноя».

• 

  27 слайд

  Формально созвездие утвердил на небе французский астроном Августин Ройе в 1679 г. Он опубликовал небесные карты, на которых было выделено созвездие Голубя.

  История
  Созвездие Голубь было предложено Петером Планциусом на вставках карте мира 1592 года. Голубь включен немецким астрономом Иоганном Байером (1572 — 1625) в его атлас «Уранометрия» 1603 года.

• 

  28 слайд

  vτ =4,74.μ/π
  ? Вычислите лучевую скорость Альдебарана, если его пространственная скорость равна 57, 2 км/с. Определите смешение линии в спектре, соответствующей длине волны 0,5 мкм. При решении задачи используйте таблицу.
  ? Вычислите не указанные в таблице значения.

• 

  29 слайд

  Д.З.
  § 23. Вопросы – задания (6).
  Вы скачали презентацию и, наверное, мысленно, сказали «спасибо» автору…
  Дополнительное задание:
  Найти изображение французского астронома
  Августина Ройе. Иметь ссылку на источник.

Краткое описание документа:

Преподавание астрономии в 11 классе представляет собой наиболее благоприятную сферу для применения современных информационно — коммуникативных (компьютерных) технологий. Использовать информационные технологии на уроках астрономии можно в разных направлениях и вариантах. Презентации по астрономии разработаны к каждому уроку в соответствии с поурочным планированием по учебнику Е. П. Левитана. Если Вас заинтересуют презентации, напишите lslsm@yandex.ru

Найдите материал к любому уроку, указав свой предмет (категорию), класс, учебник и тему:

6 264 108 материалов в базе

• Выберите категорию:

• Выберите учебник и тему

• Выберите класс:

• Тип материала:

  • Все материалы

  • Статьи

  • Научные работы

  • Видеоуроки

  • Презентации

  • Конспекты

  • Тесты

  • Рабочие программы

  • Другие методич. материалы

Найти материалы

Вам будут интересны эти курсы:

• Курс профессиональной переподготовки «Клиническая психология: организация реабилитационной работы в социальной сфере»

• Курс повышения квалификации «Организация практики студентов в соответствии с требованиями ФГОС технических направлений подготовки»

• Курс повышения квалификации «Маркетинг в организации как средство привлечения новых клиентов»

• Курс повышения квалификации «Специфика преподавания астрономии в средней школе»

• Курс профессиональной переподготовки «Астрономия: теория и методика преподавания в образовательной организации»

• Курс повышения квалификации «Источники финансов»

• Курс профессиональной переподготовки «Разработка эффективной стратегии развития современного вуза»

• Курс повышения квалификации «Мировая экономика и международные экономические отношения»

• Курс профессиональной переподготовки «Корпоративная культура как фактор эффективности современной организации»

• Курс профессиональной переподготовки «Деятельность по хранению музейных предметов и музейных коллекций в музеях всех видов»

• Курс профессиональной переподготовки «Организация процесса страхования (перестрахования)»

• Курс профессиональной переподготовки «Технический контроль и техническая подготовка сварочного процесса»

• Курс профессиональной переподготовки «Стандартизация и метрология»

Звездочки ясные, звезды высокие!
Что вы храните в себе, что скрываете
Звезды, таящие мысли глубокие,
Силой какою вы душу пленяете?
Частые звездочки, звездочки тесные!
Что в вас прекрасного, что в вас могучего?
Чем увлекаете, звезды небесные,
Силу великую знания жгучего?
С. А Есенин
 

Урок 6/23

 презентация

Тема: Пространственная скорость звезд

Цель: Познакомить с движением звезд — пространственной скоростью и ее составляющими: тангенциальная и лучевая, эффектом (законом) Доплера.

Задачи:
1. Обучающая: ввести понятия: собственного движения звезд, лучевой и тангенциальной скорости. Вывести формулу определения пространственной и тангенциальной скорости звезд. Дать представление об эффекте Доплера.
2. Воспитывающая: обосновать вывод о том, что звезды движутся и как следствие со временем изменяется вид звездного неба, гордость за российскую науку — исследования российского астронома А.А. Белопольского, содействовать формированию таких мировоззренческих идей, как причинно-следственные связи, познаваемость мира и его закономерностей.
3. Развивающая: умение определять направление (знак) лучевой скорости, формирование умения анализировать материал, содержащийся в справочных таблицах.

Знать:
1-й уровень (стандарт) – понятие скоростей: пространственной, тангенциальной и лучевой. Закон Доплера.
2-й уровень — понятие скоростей: пространственной, тангенциальной и лучевой. Закон Доплера.
Уметь:
1-й уровень (стандарт) — определять скорости движения звезд, направление движения по смещению линий в спектре звезды.
2-й уровень — определять скорости движения звезд, направление движения по смещению линий в спектре.

Оборудование: Таблицы: звезды, карта звездного неба (настенная и подвижная), звездный атлас. Диапозитивы. CD- «Red Shift 5.1», фотографии и иллюстрации астрономических объектов из Интернета, мультимедийного диска «Мультимедиа библиотека по астрономии»

Межпредметные связи: математика (совершенствование вычислительных навыков в нахождении десятичных логарифмов, разложение вектора скорости на составляющие),  физика (скорость, спектральный анализ).

Ход урока:

Опрос учащихся.

У доски:
1) Параллактический способ определения расстояния.
2) Определить расстояние через блеск ярких звезд..
3) Решение задач из домашней работы №3, №4, №5  из §22 (стр. 131, №5 аналог дополнительного задания 2, урока 22) — показать решения.
Остальные:
1) На компьютере найти яркие звезды и охарактеризовать их.
2) Задача 1: Во сколько раз Сириус ярче чем Альдебаран? {зв. величину возьмем из табл. XIII,  I₁/I₂=2,512^m₂^-m₁, I₁/I₂=2,512^0,9+1,6=10}
3) Задача 2: Одна звезда ярче другой в 16 раз. Чему равна разность их звездных величин? {I₁/I₂=2,512^m₂^-m₁ ,  16=2,512^?m, ?m≈1,2/0,4=3}
4) Задача 3: Параллакс Альдебарана 0,05″. Сколько времени свет от этой звезды идет до нас? {r=1/π, r=20пк=65,2 св.г

Новый материал. 
   В 720г И. Синь (683-727, Китай) в ходе углового изменения расстояния между 28 звездами, впервые высказывает догадку о перемещении звезд. Дж. Бруно также утверждал, что звезды движутся.
   В 1718г Э. Галлей (Англия) открывает Собственное движение звезд, исследуя и сравнивая каталоги Гиппарха (125г до НЭ) и Дж. Флемстида (1720г) установил, что за 1900 лет некоторые звезды переместились: Сириус (α Б.Пса) сместившийся к югу почти на полтора диаметра Луны, Арктур (α Волопаса) на два диаметра Луны к югу и Альдебаран (α Тельца) сместившийся на 1/4 диаметра Луны к востоку. Впервые доказывает, что звезды — далекие Солнца. Первой звездой, у которой он в 1717г обнаружил собственное движение была Арктур (α Волопаса), находящуюся в 36,7 св.г.
   Итак, звезды движутся, т. е меняют со временем свои координаты. К концу 18 века измерено собственное движение 13 звезд, а В. Гершель в 1783г открыл , что наше Солнце также движется в пространстве.

	Пусть m — угол, на который сместилась звезда за год (собственное движение — «/ год). Из рисунка по теореме Пифагора υ= √(υr2+υτ2), где υr— лучевая скорость (по лучу зрения), а υτ— тангенциальная скорость (^ лучу зрения).    Так как  r =a/π , то с учетом смещения m ® r.m =a.m/π; но r.m/ 1год=u , тогда подставляя числовые данные получим тангенциальную скорость υτ =4,74.m/π (форм. 43)    Лучевую скорость υr определяют по эффекту Х. Доплера (1803-1853, Австрия) (радиальной (лучевой в астрономии) скорости), установившего в 1842г, что длина волны источника изменяется в зависимости от направления движения. Применимость эффекта к световым волнам была доказана в 1900 в лабораторных условиях  А. А. Белопольским. υr =?λ.с/λо.
Приближение источника — смещается к Фиолетовому (знак «—«). Удаление источника — смещается к Красному (знак «+«).
Первым измерил лучевые скорости нескольких ярких звезд  в 1868г Уильям  Хеггинс (1824 — 1910, Англия).  С 1893г впервые в России Аристарх Аполлонович Белопольский (1854 — 1934) приступил к фотографированию звезд и проведя многочисленные точные измерения лучевых скоростей звезд (один из первых в мире взяв эффект Доплера на вооружение), изучая их спектры, определил лучевые скорости 220 ярких (2,5-4m) звезд.

    Самая быстро перемещающаяся по небу звезда ß Змееносца (летящая Барнарда, Звезда Барнарда, HIP 87937, открыта в 1916г Э. Барнард (1857-1923, США)), m=9,57^m ,  r=1,828 пк , m =10,31^« , красный карлик. Существует у звезды спутник в М=1,5М_{Юпитера,} или планетная система. У ß Змееносца  лучевая скорость=106,88км/с, пространственная (под углом 38^°)=142км/с. После измерения собственных движений > 50000 звезд, выяснилось, что самая быстрая звезда неба в созвездии Голубя (m Col) имеет пространственную скорость=583км/с.
    На ряде обсерваторий мира, располагающих крупными телескопами, в том числе еще в СССР (на Крымской астрофизической обсерватории АН СССР), ведутся многолетние определения Лучевая скорость звёзд. Измерения Лучевая скорость звёзд в галактиках позволили обнаружить их вращение и определить кинематические характеристики вращения галактик, а также нашей Галактики. Периодические изменения Лучевой скорости некоторых звёзд позволяют обнаружить их движение по орбите в двойных и кратных системах, а когда определить их орбиты,  линейные размеры и расстояние до звезды.
Дополнение.
Двигаясь, звезда со временем меняет свои экваториальные координаты, поэтому собственное движение звезды можно по экваториальным координатам разложить на составляющие и получим m =√(m_a ²+ m_δ²). Изменение же координат звезды за год в астрономии определяют по формулам:  Δα=3,07^с+1,34^сsinα^.tanδ   и   Δδ=20,0″^.cosα
  III. Закрепление материала.
1. Пример №10 (стр. 135) — просмотреть
2.Самостоятельно: Из предыдущего урока для своей звезды найти пространственную скорость (взяв из таблицы XIII расстояние) и из данной таблицы m  и υ_r. Найти по ПКЗН и определить координаты звезды.
 

      Решение: (последовательность) Так как υ= √(υ_r²+υ_τ²), сперва находим π=1/r, затем υ_τ =4,74^.m/π, а только теперь находим υ= √(υ_r²+υ_τ²)
3. Самостоятельная работа №12
Итог:
1. Что такое собственное движение звезды?
2. Какую скорость мы называем пространственной, тангенциальной, лучевой? Как они находятся?
3. В чем заключается эффект Доплера?
4. Оценки.

Дома: §23, вопросы стр. 135

Урок оформила член кружка «Интернет-технологии» Леоненко Катя (11 кл), 2003 год.

«Планетарий»  410,05 мб	Ресурс позволяет установить на компьютер учителя или учащегося полную версию инновационного учебно-методического комплекса «Планетарий». «Планетарий» —  подборка тематических статей — предназначены для использования учителями и учащимися на уроках физики, астрономии или естествознания в 10-11 классах.  При установке комплекса рекомендуется использовать только английские буквы в именах папок.
Демонстрационные материалы 13,08 мб	Ресурс представляет собой демонстрационные материалы инновационного учебно-методического комплекса «Планетарий».
Планетарий 2,67 мб	Данный ресурс представляет собой интерактивную модель «Планетарий», которая позволяет изучать звездное небо посредством работы с данной моделью. Для полноценного использования ресурса необходимо установить Java Plug-in
Урок	Тема урока	Разработки уроков в коллекции ЦОР	Статистическая графика из ЦОР
Урок 23	Пространственная скорость звезд		Смещение звезд за 100 лет 158,9 кб Измерение угловых смещений звезд 128,6 кб Собственное движение звезды 128,3 кб Компоненты собственного движения звезды 127,8 кб Лучевая и тангенциальная скорости 127,4 кб