Исследовательская работа по астрономии "Методы астрофизических исследований 11класс "

IV. Методы астрофизических исследований

14. Исследование электромагнитного излучения небесных тел. Определение физических свойств и скорости движения небесных тел по их спектрам

1. Обсерватории

Астрономические исследования проводятся в научных институтах, университетах и обсерваториях. Пулковская обсерватория под Ленинградом (рис. 36) существует с 1839 г. и знаменита составлением точнейших звездных каталогов. Ее в прошлом веке называли астрономической столицей мира. В ходе развития науки в нашей стране было построено много других обсерваторий, в том числе в союзных республиках. К крупнейшим следует отнести Специальную астрофизическую обсерваторию на Северном Кавказе, обсерватории Крымскую (вблизи Симферополя), Бюраканскую (вблизи Еревана), Абастуманскую (вблизи Боржоми), Голосеевскую (в Киеве), Шемахинскую (вблизи Баку). Из институтов крупнейшие - Астрономический институт имени П. К. Штернберга при МГУ и Институт теоретической астрономии Академии наук СССР в Ленинграде.

Рис. 36. Главное здание Пулковской обсерватории

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 или решения других научных задач.

Часто для изучения небесных объектов их фотографируют при помощи телескопов, предназначенных специально для этих целей. Положения звезд на полученных негативах измеряют при помощи соответствующих приборов в лаборатории. Хранящиеся на обсерватории негативы образуют "стеклянную фототеку". Исследуя астрономические фотографии, можно измерить медленные перемещения сравнительно близких звезд на фоне более далеких, увидеть на негативе изображения очень слабых объектов, измерить величину потоков излучения от звезд, планет и других космических объектов. Для высокоточных измерений энергии световых потоков используют фотоэлектрические фотометры. В них свет от звезды, собираемый объективом телескопа, направляется на светочувствительный слой электронного вакуумного прибора - фотоумножителя, в котором возникает слабый ток, усиливаемый и регистрируемый специальными электронными приборами. Пропуская свет через специально подобранные различные светофильтры, астрономы количественно и с большой точностью оценивают цвет объекта.

2. Радиотелескопы

После того как было обнаружено космическое радиоизлучение, для его приема были созданы радиотелескопы различных систем. Антенны некоторых радиотелескопов похожи на обычные рефлекторы. Они собирают радиоволны в фокусе металлического вогнутого зеркала. Это зеркало можно сделать решетчатым (рис. 37) и громадных размеров - диаметром в десятки метров.

Рис. 37. Радиотелескоп с решетчатым зеркалом

Другие радиотелескопы представляют собой огромные подвижные рамы, на которых параллельно друг другу укреплены металлические стержни или зеркалом, спирали. Приходящие радиоволны возбуждают в них электромагнитные колебания, которые после усиления поступают в очень чувствительную приемную радиоаппаратуру для регистрации радиоизлучения объекта.

Есть радиотелескопы, состоящие из системы отдельных антенн, удаленных друг от друга (иногда на многие сотни километров), при помощи которых производятся одновременные наблюдения космического радиоисточника. Такой способ позволяет узнать структуру исследуемого радиоисточника и измерить его угловой размер, даже если он во много раз меньше одной угловой секунды.

'РАТАН-600'. Один из крупнейших в мире радиотелескопов - радиотелескоп Академии наук СССР диаметром 600 м

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 является их излучение. Наиболее ценные и разнообразные сведения о телах позволяет получить спектральный анализ их излучения. Этим методом можно установить качественный и количественный химический состав светила, его температуру, наличие магнитного поля, скорость движения по лучу зрения и многое другое.

Спектральный анализ, как вы знаете, 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.

Как известно, свет распространяется в виде электромагнитных волн. Каждому цвету соответствует определенная длина электромагнитной волны. Длина волны света уменьшается от красных лучей к фиолетовым примерно от 0,7 до 0,4 мкм. За фиолетовыми лучами в спектре лежат ультрафиолетовые лучи, не видимые глазом, но действующие на фотопластинку. Еще меньшую длину волны имеют рентгеновские лучи. За красными лучами находится область инфракрасных лучей. Они невидимы, но воспринимаются приемниками инфракрасного излучения, например специальными фотопластинками.

Для получения спектров применяют приборы, называемые спектроскопом и спектрографом (рис. 38). В спектроскоп спектр рассматривают, а спектрографом его фотографируют. Фотография спектра называется спектрограммой.

Рис. 38. Схема устройства призменного спектрографа

В настоящее время в астрофизике используются и более сложные приборы для спектрального анализа различных видов излучения.

Существуют следующие виды спектров земных источников и небесных тел.

Сплошной, или непрерывный, спектр в виде радужной полоски дают непрозрачные раскаленные тела (уголь, нить электролампы) и достаточно протяженные плотные массы газа.

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.

Составлены таблицы с перечнем линий каждого газа и с указанием яркости каждой линии. Например, в спектре паров 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. 39). Например, две темные линии поглощения паров натрия расположены в желтой части спектра.

Рис. 39. Сравнение спектра Солнца (вверху) с лабораторным спектром паров железа

Используя рисунок 40, отождествите линии водорода в спектрах Солнца и Сириуса.

Рис. 40. Спектры: 1 - Солнца, 2 - водорода, 3 - гелия, 4 - Сириуса (белая o звезда), 5 - α Ориона (красная звезда)

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 заметнее линия данного элемента в спектре излучения или поглощения, тем больше таких атомов (молекул) на пути луча света.

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.

Рассмотрите изображения разных спектров (см. рис. 40).

Скорости движения небесных светил относительно Земли по лучу зрения (лучевые скорости) определяются при помощи спектрального анализа на основании эффекта Доплера: если источник света и наблюдатель сближаются, то длины волн, определяющие положения спектральных линий, укорачиваются, а при их взаимном удалении длины волн увеличиваются.Эта зависимость выражается формулой

где v-лучевая скорость относительного движения с учетом ее знака (минус при сближении), λ₀ - длина волны при неподвижном источнике, λ, - 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.

Получив спектрограмму светила, над ней и под ней впечатывают спектры сравнения от земного источника излучения (рис. 41). Спектр сравнения для нас неподвижен, и относительно него можно определять смещение линий спектра звезды на спектрограмме. Даже скорости небесных тел (обычно десятки и сотни километров в секунду) вызывают столь малые смещения (сотые или десятые доли миллиметра), что их можно измерить на спектрограмме только под микроскопом. Чтобы выяснить, какому изменению длины волны это соответствует, надо знать масштаб спектра - на сколько меняется длина волны, если мы продвигаемся вдоль спектра на 1 мм. Подставляя в формулу значения величин λ, λ₀ и с = 300 000 км/с, определяют лучевую скорость движения светила v.

Рис. 41. Смещение линии Нγ в спектре одной из звезд при ее движении по лучу зрения. Сверху и снизу - лабораторные спектры сравнения. Над ними написаны длины волн в ангстремах (1 Å=0,0001 мкм)

По спектру можно определить и температуру светящегося объекта. Когда тело раскалено докрасна, в его сплошном спектре ярче всего красная часть. При дальнейшем нагревании область наибольшей яркости в спектре смещается в желтую, потом в зеленую часть и т. д. Это явление описывается законом смещения Вина, который показывает зависимость положения максимума в спектре излучения от температуры тела. Зная эту зависимость, можно установить температуру Солнца и звезд. Температуру планет и температуру звезд определяют также при помощи специально созданных приемников инфракрасного излучения.

Упражнение 14

1. Длина волны, соответствующая линии водорода, в спектре звезды больше, чем в спектре, полученном в лаборатории: К нам или от нас движется звезда? Будет ли наблюдаться сдвиг линий спектра, если звезда движется поперек луча зрения?

2. На фотографии спектра звезды ее линия смещена относительно своего нормального положения на 0,02 мм. На сколько изменилась длина волны, если в спектре расстояние в 1 мм соответствует изменению длины волны на 0,004 мкм (эта величина называется дисперсией спектрограммы) ? С какой скоростью движется звезда? Длина волны неподвижного источника 0,5 мкм = 5000 Å (ангстрем). 1 Å=10^-10 м.

Задание 6

По рисунку 41 определите дисперсию в ангстремах на 1 мм длины спектра в интервале длин волн 4260-4277 А. Измерьте, используя лупу, сдвиг центра водородной линии HY в спектре звезды (самая широкая) относительно той же линии спектра сравнения. Вычислите по этому сдвигу линий лучевую скорость звезды.

4. Внеатмосферная астрономия

Исследования с помощью космической техники занимают особое место в методах изучения небесных тел и космической среды. Начало этому было положено запуском в СССР в 1957 г. первого в мире искусственного спутника Земли. Быстро развиваясь, космонавтика сделала возможным: 1) создание внеатмосферных искусственных спутников Земли; 2) создание искусственных спутников Луны и планет; 3) перелет и спуск приборов, управляемых с Земли, на Луну и планеты; 4) создание управляемых с Земли автоматов, перемещающихся по Луне и доставляющих с Луны пробы грунта и записи разных измерений; 5) полеты в космос лабораторий с людьми и высадку их на Луну. Космические аппараты позволили проводить исследования во всех диапазонах длин волн электромагнитного излучения. Поэтому современную астрономию часто называют всеволновой. Внеатмосферные наблюдения дают возможность принимать в космосе излучения, поглощаемые или сильно изменяемые земной атмосферой: далекие ультрафиолетовые, рентгеновские и инфракрасные лучи, радиоизлучения некоторых длин волн, не доходящих до Земли, а также корпускулярные излучения Солнца и других тел. Исследования этих, ранее недоступных видов излучения звезд и туманностей, межпланетной и межзвездной среды очень обогатили наши знания о физических процессах, происходящих во Вселенной. В частности, были открыты неизвестные прежде источники рентгеновского излучения.

Много информации о природе наиболее далеких от нас тел и их систем также получено благодаря исследованиям, выполненным при помощи приборов, установленных на различных космических аппаратах.

Результаты астрофизических исследований за последние десятилетия показывают, что в окружающем нас мире происходят значительные изменения, которые затрагивают не только отдельные объекты, но и всю Вселенную в целом.

Тема урока: МОДЕЛЬ ГОРЯЧЕЙ ВСЕЛЕННОЙ И РЕЛИКТОВОЕ ИЗЛУЧЕНИЕ

Рогачёва Ирина Борисовна

Предмет: АСТРОНОМИЯ.

Класс 11

Глава 8 «Строение и эволюция Вселенной»

урок № 2 «Модель «горячей Вселенной» и реликтовое излучение»

учебник В.М. Чаругина «Астрономия. 10–11 кл.».

Цель урока: познакомить учащихся с моделью «горячей Вселенной», реликтовым излучением; сформировать представление о физических условиях на ранних стадиях расширения Вселенной.

Задачи:

Образовательная: сформировать понятия: модель «горячей Вселенной», реликтовое излучение; познакомиться с образованием химических элементов во Вселенной; объяснить обилие гелия во Вселенной и его необходимость образования на ранних этапах эволюции Вселенной; познакомиться с наблюдаемыми свойствами реликтового излучения.

Развивающая: развивать научность мышления, умение анализировать, выделять главное, применять полученные знания для объяснения явлений; работать с литературой.

Воспитывающая:: привитие любви и уважения к достижениям науки; акцентирование внимания учащихся на том, что в мире развивающихся тел и их систем существует замкнутый цикл материального мира; формирование комуникационных компетенций, умение говорить и слушать других.

Тип урока: урок «открытия» нового знания.

Форма работы: фронтальная, индивидуальная, работа в парах.

Оборудование к уроку: компьютер, экран. презентация, эволюционные схемы, коллекция ЦОР, фрагменты видеоуроков:У Вселенной было начало. Видеоурок «NICA — Вселенная в лаборатории»; Реликтовое излучение.

Планируемые результаты:

Предметные: Развитие пространственного, логического мышления, творческого потенциала личности.

Знать - связь закона всемирного тяготения с представлениями о конечности и бесконечности Вселенной;

- что такое фотометрический парадокс;

- необходимость общей теории относительности для построения модели Вселенной;

- понятие «горячая Вселенная»;

- крупномасштабную структуру Вселенной;

- что такое метагалактика;

- космологические модели Вселенной -

Уметь

- использовать знания по физике и астрономии для описания и объяснения современной научной картины мира

Личностные: Формирование положительного отношения к учению, готовности и способности, обучающихся к саморазвитию и самообразованию

Метапредметные:

1. Умение самостоятельно определять цели своего обучения, ставить и формировать для себя новые задачи в учебе и познавательной деятельности;

2. Умение самостоятельно планировать пути достижения целей;

3.Умение соотносить свои действия с планируемыми результатами, осуществлять контроль своей деятельности в процессе достижения результата;

4. Умение оценивать правильность выполнение учебной задачи, собственные возможности ее решения;

Структуру урока:

1. Мотивация к учебной деятельности (2 – 3 мин)

2. Актуализация знаний

3. Изучение нового материала

4. Закрепление нового

5. Рефлексия учебной деятельности (3 мин)

6. Домашнее задание (1-2 мин)

Ход урока.

1. Мотивация к учебной деятельности (2 – 3 мин)

- Добрый день. Сегодня вы продолжаем изучать тему «Строение и эволюция Вселенной».

Свой урок я хочу начать такими словами

«Не так давно, менее столетия назад, астрофизики легко рассчитывали орбиты планет, открывали новые звёзды, но никому не приходило в голову, что наша Вселенная расширяется. Пространство словно раздвигается в разные стороны. Все космические объекты: планеты, звезды, галактики – словно убегают друг от друга. Причём, чем дальше находятся космические объекты, тем выше скорость их удаления. Создаётся такое впечатление, будто бы мы находимся в центре вселенского взрыва и все космические объекты улетают от нас в разные стороны. .»

Но прежде давайте обратимся к тому материалу, который вам уже знаком. Внимание на экран
http://litsait.ru/proza/raznoe/rasshirjayuschajasja-vselennaja.html

2. Актуализация знаний

Проверка домашнего задания в виде теста, включающего основные понятия, которые изучены в данной теме, такие как:

1. Раздел астрономии, занимающийся изучением строения Вселенной и процессов,

происходящих в ней, называется:

а) космогонией б) космологией в) космонавтикой г) астрофизикой

2. Соотнесите термины, указанные буквами и определения, указанные цифрами:

а) Вселенная б) Метагалактика в) Галактика г) Звездная система; 1) Самая большая наблюдаемая, нестационарная, постоянно эволюционирующая,

расширяющаяся система, не имеющая центра расширения

2) Материальная система, безграничная в пространстве и развивающаяся во времени

3) Вращающаяся система, имеющая в центре мощный источник нетеплового излучения

(не связанный с нагретым газом)

4) Вращающаяся система, имеющая в центре мощный источник теплового излучения

3. Выберите главные космологические признаки Вселенной:

а) анизотропность б) изотропность в) неоднородность г) однородность

д) сингулярность

Ключ к тесту: 1. б) 2. а – 2), б – 1), в – 3), г – 4) 3. б), г)

А теперь давайте подумаем, на какие вопросы мы сегодня должны с вами ответить? И что мы с вами должны будем затронуть на этом уроке?

Давайте сформулируем тему нашего урока:

- Какая будет цель урока?

3. Изучение нового материала.

Вспомним, что по современным представлениям, на ранней стадии развития звезда в основном состоит из водорода. Температура внутри звезды столь велика, что в ней протекают реакции слияния ядер водорода с образованием гелия – термоядерные реакции.

Существует гипотеза, что около 30% по массе наблюдаемого во Вселенной гелия образовалось в недрах звёзд.

Проверьте это предположение. (Работа с учебником стр.132)

В термоядерных реакциях синтеза гелия из водорода в недрах Солнца каждую секунду выделяется 4 · 10²⁶ Дж энергии. При образовании одного ядра гелия выделяется энергия ΔЕ = 4,8 · 10^–12 Дж. Поэтому каждую секунду в Солнце образуется 10³⁸ядер атомов гелия, или 6, · 10¹¹ кг гелия. Полагая, что возраст Галактики близок к возрасту Вселенной: 1,3 · 10¹⁰ лет = 3,9 · 10¹⁷ с, легко подсчитать массу гелия, которая могла бы образоваться во всех звёздах (10¹¹ звёзд) за этот промежуток времени: 6,7 · 10¹¹ кг/с · 10¹¹ · 3,9 · 10¹⁷ с = 2,6 · 10⁴⁰ кг.

Вывод: Это составляет 13% от всей массы Галактики (масс всех звёзд Галактики 2 · 10⁴¹ кг), что существенно меньше наблюдаемой массы гелия.

Исходя из этого в 1946 году астрофизик Георгий Гамов, американский физик российского происхождения (учился вместе с А.Фридманом) и его коллеги разработали физическую теорию начального этапа расширения Вселенной, объясняющую наличие в ней химических элементов синтезом при очень высоких температуре и давлении. Начало расширения по теории Гамова назвали «Большим Взрывом». Соавторами Гамова были Р. Альфер и Г. Бете, поэтому иногда эту теорию называют «α, β, γ-теория» или модель горячей Вселенной.

Модель «горячей Вселенной» - космологическая модель, в которой эволюция Вселенной начинается с состояния плотной горячей плазмы, состоящей из элементарных частиц, и протекает при дальнейшем  адиабатическом космологическом расширении, иначе теория Большого взрыва

1. Практический.

У вас на столах имеется таблица, где эволюция Вселенной расписана с точностью до секунды! Имеется также рисунок модели молодой Вселенной. И вы можете по данной таблице проследить сейчас ход моих рассуждений по одной из теорий, названной «Большим взрывом» (Приложение 1)

Модель Молодой Вселенной

https://www.youtube.com/watch?v=xSxKtGYv7jY  У Вселенной было начало. Видеоурок «NICA — Вселенная в лаборатории») илиhttps://www.youtube.com/watch?v=wMV2TYmgxGsРождение Вселенной или момент творения. Начало всего. Большой Взрыв. Фильм про космос 31.10.2016)

Известные нам законы физики начали действовать с момента t_в= 10^-43 с, когда стали существенными явления гравитации, квантования и релятивизма, характеризуемые соотношением гравитационной постоянной G, постоянной Планка ћ и скоростью света с, когда размеры Вселенной составляли R_в= 10³¹ м при плотности материи r _в=10⁷⁴–10⁹⁴ г/см³ с температурой Т_в = 1,3 × 10³² К.

   При расширении пространства температура и плотность среды уменьшались намного быстрее плотности вакуума. Отрицательное давление физического вакуума р = - р× с²породило явление взаимного отталкивания материальных объектов, обратное гравитации. Не имевшие ранее массы  частицы материи, стремительно поглощали чудовищную энергию порождавшего их вакуума. Инфляционная Мини-Вселенная была чем-то похожа на раздувающийся воздушный шарик: расстояние между всеми точками поверхности равномерно увеличивалось потому, что между ними возникало, увеличивалось само пространство. Мини-Вселенная не расширялась в каком-то внешнем по отношению к ней пространстве: само пространство возникало, увеличивалось внутри нее, "раздвигало" ее границы. Энергия распада "ложного вакуума" к моменту t_в = 10^-36 с полностью выделилась в форме рождения частиц; инфляционное расширение Мини-Вселенной закончилась.

  Сверхраскаленный "пузырь" Мини-Вселенной распался из-за внутренней нестабильности на множество мелких областей - метагалактик. По мере расширения Метагалактики уменьшалась плотность ее материи и энергия излучения, температура среды падала пропорционально расширению пространства. При дальнейшем расширении Метагалактики температура упала ниже 10⁹ К и синтез атомных ядер прекратился, поскольку энергии фотонов и других частиц стало недостаточно для протекания этих реакций. В период времени от 10 до 100 с с момента возникновения метагалактики закончилась аннигиляция ("вымирание") электронно-позитронных пар.

  Возникновению и сохранению сгустков содействовало то, что при наличии отдельных уплотнений в разных точках пространства на каждый протон или нейтрон приходилось разное количество переносящих энергию фотонов. С понижением температуры и плотности среды уменьшалась вероятность образования новых "возмущений плотности", а старые сгустки продолжали рассасываться.

    Через 10¹² с после Большого Взрыва началась эпоха рекомбинации - разделения вещества и излучения. Свидетель той поры - реликтовое излучение.

За миллиарды лет расширения Метагалактики его температура понизилась с 4000 К до 2,725 К.

    "Блины" массой до 10¹⁴ М_¤ стали зародышами протогалактических скоплений. В их недрах происходили разнообразные тепловые и гидродинамические процессы, приводившие к распаду ("дроблению") "блинов" на мелкие, отдельные, плотные облака газа массой 10¹⁰-10¹²М_¤, из которых образовались протогалактики, преобразовавшиеся в галактики на протяжении последующего миллиарда лет.

2.    Теоретический

Итак, на ранних этапах расширения вещество Вселенной имело огромную плотность и очень высокую температуру. Было также излучение, которое находилось в равновесии с веществом. Именно это излучение назвали реликтовым - космическое электромагнитное излучение, приходящее на Землю со всех сторон неба примерно с одинаковой интенсивностью и имеющее спектр, характерный для излучения абсолютно черного тела при температуре около 3 К (3 градуса по абсолютной шкале Кельвина, что соответствует –270° С). Как показали наблюдения, это излучение не связано ни с одним из известных небесных тел или их систем.

Гипотезу о существовании такого излучения высказал Георгий Гамов. При расширении Вселенная остывает, поэтому длина волны реликтовых фотонов должна возрастать: в настоящее время регистрируется фон с температурой 2,725 К, что соответствует миллиметровому диапазону. Реликтовое фоновое микроволновое излучение открыли в 1964 году американские ученые Арно Пензиас и Роберт Вильсон. Оно оказалось в высокой степени изотропным, одинаковым по всем направлениям и своим существованием подтверждает модель горячей расширяющейся Вселенной. Его называю ещё: космическое микроволновое фоновое излучение» cosmic microwave background, CMB; реликтовое излучение; трехградусное космическое излучение

За это открытие ученые в 1978 году получили Нобелевскую премию.

Фрагмент видеоурока https://www.youtube.com/watch?v=YWkanmxwMg8 Реликтовое излучение

4. Закрепление нового

Обсуждение

Какие основные открытия положены в основу Большого Взрыва?

В чем заключается модель горячей Вселенной? Что такое реликтовое излучение?

5. Рефлексия учебной деятельности (3 мин)

А сейчас я предлагаю Вам сделать оценку своей работы на уроке, используя предложенные высказывания (те которые вам ближе)

КАК ПРИЯТНО ЗНАТЬ, ЧТО ТЫ ЧТО-ТО ЗНАЕШЬ.

МОЛЬЕР

(На этом уроке, я поняла, что я что-то знаю, и мне было очень приятно это осознавать. Я поверила в свои силы)

Я ЗНАЮ, ЧТО Я НИЧЕГО НЕ ЗНАЮ

СОКРАТ

(Я открыл для себя очень много нового. Я даже не подозревал, что порой за обычными порой явлениями кроются большие и удивительные открытия. И у меня появился интерес узнать об этом еще больше.)

ПОЗНАНИЕ НАЧИНАЕТСЯ С УДИВЛЕНИЯ

АРИСТОТЕЛЬ

(Этот урок был для меня открытием. На протяжении всего урока я не переставала удивляться тому, что все в мире взаимосвязано и как наука шагнула далеко вперед в познании мира, в которой мы живем).

6. Домашнее задание (1-2 мин)

§ 36 Вопросы и задания стр.133

Приложение 1

Таблица Эволюция Вселенной по теории «Большого взрыва»

Название эпохи

Физические процессы

Время, прошедшее с момента Большого Взрыва

Температура

Рождение классического пространства-времени

Вселенная рождается из состояния сингулярности, из пространственно-временной «пены»

5∙10^–44 c

10³² К

Стадия инфляции

Вселенная начинает расширяться, появляются возмущения плотности, из которых потом образуются скопления галактик. Появляется барионная асимметрия

5∙10^–44–10^–36 c

более 10²⁸ К

Рождение вещества

Появляется горячая плазма, состоящая из элементарных частиц, «кваркового супа»

начиная с 10^–36 c

10²⁸ К

Радиационная стадия

Вещество и излучение находится в равновесии. На каждый барион приходится 10⁹ фотонов

вплоть до 10^–4 c

до 10¹³ К

Стадия рекомбинации

Аннигиляция частиц и античастиц с образованием квантов излучения

вплоть до 1 с

5∙10¹²–10¹³ К

Первичный нуклеосинтез

Образуются протоны и нейтроны. Синтез ядер водорода и гелия, а также лития и берилия

1–200 с

10⁹–10¹⁰ К

Стадия рекомбинации водорода

Вещество становится прозрачным. Образование реликтового излучения

1 с – 1 000 000 лет

4500–3000 К

Возникновение галактик

Начало возникновения звезд и галактик

1 миллиард лет

30 К

Современная эпоха

Существование галактик и звезд. Расширение Вселенной продолжается

15–20 миллиардов лет

2,725 К

Приложение 2

Использованы материалы с сайта:

1.    https://geektimes.ru/post/281974/

Опубликована 3D-модель реликтового излучения Вселенной для печати

Не знаете, чем украсить рабочий стол? Как вам такой вариант: маленькая копия ранней Вселенной. А именно, сферыреликтового излучения — заполняющего Вселенную микроволнового фонового излучения, возникшего в эпоху первичной рекомбинации водорода. Это не просто красивый сувенир, а научно выверенная модель, составленная по данным космической обсерватории «Планк». Её можно использовать как учебное пособие. Наряду с космологическим красным смещением, реликтовое излучение рассматривается как одно из главных подтверждений теории Большого взрыва.

Согласно теории Большого взрыва, ранняя Вселенная представляла собой горячую плазму из электронов, протонов и фотонов. В этой плазме фотоны постоянно излучались, сталкивались с другими частицами и поглощались. По мере расширения Вселенной космологическое красное смещение вызывало остывание плазмы, так что на определённом этапе замедлившиеся электроны стали соединяться с замедлившимися протонами, образуя первые во Вселенной атомы (этот процесс называется первичной рекомбинацией водорода). Это случилось примерно через 380 000 лет после Большого взрыва, при температуре плазмы около 3000 °K. С этого времени некоторые фотоны смогли свободно перемещаться в пространстве, практически не взаимодействуя с веществом. Реликтовое излучение — те древние фотоны, которые излучила плазма ранней Вселенной после Большого взрыва в сторону будущего расположения Земли. Спустя 13,8 млрд лет фотоны до сих пор идут к нам, потому что расширение Вселенной пока что продолжается.
Сейчас температура излучения составляет около 2,7 °K. Оно поступает со всех сторон практически равномерно.
Наблюдаемая Вселенная в преломлении через реликтовое излучение называется поверхностью последнего рассеяния. Это самый удалённый объект, который мы можем наблюдать. Интересным феноменом реликтового излучения является его анизотропия, то есть неоднородность. В марте 2013 года специалисты Европейского космического агентства опубликовали самую подробную карту реликтового излучения, составленную по результатам сбора данных космической обсерваторией «Планк», начиная с 2009 года. 



На этой карте чётко видны два странных явления. Первое — изменение амплитуды температур в двух половинах Вселенной.


Изменение амплитуды температур в двух половинах Вселенной

Второй феномен — необычно большое холодное пятно, хорошо заметное на карте. Раньше специалисты считали, что это ошибка измерения. Но обсерватория «Планк» предоставила более точную информацию, подтвердив эффект.
По мнению учёных, неравномерность реликтового излучения — температурные флуктуации — объясняется колебаниями плазмы в крошечной ранней Вселенной вскоре после Большого взрыва. Традиционно температурные флуктуации отображаются областями разного цвета. Например, самые горячие области — красным, а самые холодные — синим. Эти области проецируются на плоскую карту с помощью стандартнойстереографической проекции. Были попытки создать компьютерные 3D-модели сферы реликтового излучения, которые пользователь мог вращать и рассматривать на экране. Но в этом случае информация об анизотропии передавалась по тому же визуальному принципу через цветовую шкалу.

Магистранты кафедры физики Имперского колледжа Лондона предложили новый способ визуализации при помощи 3D-печати. На спроектированной ими сфере реликтового излучения области разных температур ощущаются не только визуально, но и тактильно. По их мнению, портативная сфера реликтового излучения, которую можно взять в руку, имеет ряд преимуществ в учебной и научной работе, а особенно полезна для людей с нарушениями зрения. Сфера реликтового излучения — ещё один пример полезного применения 3D-печати для научных целей. Для преобразования научных данных космической обсерватории «Планк» в формат STL молодые британские учёные использовали программы MeshLab, Cura, Blender!, Netfabb и другие.
Научная работа опубликована в журнале European Journal of Physics (doi: 10.1088/0143-0807/38/1/015601).
Файлы для печати выложены отдельно на научном хостинге Zenodo.
128_scaled.stl — STL-файл для печати монохромной версии (исследователи использовали принтер Ultimaker).
cmbhollow.wrl — VRML-файл для окрашивания изделия в ZPrinter.



Аналогичный метод подходит для визуализации других научных данных, в том числе результатов астрономических наблюдений. Например, для печати топографических карт планет, моделей поверхностей и внутренней структуры звёзд, распределения звёзд в галактиках, распределения вещества в масштабной модели Вселенной. В каком-то смысле данную работу можно рассматривать как первый концептуальный образец для большого количества потенциальных вариантов использования.

Сравнение разрешения астрономических спутников, регистрирующих реликтовое излучение