Презентація на тему «Випромінювання небесних світил. Методи астрономічних спостережень» (варіант 2)


Рейтинг презентації 4 на основі 3 голосів


Завантажити презентацію

Слайд #1
Презентація на тему «Випромінювання небесних світил. Методи астрономічних спостережень» (варіант 2) - Слайд #1

Випромінювання небесних світил. Методи астрономічних спостережень. Приймачі випромінювання. Застосування в телескопобудуванні досягнень техніки і технологій.


Слайд #2
Презентація на тему «Випромінювання небесних світил. Методи астрономічних спостережень» (варіант 2) - Слайд #2

Зміст
Випромінювання небесних світил
Хвильові властивості випромінювання
Види спектрів випромінювання:
безперервний спектр
лінійний спектр поглинання
лінійний емісійний спектр
Методи астрономічних спостережень
1.Застосування в телескопобудуванні досягнень техніки і технологій
2. Застосування в телескопобудуванні досягнень техніки і технологій
Тест для самоперевірки
Тест


Слайд #3
Презентація на тему «Випромінювання небесних світил. Методи астрономічних спостережень» (варіант 2) - Слайд #3

Електромагнітне випромінювання небесних тіл - основне джерело інформації про космічні об'єкти . Досліджуючи електромагнітне випромінювання , можна дізнатися температуру , щільність , хімічний склад та інші характеристики даного нас об'єкта. Повний опис властивостей електромагнітного випромінювання та його взаємодії з речовиною дається квантовою електродинамікою - однієї з найскладніших теорій сучасної фізики. Відповідно до цієї теорії , електромагнітне випромінювання має як хвильовими властивостями , так і властивості потоку частинок , званих фотонами або квантами електромагнітного поля.


Слайд #4
Презентація на тему «Випромінювання небесних світил. Методи астрономічних спостережень» (варіант 2) - Слайд #4

Хвильові властивості електромагнітного випромінювання визначаються взаємодіючими змінними електричними і магнітними полями. Так само як і будь-яка хвиля електромагнітне випромінювання характеризується частотою, що позначається зазвичай літерою v , і довжиною хвилі λ .
V = c / λ ,
де с - швидкість світла .
Якщо розглядати електромагнітне випромінювання як потік фотонів , то його основна характеристика визначається енергією фотонів E , пов'язаної з частотою формулою Планка :
E = hv ,
де h - постійна Планка , v - частота випромінювання.


Слайд #5
Презентація на тему «Випромінювання небесних світил. Методи астрономічних спостережень» (варіант 2) - Слайд #5

Зазвичай небесні тіла випромінюють відразу на багатьох довжинах хвиль. Розподіл енергії випромінювання по довжинах хвиль називається спектром випромінювання, а визначення характеристик випромінюючих тіл по їх спектру - спектральним аналізом. Розрізняють три основних види спектрів:
безперервний спектр
лінійний спектр поглинання
лінійний емісійний спектр


Слайд #6
Презентація на тему «Випромінювання небесних світил. Методи астрономічних спостережень» (варіант 2) - Слайд #6

Безперервний спектр
У безперервному спектрі присутній випромінювання в широкому діапазоні довжин хвиль. Такий спектр має випромінювання нагрітого щільної речовини, причому, чим вище температура, тим на меншу довжину хвилі доводиться максимум випромінюваної тілом енергії. Інший приклад з безперервним спектром - хмара електронів, що рухаються з великою швидкістю в магнітному полі. Що виникає при цьому випромінювання називається синхротронним випромінюванням.


Слайд #7
Презентація на тему «Випромінювання небесних світил. Методи астрономічних спостережень» (варіант 2) - Слайд #7

Лінійний спектр поглинання
Спектр поглинання утворюється при проходженні випромінювання з безперервним спектром через холодний газ. При цьому кожен газ поглинає на певних довжинах хвиль. Ділянки спектру, на яких відбувається помітне поглинання, називаються лініями поглинання. Так, наприклад, при проходженні випромінювання через холодний водень утворюються лінії поглинання на довжинах хвиль 121,6 нм, 102,6 нм та ін Нейтральний гелій найсильніше поглинає на довжині хвилі 58,4 нм.


Слайд #8
Презентація на тему «Випромінювання небесних світил. Методи астрономічних спостережень» (варіант 2) - Слайд #8

Неозброєним оком можна побачити небесні світила до 6m 
( ≈ 6000 зір) Гранична зоряна величина, яку можна побачити в телескоп визначається формулою mгр= 7,0m+5lgD, де D –діаметр об'єктива в смТелескоп Ньютона (D=2,5 см) mгр=9,0mТелескоп “Кек” (D=10м) mгр=22m. Можна отримати інформацію про небесні світила тільки в даний момент часу.


Слайд #9
Презентація на тему «Випромінювання небесних світил. Методи астрономічних спостережень» (варіант 2) - Слайд #9

Застосування в телескопобудуванні досягнень техніки і технологій
Справжня революція в телескопобудуванні відбулась у 70-х роках XX ст. На зміну системі Кассегрена прийшла телескопічна система Річі-Кретьєна, у якій головне дзеркало за формою дещо відрізняється від параболоїда, а допоміжне - від гіперболоїда. Тому і довжина труби, і діаметри павільйонів у два - чотири рази менші, ніж у попередніх телескопів. На 2000 рік введено в дію. Близько десяти телескопів системи Річі-Кретьєна з діаметром дзеркал 3,6-4,2 м. З 1996 р. працює багатодзеркальний (діаметр сегмента становить 1,8 м) телескоп «Кек-І» з сумарним.діаметром дзеркала 10 м, а з 1998 р. - такий же «Кек-ІІ». Введено в дію «Джеміні» з діаметром дзеркала 8,1 м та японський «Субару» з діаметром дзеркала 8,3 м. З 1998 р. почергово вводяться в дію одне із шести (діаметром 8,2 м) дзеркал «Дуже великого телескопа».


Слайд #10
Презентація на тему «Випромінювання небесних світил. Методи астрономічних спостережень» (варіант 2) - Слайд #10

При побудові таких телескопів використовуються найновітніші досягнення техніки, і працюють вони, керовані на відстані зі спеціальних приміщень, без присутності людей поблизу телескопа.


Завантажити презентацію