Радиоактивность и момент силы. Понятие ноосферы

Содержание

 

Вопрос 1

Вопрос

Вопрос 3

Вопрос 4

Вопрос 5

Вопрос 6

Вопрос 7

Вопрос

Вопрос 9

Вопрос 10

Список литературы

1. Что такое астероиды, где они расположены, каковы их орбиты и размеры? Назовите наиболее крупные из них. Период обращения Плутона равен 250 земных лет, так каково его расстояние от Солнца и какую часть своего «года» он прошел после того, как его открыли?

 

Астероид — небольшое планетоподобное тело Солнечной системы, движущееся по орбите вокруг Солнца. Астероиды, известные также как малые планеты, значительно уступают по размерам планетам.

Термин астероид (от др.-греч. ἀστεροειδής — «подобный звезде», из ἀστήρ — «звезда» и εῖ̓δος — «вид, наружность, качество») был введён Уильямом Гершелем на основании того, что эти объекты при наблюдении в телескоп выглядели как точки звёзд — в отличие от планет, которые при наблюдении в телескоп выглядят дисками. Точное определение термина «астероид» до сих пор не является установившимся. Термин «малая планета» (или «планетоид») не подходит для определения астероидов, так как указывает и на расположение объекта в Солнечной системе. Однако не все астероиды являются малыми планетами.

Одним из способов классификации астероидов является определение размера. Действующая классификация определяет астероиды, как объекты с диаметром более 50 м, отделяя их от метеоритных тел, которые выглядят как крупные камни, или могут быть ещё меньше. Классификация опирается на утверждение, что астероиды могут уцелеть при входе в атмосферу Земли и достигнуть её поверхности, в то время, как метеоры, как правило, полностью сгорают в атмосфере.

В результате «астероид» можно определить как объект Солнечной системы, состоящий из твёрдых материалов, который по размерам больше метеора.

На настоящий момент в Солнечной системе обнаружены десятки тысяч астероидов. По состоянию на 26 сентября 2006 в базах данных насчитывалось 385083 объекта, у 164612 точно определены орбиты и им присвоен официальный номер. 14077 из них на этот момент имели официально утверждённые наименования. Предполагается, что в Солнечной системе может находиться от 1.1 до 1.9 миллиона объектов, имеющих размеры более 1 км. Большинство известных на данный момент астероидов сосредоточено в пределах пояса астероидов, расположенного между орбитами Марса и Юпитера.

Самым крупным астероидом в Солнечной системе считалась Церера, имеющая размеры приблизительно 975×909 км, однако с 24 августа 2006 года она получила статус карликовой планеты. Два других крупнейших астероида 2 Паллада и 4 Веста имеют диаметр ~500 км 4 Веста является единственным объектом пояса астероидов, который можно наблюдать невооружённым глазом. Астероиды, движущиеся по другим орбитам, также могут быть наблюдаемы в период прохождения вблизи Земли (см. например 99942 Апофис).

Общая масса всех астероидов главного пояса оценивается в 3.0-3.6×10²¹ кг, что составляет всего около 4 % от массы Луны. Масса Цереры — 0.95×10²¹ кг, то есть около 32 % от общей, а вместе с тремя крупнейшими астероидами 4 Веста (9 %), 2 Паллада (7 %), 10 Гигея (3 %) — 51 %, то есть абсолютное большинство астероидов имеют ничтожную массу.

Среднее расстояние от Плутона до Солнца составляет 39,52 а. е. Плутон очень медленно, за 247,7 года, совершает оборот по орбите, которая имеет необычно большой наклон (17°) к плоскости эклиптики, и вытянута настолько, что в перигелии Плутон подходит к Солнцу на более короткое расстояние, чем Нептун.

2. Поясните понятия «момент силы» и «момент импульса». В каких системах сохраняется момент импульса, почему этот закон тоже относят к разряду «великих законов сохранения»? Дайте примеры его использования

 

Момент силы (синонимы: крутящий момент; вращательный момент; вращающий момент) — физическая величина, характеризующая вращательное действие силы на твёрдое тело.

В физике момент силы можно понимать как «вращающая сила». В системе СИ единицами измерения для момента силы является ньютон-метр, хотя сантиньютон-метр (cN•m), футо-фунт (ft•lbf), дюйм-фунт (lbf•in) и дюйм-унция (ozf•in) также часто используются для выражения момента силы. Символ момента силы τ (тау). Момент силы иногда называют моментом пары сил, это понятие возникло в трудах Архимеда над рычагами. Вращающиеся аналоги силы, массы и ускорения есть момент силы, момент инерции и угловое ускорение соответственно. Сила, приложенная к рычагу, умноженная на расстояние до оси рычага, есть момент силы. Например, сила в 3 ньютона, приложенная к рычагу, расстояние до оси которого 2 метра, это то же самое, что 1 ньютон, приложенный к рычагу, расстояние до оси которого 6 метров. Более точно, момент силы частицы определяется как векторное произведение:

где  — сила, действующая на частицу, и r — радиус-вектор частицы.

Момент импульса (кинетический момент, угловой момент, орбитальный момент, момент количества движения) характеризует количество вращательного движения. Величина, зависящая от того, сколько массы вращается, как она распределена относительно оси вращения и с какой скоростью происходит вращение.

Следует учесть, что вращение здесь понимается в широком смысле, не только как регулярное вращение вокруг оси. Например, даже при прямолинейном движении тела мимо произвольной воображаемой точки, оно также обладает моментом импульса. Наибольшую роль момент импульса играет при описании собственно вращательного движения.

Момент импульса замкнутой системы сохраняется.

Момент импульса частицы относительно некоторого начала отсчета определяется векторным произведением ее радиус-вектора и импульса:

где  — радиус-вектор частицы относительно выбранного начала отсчета,  — импульс частицы.

В системе СИ момент импульса измеряется в единицах джоуль-секунда; Дж·с.

Из определения момента импульса следует его аддитивность. Так, для системы частиц выполняется выражение:

.

В рамках закона сохранения момента импульса консервативной величиной является угловой момент вращения массы — он не изменяется в отсутствие приложенного момента силы или крутящего момента — проекции вектора силы на плоскость вращения, перпендикулярно радиусу вращения, помноженной на рычаг (расстояние до оси вращения). Самый расхожий пример закона сохранения момента импульса — фигуристка, выполняющая фигуру вращения с ускорением. Спортсменка входит во вращение достаточно медленно, широко раскинув руки и ноги, а затем, по мере того, как она собирает массу своего тела всё ближе к оси вращения, прижимая конечности всё ближе к туловищу, скорость вращения многократно возрастает вследствие уменьшения момента инерции при сохранении момента вращения. Тут мы и убеждаемся наглядно, что чем меньше момент инерции, тем выше угловая скорость и, как следствие, короче период вращения, обратно пропорциональный ей.

3. Что такое радиоактивность (естественная и искусственная)? Как использование явлений радиоактивности позволило осуществить мечту алхимиков?

 

Радиоактивность (от лат. radio — «излучаю», radius — «луч» и activus — «действенный»), радиоактивный распад — явление спонтанного превращения атомного ядра в другое ядро или ядра. Радиоактивный распад сопровождается испусканием одной или нескольких частиц (например, электронов, нейтрино, альфа-частиц, фотонов). Радиоактивностью называют также свойство вещества, содержащего радиоактивные ядра.

Радиоактивность открыта в 1896 г. А. Беккерелем, который обнаружил проникающее излучение солей урана, действующее на фотоэмульсию. Беккерель установил, что интенсивность излучения определяется только количеством урана в препарате и совершенно не зависит от того, в какие соединения он входит. То есть это свойство присуще не соединениям, а химическому элементу — урану.

В 1898 г. Мария Кюри и Пьер Кюри обнаружили радиоактивность тория, позднее ими были открыты радиоактивные элементы полоний и радий.

Установлено, что радиоактивны все химические элементы с порядковым номером, большим 82 (то есть начиная с висмута), и многие более лёгкие элементы (прометий и технеций не имеют стабильных изотопов, а у некоторых элементов, таких как индий, калий или кальций, часть природных изотопов стабильны, другие же радиоактивны).

Естественная радиоактивность — самопроизвольный распад ядер элементов, встречающихся в природе.

Искусственная радиоактивность — самопроизвольный распад ядер элементов, полученных искусственным путем через соответствующие ядерные реакции. Э. Резерфорд экспериментально установил (1899), что соли урана испускают лучи трёх типов, которые по-разному отклоняются в магнитном поле:

·  лучи первого типа отклоняются так же, как поток положительно заряженных частиц; их назвали α-лучами;

·  лучи второго типа отклоняются в магнитном поле так же, как поток отрицательно заряженных частиц (в противоположную сторону), их назвали β-лучами;

·  лучи третьего типа, которые не отклоняются магнитным полем, назвали γ-излучением.

Энергетические спектры α-частиц и γ-квантов, излучаемых радиоактивными ядрами, прерывистые («дискретные»), а спектр β-частиц — непрерывный.

Распад, сопровождающийся испусканием альфа-частиц, назвали альфа-распадом; распад, сопровождающийся испусканием бета-частиц, был назван бета-распадом (в настоящее время известно, что существуют типы бета-распада без испускания бета-частиц, однако бета-распад всегда сопровождается испусканием нейтрино или антинейтрино). Термин «гамма-распад» применяется редко; испускание ядром гамма-квантов называют обычно изомерным переходом. Гамма-излучение часто сопровождает другие типы распада.

В настоящее время, кроме альфа-, бета- и гамма-распадов, обнаружены распады с эмиссией нейтрона, протона (а также двух протонов), кластерная радиоактивность, спонтанное деление. Электронный захват, позитронный распад (или β⁺-распад), а также двойной бета-распад (и его виды) обычно считаются различными типами бета-распада.

Некоторые изотопы могут испытывать одновременно два или более видов распада. Например, висмут-212 распадается с вероятностью 64 % в таллий-208 (посредством альфа-распада) и с вероятностью 36 % в полоний-212 (посредством бета-распада). Образовавшееся в результате радиоактивного распада дочернее ядро иногда оказывается также радиоактивным и через некоторое время тоже распадается. Процесс радиоактивного распада будет происходить до тех пор, пока не появится стабильное, то есть нерадиоактивное ядро, а последовательность возникающих при этом нуклидов называется радиоактивным рядом. В частности, для радиоактивных рядов, начинающихся с урана-238, урана-235 и тория-232, конечными (стабильными) нуклидами являются соответственно свинец-206, свинец-207 и свинец-208.

Опубликование теории радиоактивного распада было сенсацией. При толковании радиоактивности необходимо было привыкнуть к совершенно новым величинам. Было обнаружено, что в 1 г урана в секунду радиоактивно распадаются 10 000 атомов, а в 1 г радия - свыше 30 миллиардов атомов. Однако эти значения невелики по сравнению с общим числом имеющихся атомов. 1 г радия содержит несколько тысяч триллионов, точнее 2,66 * 1021 атомов. Таким образом, доля атомов, распадающихся в секунду, очень мала, так что потребовалось бы много тысячелетий, чтобы радий полностью распался. Вскоре многих исследователей атома, прежде всего Резерфорда и Содди, стала одолевать мысль, нельзя ли как-нибудь использовать фантастическую энергию радия. В 1904 году Содди в книге "Радиоактивность" указал, какой "путь" должен привести к использованию этого вечно неиссякаемого источника энергии: известно, что радиоактивные элементы, такие, как радий и уран, по прошествии тысяч, даже миллионов, лет распадаются с выделением энергии своего излучения; отсюда Содди делает проницательный вывод: эта энергия смогла бы в будущем служить людям, если ускорить время превращения элементов: тогда эти огромные количества энергии, сейчас выделяющиеся за тысячелетия, можно было бы использовать сразу, непосредственно.

4. Определите радиус Луны, если известно, что видимый угловой диаметр Луны 30 угловых минут, расстояние до Луны 384 тыс. км. Как определяют расстояние до звезд? Что такое «параллакс» и «звездная величина»? как оценили размер Галактики, Вселенной?

 

R=D*sin p,

Где D – расстояние до Луны,

p – угловой радиус.

R = 384000 * sin 15¢ = 384000 * 0,004 = 1536 км

Параллакс (греч. παραλλάξ, от παραλλαγή, «смена, чередование») — изменение видимого положения объекта относительно удалённого фона в зависимости от положения наблюдателя.

Зная расстояние между точками наблюдения (база) и угол смещения, можно определить расстояние до объекта: ; для малых углов , где угол α выражен в радианах.

Параллакс используется в геодезии и астрономии для измерения расстояния до удалённых объектов. На явлении параллакса основано бинокулярное зрение.

Видимая звёздная величина (иногда — просто «звёздная величина») — безразмерная числовая характеристика объекта на небе, чаще всего звезды, говорящая о том, сколько света приходит от него в точку, где находится наблюдатель. Видимая звёздная величина зависит не только от того, сколько света излучает объект, но и от того, на каком расстоянии от наблюдателя он находится. Видимая звёздная величина считается единицей измерения блеска звезды, причём, чем блеск больше, тем величина меньше, и наоборот.

Современное понятие видимой звёздной величины сделано таким, чтобы оно соответствовало величинам, приписанным звёздам древнегреческим астрономом Гиппархом во II веке до н. э. Гиппарх разделил все звёзды на шесть величин. Самые яркие он назвал звёздами первой величины, самые тусклые — звёздами шестой величины. Промежуточные величины он распределил равномерно между оставшимися звёздами.

В 1856 году Н. Погсон предложил формализацию шкалы звёздных величин. Видимая звёздная величина определяется по формуле:

где I — световой поток от объекта, C — постоянная.

Поскольку данная шкала относительная, то её нуль-пункт (0^m) определяют как яркость такой звезды, у которой световой поток равен 10³ квантов /(см²·с·Å) в зелёном свете (шкала UBV) или 10⁶ квантов /(см²·с·Å) во всём видимом диапазоне света. Звезда 0^m за пределами земной атмосферы создаёт освещённость в 2,54·10⁻⁶ люкс.

Шкала звёздных величин является логарифмической, поскольку изменение яркости в одинаковое число раз воспринимается как одинаковое (закон Вебера — Фехнера). Кроме того, поскольку Гиппарх решил, что величина тем меньше, чем звезда ярче, то в формуле присутствует знак минус.

Следующие два свойства помогают пользоваться видимыми звёздными величинами на практике: