Радиоактивность и момент силы. Понятие ноосферы (стр. 2 из 7)

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*sinp,

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:

1. Увеличению светового потока в 100 раз соответствует уменьшение видимой звёздной величины ровно на 5 единиц.

2. Уменьшение звёздной величины на одну единицу означает увеличение светового потока в 10^1/2,5=2,512 раза.

В наши дни видимая звёдная величина используется не только для звёзд, но и для других объектов, например, для Луны и Солнца и планет. Поскольку они могут быть ярче самой яркой звезды, то у них может быть отрицательная видимая звёздная величина.

Астрономические наблюдения Вселенной позволили с относительной точностью установить «возраст» Вселенной, который по последним данным составляет 13,73 ± 0,12 миллиардов лет. Однако, среди некоторых учёных существует точка зрения, что Вселенная никогда не возникала, а существовала вечно и будет существовать вечно, изменяясь лишь в своих формах и проявлениях. Представления о форме и размерах Вселенной в современной науке также являются остродискуссионными, предположительно протяжённость Вселенной составляет не менее 93 миллиардов световых лет, при наблюдаемой части всего в 13,3 млрд. св.л.

Галактики содержат от 10 миллионов (10⁷) до нескольких триллионов (10¹²) звёзд, вращающихся вокруг общего центра тяжести. Кроме отдельных звёзд и разрежённой межзвёздной среды, большая часть галактик содержит множество кратных звёздных систем, звёздных скоплений и различных туманностей. Как правило, диаметр галактик составляет от нескольких тысяч до нескольких сотен тысяч световых лет, а расстояния между ними исчисляются миллионами световых лет.

Хотя около 90 % массы галактик приходится на долю тёмной материи, природа этого невидимого компонента пока не изучена. Существуют свидетельства того, что в центре многих (если не всех) галактик находятся сверхмассивные чёрные дыры.

Межгалактическое пространство является практически чистым вакуумом со средней плотностью меньше одного атома вещества на кубический метр. Возможно, что в наблюдаемой части Вселенной находится около 10¹¹ галактик.

5. Поясните принцип неопределенности, понятия детерминизма и индетерминизма. Как изменились представления о случайном и закономерном? Поясните роль измерения и прибора в квантовой механике

Принцип неопределённости Гейзенберга (или Гайзенберга) — в квантовой механике так называют принцип, дающий нижний (ненулевой) предел для произведения дисперсий величин, характеризующих состояние системы.

Обычно принцип неопределённости иллюстрируется следующим образом. Рассмотрим ансамбль невзаимодействующих эквивалентных частиц, приготовленных в определённом состоянии, с каждой из которых производятся два последовательных измерения. Первое определяет импульс частицы, а второе, сразу после этого, её координату. Измерение импульса даст некоторое распределение с характерной дисперсией. Второе же измерение даст распределение значений, дисперсия которого

будет связана с дисперсией импульса так, что .

В общем смысле, соотношение неопределённости возникает между любыми переменными состояния, определяемыми некоммутирующими операторами. Это — один из краеугольных камней квантовой механики, который был открыт Вернером Гейзенбергом в 1927 г.

Детермини́зм (от лат. determine — определяю) — учение о первоначальной определяемости всех происходящих в мире процессов, включая все процессы человеческой жизни, со стороны Бога (теологический детерминизм, или учение о предопределении), или только явлений природы (космологический детерминизм), или специально человеческой воли (антропологическо-этический детерминизм), для свободы которой, как и для ответственности, не оставалось бы тогда места. Под определяемостью, здесь подразумевается философское утверждение, что каждое произошедшее событие, включая, и человеческие поступки и поведение однозначно определяется множеством причин, непосредственно предшествующих данному событию. В таком свете детерминизм может быть также определен как тезис, утверждающий, что имеется только одно, точно заданное, возможное будущее.

Индетерминизм (от лат. in — не и лат. determinare — определять) — учение о том, что имеются состояния и события, для которых причина не существует или не может быть указана. Противоположен детерминизму.