Фейнман - 01. Современная наука о природе. Законы механики (1055659), страница 21
Текст из файла (страница 21)
В последний год достигнуты большие успехи в определении масштаба солнечной системы. В Лаборатории ракетных двигателей с помощью прямой радиолокационной связи были проведе-' ны очень точные измерения расстояния от Земли до Венеры. Здесь мы имеем дело еще с одним определением понятия «рас- стояние». Нам известна скорость распространения света (а стало быть, н скорость распространения радиоволн), и мы предполагаем, что эта скорость постоянна на всем протяжении между Землей н Венерой.
Послав радиоволну по направлению к Венере, мы считаем время до прихода обратно отраженной волны. А зная время и скорость, мы получаем расстояние. А как пзмерить расстояние до еще более отдаленных объектов, например до звезд? К счастью, здесь снова можно возвратиться к нашему методу триангуляции, нбо движение Земли вокруг Солнца позволяет измерить расстояние до объектов, находящихся вне солнечной системы.
Если мы направим телескоп на некую звезду один раз зимой, а другой раз летом ~фиг. 5.5), то можно надеяться достаточно точно измерить углы и определить расстояние до атой звезды. Но что делать, если звезда находится настолько далеко от нас, что уже невозможно польаоваться методом триангуляциис Астрономы всегда изобретают все новые и новые способы определения расстояний. Так, они научились определять размер и яркость звезд по их цвету. Оказалось, что цвет и истинная яркость многих близлехсащих авезд, расстояние до которых определялось методом триангуляции, в большинстве случаев связаны между собой гладкой зависимостью.
Если теперь измерить цвет отдаленной звезды, то по этой зависимости можно определить ее истинную яркость, а измерял видимую яркость звезды (вернее, по тому, насколько звезда нам кажется тусклой), можно вычислить расстояние до нее. (Для данной истинной яркости видимая яркость уменьшается как квадрат расстояния.) Правильность этого метода нашла неожиданное подтверждение в результатах измерений, проведенных для группы звезд, известных под названием «шарового скопления».
Фотография этой грушты звезд приведепа на фиг. 5.6. Достаточно взглянуть на фотографию, чтобы убедиться, что все зги звезды расположены в одном месте. Тот же результат получается и с помощью метода сравнения цвета и яркости. Ф и г. З.З. Определение расстоя- ния до ближайисей егееды методом триангуляции.
В «аьсстее бага и«полег»ется Оиаиссар орбиты Земли. и Звезда / / цв й /Земля / т Земля'й Заме О/ Лелю 7 Ф и з. 6.6. Егго пление звезд вблизи Чеггтра нашей Галаюпияи, уда генное от нас на рассгпояние 80 ООО сеетовия лет, или она.го 6.1020 „и, Изучение многих шаровых скоплений дает еще одну важную информацию. Оказалось, что существует участок неба с больпюй концентрацией таких шаровых скоплений, кричев большинство из них находится па одном и том же расстоянии от нас. Сравнивая зги данные с некоторыми другими, мы приходим к заключению, что зги скопления являются центром нашей Галактики. Таким образом мы определяем, что расстояние до центра Галактики составляет приб;шзительно 10аа зй. Данные о размере нашей Галактики дают ключ к определению еще больших межгалактических расстояний.
На фиг. 5.7 приведена фотография галаътики, которая по форме очень похожа на нашу Галактику. Возможно, что и размер ее тот же, (Есть еще ряд соображений, согласно которым размеры всех галактик приблизительно одинаковы.) А если зто так, то можно узнать расстояние до нее.Мы измеряем угловой размер галактики (т. е. угол, который опа занимает на небесном своде), внаем ее диаметр, а стало быть, можем вычкслить расстояние. Опять триангуляция! Недавно с помощью гигантского Паломарского телескопа были получены фотографии неимоверно далеких галактик. Одна Ф и г. 6.7, Спиралоная гаеактика, подобная гт игей.
Вели предположить, к ш диаметр втой галактики равен диагеетру нашей Галактики, то, исходя ие ее пажутегосл размера, можгго кодеки. татсро апоян е; оно оказиваепхл раеким ЗО .киллианам светових л пг <3 ° ааг лг), Ф и е. б.д, Наиболее удпленний от нас объгкгп 90990 е соевегдии Волопаса (укаеан стрелкой1, которнй игмерялся в 1960 г. с помо«чью 200-дюймового телескопа.
из этих фотографий приведена на фиг. 5.8. Сейчас полагают, что расстояние до некоторых нз них приблизительно равно половине размера Вселенной (10" м) — наиболыпего расстояния, которое можно себе представить! ф г. Малые 1гггсстггояыыя Обратимся теперь к малым расстояниям. Подразделить метр просто. Без особых трудностей можно разделить его па тысячу равных частей. Таким же путем, хотя и несколько сложнее (пс пользуя хороший микроскоп), можно разделить миллиметр на тысячу частей и получить микрон (миллионную долю метра). Однако продолжать зто деление становится трудно, поскольку невозможно «увидетьг объекты, меньшие, чем длина волны видимого света (около 5 10 ' м). Все же мы не останавливаемся на том, что недоступно глазу. С помощью электронного микроскопа можно получить фотографии.
помогающие увидеть и измерить еще меньшие объекты— вплоть до 10 'м (фнг. 5.0). Л с помощью косвенных измерений (своего рода триангуляции в микроскопическом масштабе) можно измерять все меньшие и меньшие объекты. Сначала пз наблюдений отражения света короткой длины волны (рентгеновских Ф и г. б,у. Фотогрлфил вирусов, полученная с покои«ью олептронного микроскогга. Виана лаольюлле г4 ра, покое нкал Оля раененилг,гиаиетр ее ровен г гс ' м, или гооо А.
ТАБЛИЦА РАССТОЯНИЙ зые метры годы 10зг Размеры Вселенной 10' 10' До ближайшей соседней галактики 10" До центра нашей Галакт1гки 10' 10м До ближайшей звезды 10" Радиус орбиты Плутона 10" До Солнца До Луны 10' 10' Высота искусственного спутника 10з Высота телевизионной башни Рост ребенка 10 Крупинка соли Размер вируса Радиус атома 10 10 10™ 10 Радиус ядра "г лучей) от образца с нанесенными на известном расстоянии метками измеряется длина волны световых колебаний.
Затем по картине рассеяния того же света на кристалле можно определить относительное расположение в нем атомов, причем результат хорошо согласуется с данными о расположении атомов, полученными химическим путем. Таким способом определяется диаметр атомов (около 10 'е м). Дальше в шкале расстояний имеется довольно большая незаполненная ещельз между атомными размерами 10 ш м и в 10' раз «р и е.
б,10. Воображаемая пластокка углерода толгяиной1 см нри сильном увелггчении (сслн бы была видны только ядра атомов). меньшими ядерными размерами (около 10 " м). Длп определения ядерных размеров применяются уже совершенно другие методы: измеряется видимая плоирадь о, или так называемое эффективное поперечное сечение. Если же мсы хотим определить радиус, то пользуемся формулой и = яг', поскольку лдра мол«но приблих«енно рассматривать как сферкческие. Эффективные сечения ядер можно определить, пропуская пучок частиц высокой энергии через тонкую пластинку вещества н измеряя число частиц, не прошедших сквозь нее.
Эти высокоэнергетические частицы прорываются сквозь легкое облачко электронов, но при попадании в тяжелое ядро останавливаются или отклоняются. Предполол.им, что у нас имеетсяпластинка толщиной 1 см. На такой толщине укладывается приблизительно 10' атомных слоев. Однако ядра настолько малы, что вероятность того, что одно ядро закроет другое, очень незначительна.
Можно себе представить, что высокоанергетическая частица, налетающая на пластинку углерода толщиной 1 слс, «видит» приблизительно то, что в сильно увеличенном масштабе показано на фиг. 5.10. Вероятность того, что очень малая частица столкнется с ядром, равна отношению площади, занимаемой ядрами (черные точки), к общей площади рисунка.
Пусть над областью с площадью А по всей толщине пластинки находится Х атомов (разумеется, каждый с одним ядром). Тогда доля площади, закрытая ядрамя, будет равна ХпггА. Пусть теперь число частиц в нашем пучке до пластинки будет равно яы а после нее равно и»; тогда доля частиц, нв прошедших через пластинку, будет (и,— и,)гпп что должно быть равно доле площади, занимаемой ядрами. Радиус же ядер вычисляется яз равенства а А ае — о, пг =-и= —— Х " Это раяекство справедливо только тогда, когда площадь, заккмаемая ядрами, составляет малую долю общей площади, т. е.
(а,— н»)г'яг много меньше единицы. В противном жо случае необходимо учктыйать по-. правку ка частичное «загоражпванке» одного ядра другим. Из таких экспериментов мы находим, что радиусы ядер лежат з пределах от 1 10 " до 6 10 'а м. Кстати, единица длины 10 гз м называется ферми в честь Энрико Ферми (1901 — 1958). Что можно ожидать в области еще меньших расстояний? Можно лн их измерять? На этот вопрос пока еще нет ответа. Может быть, именно здесь, в каком-то изменении понятия пространства или измерения на малых расстояниях, кроется разгадка тайны ядерных сил.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
