Лого за уроци по математика

физика-атом

Самоподготовка по Физика за кандидат-студенти и матура.

Вие сте тук:   || Атомна и ядрена физика. Астрономия–теория


Атомна и ядрена физика. Астрономия

Тестови задачи от изпити:

  Софийски университет  Матура


Теория

    1. Видове спектри

    • Oпределение – Всички вещества при определени условия излъчват светлина. Науката е доказала, че излъчват отделните атоми и молекули. Този спектър се нарича спектър на излъчване или емисионен спектър.
    • Видове спектри на излъчване
      • Линеен спектър – Атомите на даден елемент излъчват светлина, която е съвкупност от няколко монохроматични вълни, всяка от които е с определена дължина на вълната. Броят на линиите, тяхното разположение и яркост са различни за различните химични елементи. Линеен спектър се излъчва само при условие, че почти няма взаимодействие между атомите на веществото, т.е веществото е под формата на атоми в разреден газ.
      • Ивичен спектър – Съдържа не отделни линии, а по-широки ивици. Ивичните спектри се излъчват от молекули, които практически не взаимодействат помежду си, т.е веществото е под формата на молекули в разреден газ.
      • Непрекъснат спектър – Твърдите тела и течностите излъчват спектри, които съдържат вълни в цялата видима област.
    • Oпределение – Атомите не само излъчват, но и поглъщат светлина. Съвкупността от тъмни линии на фона на спектъра на излъчване се нарича спектър на поглъщане или абсорбционен спектър. Опитът показва, че разредените газове и парите на химичните елементи поглъщат светлина с такава дължина на вълната, каквито самите те излъчват, когато са нагрети до висока температура.
    • Видове спектри на поглъщане – Отново могат да бъдат: линейни и ивични, като тъмните линии или ивици са разположени на същите места, където са линиите и ивиците на излъчване.

    2. Спектър на водородния атом

    Тя се намира в ултравиолетовата част от спектъра на водорода (Фиг. 1). Дължините на вълните от тези серии се пресмятат по формулата:

    (1): , където λ е дължината на вълната на дадената линия, n = 2, 3, 4, … – цяло число, за което (n > 1), R = 1,097.107 m – 1 – константа на Ридберг.

    Тя се намира във видимата част от спектъра на водорода (Фиг. 1). Дължините на вълните от тези серии се пресмятат по формулата:

    (2): , където n = 3, 4, 5, … – цяло число.

    Тя се намира в инфрачервената част от спектъра на водорода (Фиг. 1). Дължините на вълните от тези серии се пресмятат по формулата:

    (3): , където n = 4, 5, 6, … – цяло число.

    3. Атомен модел на Бор

    • Електронът се движи по кръгова орбита около ядрото, без да излъчва.
    • Само някои електронни орбити са разрешени и те се наричат стабилни (Фиг. 2).
      • Най-ниската електронна орбита има радиус r1 = 5,29.10 – 11 m, а радиусът rn на всяка друга стабилна орбита се намира по формулата:

        (4): rn = n2r1, където n = 1, 2, 3, … .

      • Енергията на електрона е минимална E1, когато той се намира на първата си стабилна орбита (n = 1), като стойността ѝ е E1= – 13,6 eV. Енергията на електрона на произволна орбита се намира по формулата:

        (5): , където n = 1, 2, 3, … .

    • атом на Бор Атомът поглъща фотон и електронът “прескочи” от орбита с по-малка енергия En на орбита с по-голяма енергия Em (Фиг. 3 – а)

      (6): hν = Em – En.

    • Атомът излъчва фотон и електронът “прескача” от орбита с по-голяма енергия Em на орбита с по-малка енергия En (Фиг. 3 – б). Енергията на получения фотон се намира от формула (6).

    4. Атомно ядро

    атомно ядро
    • Състав на ядрото – Ядрото е изградено от протони и неутрони, които общо се наричат нуклони (Фиг. 4).
    • Брой на протоните – Той се определя от поредния номер Z на елемента в периодичната система на Менделеев.
    • Масово число A – определя броя на нуклоните в ядрото.
    • Брой на неутрони N – N = A – Z.

    Основните свойства на силите на взаимодействие на частиците в ядрото са:

    • Ядрените сили са сили на привличане, защото те компенсират електричното отблъскване между протоните. За да се запази стабилността на ядрото, необходим е по-голям брой неутрони, тъй като между тях действат само ядрени сили на привличане (това обяснява защо стабилните ядра с голям атомен номер имат повече неутрони, отколкото протони). При много малки разстояния между нуклоните обаче силите на привличане се сменят с ядрени сили на отблъскване.
    • Ядрените сили не зависят от електричния заряд. Положително заредените протони и незаредените неутрони взаимодействат с еднакви сили.
    • Ядрените сили се насищат – Ядрените сили са най-големите сили на взаимодействие, но те действат на много малки разстояния. Това показва, че всеки нуклон взаимодейства само със своите съседи, като на малки разстояния ядрените сили са значително по-големи от електричните сили. При увеличаване на разстоянието между нуклоните, ядрените сили бързо намаляват.
    • Oпределение – Ядра с еднакъв брой протони (еднакви химични свойства), но различен брой неутрони (различни физични свойства).
    • Записване на изотопите – Изотопите се записват , където X е знакът на химичния елемент.

    5. Енергия на връзката

    (7): E0 = m0c2, където m0 е масата на частицата в покой, E0 – енергията на покой, c – скоростта на светлината във вакуум.

    За да се разложи на отделни нуклони, атомното ядро трябва да получи допълнителна енергия, която по формула (7) се превръща в маса. Следователно свободните нуклони имат по-голяма енергия на покой и оттам по-голяма маса, отколкото същите нуклони, свързани в ядрото. Тази разлика в масите на свободните и свързаните нуклони се нарича масов дефект Δm, т.е. масата на всяко ядро е по-малка от сумарната маса на свободните нуклони.

    Енергията, необходима за разделянето на атомното ядро на отделни неподвижни нуклони, които не взаимодействат помежду си. Основната ѝ мерна единица е мегаелектронволт [MeV].

    (8): ΔE = Δmc2, където Δm е масовия дефект.

    специфична енергия на връзката
    • Oпределение – Енергията на връзката на един нуклон, т.е. отношението .
    • Графична зависимост между специфичната енергия на връзката от масовото число А – На Фиг. 5 е представена тази зависимост. От тази графика могат да се направят следните изводи:
      • Средни стойности – С изключение на най-леките ядра, средната стойност на е около 8 MeV.
      • Стабилни ядра – Специфичната енергия на връзката е най-голяма за ядра с масово число около A = 60. Това означава, че тези ядра са най-стабилни, т.е. техните нуклони са свързани най-здраво.
      • Нестабилни ядра – Всички ядра с повече от 83 протона са нестабилни.
      • Слаба зависимост на специфичната енергия на връзката от масовото число А – Такава слаба зависимост се наблюдава за най-леките ядра. Обяснението е, че ядрените сили имат свойството да се насищат: даден нуклон не взаимодейства с всички останали нуклони в ядрото, а само с ограничен брой свои най-близки съседи.

    6. Радиоактивно разпадане

    O Спонтанното излъчване на α, β и γ лъчи от ядрото.

    алфа разпадане
    • Oпределение (Фиг. 6) – Разпадане, при което от ядрото на атома се излъчва α частица (хелиево ядро).
    • Ядрена реакция:

      (9): .

      Например (Фиг. 6): .

    бета разпадане
    • Oпределение (Фиг. 7) – Разпадане, при което от ядрото на атома се излъчва β частица (електрон или позитрон).
    • Ядрена реакция на бета минус разпад: – От ядрото се излъчва електрон и антинеутрино. Реакцията се нарича бета минус-разпад (β):

      (10): .

      Например (Фиг. 7): , където е антинеутрино.

    • Ядрена реакция на бета плюс разпад – От ядрото се излъчва позитрон и неутрино. Реакцията се нарича бета плюс-разпад (β+):

      (11): .

      Например: , където ν е неутрино.

    гама разпадане
    • Oпределение (Фиг. 8) – Разпадане, при което от ядрото се излъчва само енергия (γ кванти).
    • Ядрена реакция:

      (12): , където X* е ядро във възбудено състояние.

      Например (Фиг. 8): .

    диаграма на закон за радиоактивното разпадане

    (13): , където N0 – брой радиоактивни ядра в началния момент от време t = 0, N – брой радиоактивни ядра в произволен момент от време t, T1/2 – период на полуразпад на дадения елемент.

    На Фиг. А графично е представен закона за радиоактивното разпадане: зависимостта на броя на неразпадналите се ядра от времето. От тази графика се вижда, че след:

    • 1 период остават 50 % от ядрата;
    • 2 периода остават 25 % от ядрата;
    • 3 периода остават 12,5 % от ядрата и т.н.
    Бележки:
    1. Проникваща способност на радиоактивните лъчения – Трите вида радиоактивни лъчения имат различна проникваща способност – разстоянието, което една частица изминава в дадено вещество до спирането си: α – лъчите трудно преминават през лист хартия, β – лъчите могат да изминат няколко милиметра в алуминий, а за да се осигури надеждна защита от γ – лъчите, необходима е оловна преграда с дебелина няколко сантиметра.
    2. Йонизираща способност на радиоактивните лъчения – Енергията на α, β, γ – лъчите многократно превишава енергията на химичните връзки в молекулите. При взаимодействието си с веществото тези частици са способни да йонизират и разрушат молекулите му, т.е. радиоактивните лъчения имат биологичен ефект. Най-голяма йонизираща способност имат α – лъчите. Следователно радиационната опасност от α – лъчението е най-голяма.

    7. Ядрени реакции

    O Реакции, при които се променя съставът на ядрото вследствие на външна намеса.

    Бележка:

    Съставът на ядрото може да се промени по два начина:

    1. Спонтанно – чрез радиоактивно разпадане.
    2. Принудено – чрез ядрени реакции.
    • Oпределение – Реакции, при които някои тежки ядра се разцепват на две леки ядра и се отделя енергия.
    • Реакция на делене на урана – Когато бавен неутрон попадне в ядрото на изотопа (Фиг. 9), той се дели, като при това се получават от 2 до 3 неутрона и много енергия, т.е.

      + неутрони, където X и Y са продуктите на деленето – изотопи на химични елементи от средата на таблицата на Менделеев.

    • Верижна реакция – Когато масата на надхвърля определена стойност, наречена критична маса, неутроните, получени при деленето, предизвикват делене на нови ядра , при което пак се отделят нови неутрони и т.н.

    Oпределение – Реакции, при които се сливат две леки ядра и образуват по-тежко ядро при много висока температура.

    Например: .

    8. Елементарни частици и кварки

    • Лептони – Най-леките частици. Електронът принадлежи към групата на лептоните.
    • Бариони – Тежки частици с голяма маса. Протоните и неутроните принадлежат към групата на барионите.
    • Мезони – Частици с маса между лептоните и барионите.

    Кварките изграждат голяма част от елементарните частици.

    • Видове кварки:
      • горен (up) – отбелязва се с u.
      • долен (down)– отбелязва се с d.
      • странен (strange) – отбелязва се с s.
      • очарован (charmed) – отбелязва се с c.
      • красив (beauty) – отбелязва се с b.
      • топ (top) – отбелязва се с t.
    • Цветен заряд – нов вид заряд характерен само за кварките. Има три вида цветен заряд:
      • червен;
      • син;
      • зелен.

      Например: Протоните и неутроните (или всички бариони) са изградени от три вида кварки (Фиг. 10): червен, зелен, син.

      Бележка:

      Не трябва да забравяме, че цветът е физическа характеристика на кварките и няма нищо общо с нашите зрителни възприятия.

    • Взаимодействие – Силите на взаимодействие между кварките се определят от техния цветен заряд. Тези сили са най-големите в природата и затова взаимодействието между кварките се нарича силно взаимодействие. Кварки с еднакви цветни заряди се отблъскват, а кварки с различни цветни заряди се привличат. Също така се привличат кварк и антикварк с противоположни цветни заряди.

      Например: Два червени кварка се отблъскват, а червен, син и зелен (Фиг. 10) образуван система от три взаимно свързани частици (барионите). Червен и античервен кварк също образуват свързана система (това са мезоните, въобще мезоните са изградени от един кварк и един антикварк, които имат противоположни цветни заряди).

    9. Астрономия

    Цветът на една звезда се определя главно от нейната температура. Най-горещите звезди имат синкав или синкавобял цвят, а най-хладните - червеникавооранжев или червен. В зависимост от температурата на повърхността си повечето звезди са причислени към 7 спектрални класа:

    спектрални класове
    диаграма спектър-светимост

    Зависимостта между светимостта и спектралния състав на светлината на звездите се изразява в диаграма, известна в астрономията като диаграма спектър-светимост или диаграма на Херцшпрунг-Ръсел (ХР-диаграма).

    В нея (Фиг. 11), по абсцисата се нанасят спектралните класове или повърхностните температури на звездите, а по ординатата - техните светимости в слънчеви или в абсолютни звездни величини. Повечето звезди, за които зависимостта е изпълнена, образуват тясна наклонена ивица наречена главна последователност. 90% от звездите се намират на главната последователност. Изключение правят някои по-особено еволирали звезди - белите джуджета, червените свръхгиганти и др. В горната част на диаграмата са разположени гигантите и свъхгигантите. В долния край са разположени белите джиджета – звезди с висока температура, но ниска светимост (това се дължи на малките им размери).

    Освен това XP-диаграмата дава информация за възрастта и еволюцията на звездите. Младите горещи звезди, съставени предимно от водород са с класове O и B, т.е. синкаво-бели и затова често тези класове се наричат ранни. С възрастта си, дадена звезда се придвижва надясно по главната последователност - към по-късните класове, а в спектъра ѝ започват да се наблюдават линии на по-тежки елементи - калций, желязо и др. ХР-диаграмата е наименувана в чест на Ейнар Херцшпрунг (1873-1969) и Хенри Ръсел (1897-1957).

    Дължината на вълната намалява, когато източникът се приближава към наблюдател, и се увеличава, когато източникът се отдалечава от наблюдател (Фиг. 12). Нарастването на дължината на вълната на отдалечаващ се източник се нарича червено отместване.

    Ефект на Доплер

    Скоростта v (измерена чрез червеното отместване в мерна единица km/s) на отдалечаване на галактиките е правопропорционална на разстоянието r (измерена в Mpc – мега парсек) между тях:

    (14): v = H . r, където H = 71±4 (km/s)/Mpc се нарича константа на Хъбъл.

    С течение на времето звездите еволюират, т.е. се променят. На Фиг. 14 схематично е представена еволюцията на звездите в зависимост от тяхната маса.

    Може да кажем, че при еволюцията си всяка звезда преминава през три основни стадия (периода):

    еволюция на звездите - първи етап
    • Начален период (протозвезда) – Звездите се раждат от огромни облаци разреден газ и прах, съдържащи предимно водород и хелий. Под действие на собствените си гравитационни сили на привличане облакът постепенно се свива. При това свиване газът се нагрява и започва да свети. Образува се протозвезда, съставена от плътно ядро и газова обвивка с малка плътност. При по-нататъшното свиване (Фиг. 13), плътността и температурата на ядрото продължават да нарастват. Когато температурата в централната област на ядрото достигне около 107 K, започват реакции на термоядрен синтез, при които водородът се превръща в хелий. Отделената при тези реакции енергия нагрява още повече ядрото и налягането нараства. Насочените навън сили на натиск, породени от налягането на горещия газ, уравновесяват гравитационните сили, които са насочени към центъра на ядрото, и свиването се прекратява. С това приключва началният стадий от еволюцията и тя се превръща в звезда от главната последователност в диаграмата „спектър-светимост“.
    • Стабилен период – Докато протичат ядрени реакции на превръщане на водорода в хелий, звездата се намира върху главната последователност на диаграмата „спектър-светимост“. Това е най-продължителният период от ядрения стадий на нейната еволюция. Колкото е по-масивна една звезда от главната последователност, толкова по-силно свети. Най-ярките, масивни, са сини гиганти, а най-малките са червени джуджета. Колкото една звезда е по-ярка, въпреки че е по-масивна, по-бързо изчерпва водородното си гориво и преминава на последния еволюционен стадий.
    • еволюция на звездите - последен етапПоследен стадий – Последния стадий от живота на звездите протича за изключително кратко време в сравнение с другите. Еволюцията на звездите в този стадий зависи главно от масата им (Фиг. 14):
      • Червени гиганти – Звезди с малки маси (масата им е 1, 4 пъти по-малка от масата на Слънцето M. Граничната маса 1,4M се нарича граница на Чандрасекар) се превръщат в червени гиганти, които впоследствие загубват най-външните си слоеве, които образуват планетарна мъглявина, а ядрото на звездата се превръща в бяло джудже.
      • Свръхгиганти– Звездите с маса по-голяма от 1,4M избухват като свръхнови и се превръщат в неутронни звезди или черни дупки.

Върни се нагоре Начало Предходен


Вижте още

самоподготовка

Самоподготовка


Предстоят ви изпити или матура по Математика или Физика, но не сте убедени, че сами ще се справите. Учебен център „СОЛЕМА“ ви предоставя следните програми и тестове към тях:

МАТЕМАТИКА

Кандидат-студенти

Матура

7 клас


ФИЗИКА

Кандидат-студенти

Матура

тестове по математика

Тестове от изпити по МАТЕМАТИКА


Опитайте да решите тестовите от изпитите по Математика. Ако не можете, разгледайте упътванията.

Последната ви възможност е да разгледате примерните решения.

Всички задачи са с кратки упътвания и пълни решения.

  Всички тестове

Тестове от последната година:

Софийски университет

Технически университет

УНСС

Матура

7 клас

6 клас 5 клас

физика

Тестове от изпити по ФИЗИКА


Решили сме тестовете по Физика давани в Софийски университет, на Матура и НВО (национално външно оценяване) в 7 клас през последните няколко години.

  Всички тестове

Тестове от последната година:

Софийски университет

Матура

7 клас


© Учебен център „СОЛЕМА”

Ако искате сами да се подготвите по математика, проследете връзките:

самоподготовка и уроци по математика за 7 класонлайн уроци по математика от учебен център „СОЛЕМА” на адрес http://www.solemabg.com/SamProgramKM.htmбезплатни уроци по математика от учебен център „СОЛЕМА” на адрес http://www.solemabg.com/SamProgramKM.htmуроци по математика от учебен център „СОЛЕМА” на адрес http://www.solemabg.com/SamProgramKM.htm

Разгледайте решени тестовете от изпити по Математика и Физика за кандидат-студенти (Софийски университет, Технически университет и УНСС), Държавни зрелостни изпити (ДЗИ) и НВО (7 клас, 6 клас и 5 клас) от 2008 г. до сега

Решени тестове по математика от изпити от университети, матура и 7 клас

Свържете се с нас:

: 02 897 99 54 (вечер), г-н. Станев, : 0888 919 954 (може да изпратите СМС или друго съобщение)

solema@gbg.bg  Оставете мнение във Facebook  Оставете мнение в Google+

Creative Commons License

Всички изображения, картинки, текстове, документи, бази данни, компютърни програми и друга информация, публикувани на този уебсайт, са собственост на Учебен център „СОЛЕМА” и са лицензирани под Криейтив Комънс Признание