Ánh sáng và hiệu ứng Doppler

Chia sẻ: Trần Lê Kim Yến | Ngày: | Loại File: PDF | Số trang:5

Thêm vào BST

Báo xấu

139
lượt xem 9
download

Download Vui lòng tải xuống để xem tài liệu đầy đủ

Bạn ném một hòn đá xuống hồ nước. Những sóng tròn sẽ lan truyền từ nơi hòn đá chạm mặt nước cho đến tận bờ hồ. Khoảng cách giữa hai đỉnh sóng kế tiếp được gọi là bước sóng.

Chủ đề:

Bình luận(0) Đăng nhập để gửi bình luận!

Lưu

Nội dung Text: Ánh sáng và hiệu ứng Doppler

Ánh sáng và hiệu ứng Doppler Bạn ném một hòn đá xuống hồ nước. Những sóng tròn sẽ lan truyền từ nơi hòn đá chạm mặt nước cho đến tận bờ hồ. Khoảng cách giữa hai đỉnh sóng kế tiếp được gọi là bước sóng. Số đỉnh sóng tới được bờ trong một giây (nh ận được bằng cách lấy vận tốc truyền sóng chia cho bước sóng) gọi là tần số của sóng. Cũng như vậy, một nguồn sáng sẽ phát các sóng ánh sáng đồng tâm truyền với vận tốc 300.000km/s, chỉ có điều các sóng này không phải hình tròn mà là hình cầu. Ánh sáng cũng được đặc trưng bởi bước sóng l và tần số f, mà f thì tỷ lệ nghịch với l : c = l với c = vận tốc ánh sáng
Bước sóng hoặc tần số của ánh sáng xác định năng lượng E của nó. Ánh sáng có năng lượng càng lớn nếu tần số của nó càng cao hay bước sóng của nó càng ngắn (E a f hay E a 1/l) Phổ của các sóng điện từ nhận được bằng cách thay đổi bước sóng hoặc tần số của ánh sáng. Tia gamma có bước sóng ngắn nhất (khoảng một phần mười tỉ cm), tần số lớn nhất (các sóng tới với số lượng là 300 tỉ tỉ [3.1020] trong một giây) và có năng lượng lớn nhất. Theo thứ tự giảm về năng lượng hoặc tần số, hay một cách tương đương, với sự tăng về bước sóng ta lần lượt có tia X, ánh sáng tử ngoại, ánh sáng thấy được, ánh sáng hồng ngoại và ánh sáng (sóng) vô tuyến. Ánh sáng thấy được chỉ chiếm một vùng rất nhỏ, với bước sóng nằm trong khoảng giữa 3 và 7 phần trăm ngàn cm và tới đập vào mắt chúng ta với tần số khoảng một triệu tỉ trong 1 giây (1015). Đối với ánh sáng vô tuyến, bước sóng của nó có thể đạt tới 1km và với tần số tương đối nhỏ, cỡ 300.000/s Bầu khí quyển của Trái Đất không trong suốt với mọi ánh sáng. Chỉ có ánh sáng thấy được và một phần nhò ánh sáng hồng ngoại và ánh sáng vô tuyến là có thể đi qua nó và được thu bời kính thiên văn trên Trái Đất. Những ánh sáng khác chỉ có thể thu được ở băn trên bầu khí quyển Trái Đất nhờ các kính thiên văn được mang bởi vệ tinh. Bước sóng của ánh sáng (hay tần số hoặc năng lượng của nó) sẽ thay đổi khi nguồn sáng chuyển động đối với người quan sát (hoặc khi người quan sát chuyển động đối với nguồn sáng: ở đây chỉ tính chuyển động tương đối) Nếu nguồn sáng chuyển động ra xa, ánh sáng sẽ mất nhiều thời gian hơn để tới người quan sát, bước sóng quan sát
được, l(q.sát), tức khoảng cách giữa hai đỉnh sóng kế tiếp tới người quan sát sẽ dài hơn so với bước sóng của ánh sáng được phát ra, l(phát), theo công thức: l( q.sát) v 1 l(phát) c + trong đó v là vận tốc tương đối của nguồn sáng và người quan sát, c là vận tốc ánh sáng. Tần số và năng lượng của ánh sáng quan sát được sẽ nhỏ hơn so với ánh sáng phát ra. Nếu thay vì chuyển động ra xa, nguồn sáng chuyển động lại gần, thì bước sóng quan sát được sẽ ngắn hơn bước sóng của ánh sáng phát ra. Khi đó, trong công thức trên ta chỉ cần thay dấu cộng (+) thành dấu trừ (-). Tần số và năng lượng của ánh sáng quan sát được trong trường hợp này sẽ tăng thay vì giảm. Hiện tượng này gọi là "hiệu ứng Doppler" theo thên của nhà vật lý đã nghiên cứu nó. Chính nhờ dùng công thức trên và một radar mà cảnh sát đo được vận tốc xe ôtô của bạn trên xa lộ. Viên cảnh sát đã biết trước tần số (hoặc bước sóng, l(phát) do radar phát ra. Anh ta có một dụng cụ đo tần số (hoặc bước sóng, l(q.sát) của sóng vô tuyến phản xạ ở phía sau xe của bạn! Hiệu ứng Doppler cũng áp dụng được cho âm thanh. Tất cả chúng ta chắc đều nhận thấy rằng tiếng còi xe sẽ trở nên gắt hơn (tần số cao hơn) khi xe tiến lại gần và trở nên trầm hơn khi xe chạy ra xa. Trong trường hợp ánh sáng thấy được, ánh sáng đỏ là có bước sóng dài (tức là có tần số và năng lượng nhỏ) hơn so với ánh sáng xanh. Chính vì vậy mà người ta dùng thuật ngữ "dịch chuyển về phía đỏ" để chỉ hiện tượng bước sóng của ánh sáng trở nên dài ra do chuyển động chạy ra của nguồn sáng đối với người quan sát (giống như chuyển động chạy ra xa của các thiên hà do sự giãn nở của vũ trụ) cho dù ánh sáng có tính chất khác ngoài việc dùng để nhin thấy. Độ dịch chuyển về phía đỏ được định nghĩa là độ thay đổi tương đối của bước sóng so với bước sóng phát:
l (q.sát) - v = l(phát) c l(phát) Ngược lại, hiện tượng co ngắn bước sóng của ánh sáng phát do chuyển động tiến lại gần của nguồn sáng được gọi là "dịch chuyển về phía xanh". Công thức tính cho trường hợp này cũng tương tự như dịch chuyển về phía đỏ, chỉ có điều khác là tử số của công thức trêb được thay bằng (lphát)-l (q.sát). Các công thức cho ở trên chỉ đúng đối với những vận tốc rất nhỏ so với vận tốc ánh sáng c. Khi v tiến tới gần c, ta phải dùng công thức cho bởi thuyết Tương đối hẹp: 1+ l( v/c q.sát) (1- l(phát) v2/c2)1/ 2 Kết quả ta được: 1 l(q.sát) + v/c - l(phát) (1- 1 = l(phát) v2/c2)1/2 Theo công thức trên, rõ ràng là khi v tiến gần đếnc, mẫu số sẽ tiến dần tới zero và độ dịch chuyển về phía đỏ z sẽ trở nên rất lớn. Những tinh tú có sự dịch về phía đỏ lớn nhất mà ta biết được là các quasar. Trong trường hợp này, giá trị z lớn nhất vào cỡ 4,4 tức là ánh sáng của nó dịch về phía đỏ 440%. Để so sánh, z của một thiên hà gần trong đám thiên hà Vierge ở cách chúng ta 44 triệu năm ánh sáng chỉ có giá trị là 0,003. Ánh sáng của nó chỉ dịch về phía đỏ 0,3%. Từ định luật Hubble, định luật liên hệ độ dịch về phía đỏ với khoảng cách, suy ra rằng các
quasar, với độ dịch chuyển lớn về phía đỏ ở rất xa chúng ta, tận biên giới của vũ trụ. Vì nhìn xa tức là thấy sớm, nên quan sát một quasar với z=4,4 tương đương với việc lần ngược lại thời gian về thời kỳ mà tuổi của vũ trụ mới được 2 tì năm, tức là nhỏ hơn một phần năm tuổi hiện nay của nó. Những tinh tú với z lớn giống như các di vật khảo cổ sẽ giúp chúng ta giải mã quá khứ của vũ trụ. Rất gần đây thôi, các độ dịch về phía đỏ đã biết của các thiên hà là rất nhỏ so với độ dịch của các quasar: chúng không vượt quá 1 Nhưng vào năm 1988, những thiên hà ở rất xa đã được phát hiện và chúng có z đạt tới cỡ 3,5 so được với độ dịch các quasar. Những quan sát này ngụ ý rằng các thiên hà được sinh ra từ rất sớm, khoảng 2-3 tỉ năm sau Big Bang. Mọi mô hình của vũ trụ có tham vọng mô tả sự hình thành của các thiên hà đều phải tính đến điều đó.