Elementy astronomii w geografii

Transkrypt

1

2 Elementy astronomii w geografii Prowadzący: Marcin Kiraga kiraga@astrouw.edu.pl Podstawowe podręczniki: Jan Mietelski, Astronomia w geografii Eugeniusz Rybka, Astronomia ogólna Podręczniki uzupełniające: Frank H. Shu, Galaktyki, gwiazdy, życie

3 Główne zagadnienia Podstawowe zjawiska i obiekty na niebie i historia najważniejszych odkryć astronomicznych Opis sfery niebieskiej i podstawowych astronomicznych układów współrzędnych. Pomiary czasu: czasy lokalne, czasy strefowe, kalendarz. Obserwacje astronomiczne: promieniowanie elektromagnetyczne, wpływ atmosfery, teleskopy optyczne, radioteleskopy, obserwacje ze sztucznych satelitów. Ziemia: kształt, rozmiary, rotacja, budowa wewnętrzna, atmosfera, pole magnetyczne, ruch orbitalny, wpływ Słońca i Księżyca. Księżyc: fazy, orbita względem Ziemi, libracje, zaćmienia Słońca i Księżyca, ukształtowanie powierzchni i budowa wewnętrzna

4 Główne zagadnienia c.d. Słońce: parametry fizyczne, budowa wewnętrzna, aktywność słoneczna. Układ Słoneczny: planety i ich najważniejsze księżyce, planetoidy, komety. Gwiazdy: wyznaczanie odległości i parametrów fizycznych, klasyfikacja widmowa, układy podwójne, gwiazdy zmienne, ewolucja gwiazdowa, gromady gwiazd. Galaktyka: budowa, rozmiary. Galaktyki: typy morfologiczne galaktyk, aktywne jądra galaktyk, kwazary, grupy i gromady galaktyk. Elementy Kosmologii: rozszerzanie się Wszechświata, pierwotna nukleosynteza, promieniowanie tła.

5 Podstawowe zjawiska i obiekty na niebie Dobowy cykl dni i nocy związany z rotacją Ziemi i położeniem Słońca względem horyzontu. Cykl faz Księżyca związany ruchem orbitalnym Księżyca względem Ziemi i Ziemi względem Słońca. Roczny cykl pór roku związany z ruchem orbitalnym Ziemi i nachyleniem osi obrotu Ziemi względem płaszczyzny orbity. Zjawiska zachodzące w atmosferze, ale wywołane przez czynniki zewnętrzne: meteory, zorze polarne. Obecność planet poruszających się względem gwiazd. Pojawienia się komet i gwiazd nowych.

6 Najważniejsze obiekty na niebie: duże ciała Układu Słonecznego

7 Małe obiekty Układu Słonecznego

8 Obiekty stałe (poza Układem Słonecznym) Gołym okiem możemy dostrzec kilka tysięcy gwiazd Na niebie wyróżniamy układy jasnych gwiazd nazywane konstelacjami, które dały podstawę podziału nieba na gwiazdozbiory. Kilka mgławic i gromad gwiazd. Galaktyka: jasny pas przecinający nasze niebo, składa się z miliardów gwiazd i ogromnej ilości gazu I pyłu w przestrzeni międzygwiazdowej. Pobliskie galaktyki: Wielki i Mały Obłok Magellana, Wielka Mgławica Andromedy (najodleglejszy obiekt, który możemy w miarę łatwo zobaczyć gołym okiem, odległość około 2.4 mln lat świetlnych)

9 Rozmiary kątowe Oficjalną jednostką miary kątowej jest radian: kąt o wierzchołku w środku okręgu i którego ramiona, wycinają z obwodu okręgu łuk o długości równej promieniowi okręgu. 2Π = 360o = 24h W astronomii stosunkowo łatwo mierzy się kąty pomiędzy interesującymi nas punktami, ale często jednostki którymi się posługujemy nie są oficjalne 1o=60'=3600 1rad = Dla małych kątów alfa = d/l czyli rozmiar kątowy jest miarą odległości w jednostkach równych rozmiarowi obserwowanego obiektu.

10 Rozmiary kątowe: przykłady Słońce i Księżyc: około 30' czyli w dużym przybliżeniu 1/100 Planety: od kilku sekund łuku (Uran, Neptun) do prawie 1' (Wenus Jowisz). Odległości pomiędzy planetami są tysiące razy większe niż ich rozmiary. Gwiazdy są dla nas praktycznie punktowymi źródłami światła: największe zmierzone dla R Dor: 0.057, (dla Betelgezy i Antaresa około 0.05 ) Rozmiary gromad gwiazdowych kilka kilkadziesiąt minut łuku. Pobliskie galaktyki: kilka stopni

11 Charakterystyczne rozmiary i odległości. Promień Ziemi około 6370 km. Odległość Żiemia Księżyc średnio 384 tys km Promień Słońca około 700 tys. km Odległość pomiędzy Ziemią a Słońcem średnio mln km (jednostka astronomiczna AU). Odległość Neptuna od Słońca ok. 30 AU Oległość do najbliższej poza Słońcem gwiazdy: prawie 300 tys AU 1 parsek = AU Odległość do najjaśniejszych gwiazd naszego nieba: 1.3 kilkaset parseków.

12 Charakterystyczne odległości c.d. 1pc = 3.26 roku świetlnego Odległość do środka Galaktyki: około 8 kpc Rozmiary dysku Galaktyki: około 30 kpc Odległości do pobliskich galaktyk w Grupie Lokalnej: 50 kpc (LMC), 700 kpc (M31) Odległość do galaktyk poza Grupą Lokalną liczone są już w Mpc. Najbliższy jasny kwazar 3C273: około 750 Mpc

13 Opis sfery niebieskiej

14 Opis sfery niebieskiej c. d.

15 Opis sfery niebieskiej c. d.

16 Opis sfery niebieskiej c. d.

17

18 Ekliptyka

19 Charakterystyczne punkty ekliptyki Punkt Barana (punkt równonocy jesiennej jest to punkt w którym Słońce poruszając się po ekliptyce przecina równik niebieski i przechodzi z południowej na północną część sfery niebieskiej. Punkt równonocy jesiennej nazywany jest punktem Wagi. Punkty przesilenia letniego (punkt Raka) i zimowego (punkt Koziorożca) są najbardziej oddalonymi od równika punktami na ekliptyce (odpowiednio na północnej i południwej części sfery niebieskiej).

20 Ruch Słońca po ekliptyce i astronomiczne pory roku (na półkuli północnej). Przejście Słońca przez punkt Barana początek astronomicznej wiosny. Przejście Słońca przez punkt Raka początek astronomicznego lata. Przejście Słońca przez punkt Wagi początek astronomicznej jesieni. Przejście Słońca przez punkt Koziorożca początek astronomicznej zimy.

21 Astronomiczne pory roku 2011/2012 Początki kolejnych astronomicznych pór roku jesień 2011: 23 września, godz. 09:05 (UT) zima 2011/12: 22 grudnia, godz. 05:30 (UT) wiosna 2012: 20 marca, godz. 05:14 (UT) lato 2012: 20 czerwca, godz. 23:09 (UT) jesień 2012: 22 września, godz. 14:49 (UT) Długość roku zwrotnikowego wynosi 365 dni, 5 godz, 44 min. Najdłuższą astronomiczną porą roku na półkuli północnej jest lato, a najkrótszą zima

22

23 Układ horyzontalny

24

25

26

27

28

29

30 Długość ekliptyczną liczymy od punktu Barana zgodnie z ruchem rocznym Słońca

31

32 Strefy polarne i międzyzwrotnikowe na powierzchni Ziemi Deklinacja Słońca w ciągu roku zmienia się pomiędzy -23o26' a 23o26' Przez pewien okres w roku Słońce może być gwiazdą okołobiegunową lub niewschodzącą dla obserwatorów na szerokości geograficznej większej niż 66o 34' i mniejszej niż -66o 34'. Są to odpowiednio północna i południowa strefa polarna. Na pozostałym obszarze Słońce jest gwiazdą wschodzącą i zachodzącą. Pomiędzy szerokością geograficzną -23o26' a 23o26' Słońce w ciągu roku może górować w zenicie. Ten obszar nazywamy strefą międzyzwrotnikową

33 Astronomiczna miara czasu-czasy lokalne Czas gwiazdowy kąt godzinny punktu Barana (w praktyce kąt godzinny obserwowanego obiektu + jego rektascensja). Doba gwiazdowa okres czasu pomiędzy dwoma kolejnymi górowaniami punktu Barana. 23h 56m 4s (ze względu na precesję jest krótsza o s od okresu rotacji Ziemi). Czas prawdziwy słoneczny: kąt godzinny środka tarczy Słońca + 12h Czas słoneczny prawdziwy nie płynie jednostajnie 1) Nachylenie ekliptyki do równika 2) Eliptyczność orbity Ziemi prędkość kątowa ruchu Słońca po ekliptyce nie jest stała (jest największa gdy Ziemia jest najbliżej Słońca i najmniejsza gdy jest od niego najdalej).

34 Astronomiczna miara czasu-czasy lokalne Słońce średnie: punkt poruszający się po równiku niebieskim ze stałą prędkością kątową równą średniej prędkości kątowej ruchu Słońca po ekliptyce. Czas słoneczny średni: kąt godzinny słońca średniego + 12h Średnia doba słoneczna: okres czasu pomiędzy dwoma kolejnymi dolnymi kulminacjami słońca średniego (jest równa 24h i stanowi podstawę naszej miary czasu). Równanie czasu: różnica czasu słonecznego prawdziwego i czasu słonecznego średniego E = Tp-Ts

35 Równanie czasu (E=Tp-Ts)

36 Czas uniwersalny i długość geograficzna Czas uniwersalny (UT): czas średni słoneczny mierzony na południku Greenwich (λ=0h). Długość geograficzna obserwatora: różnica czasu lokalnego i czasu Greenwich. λ = T(λ)-T(λ=0h) Musimy pamiętać, aby porównywać te same rodzaje czasu. Szerokość geograficzna: kąt pomiędzy płaszczyzną równikową a półosią skierowaną od obserwatora do zenitu (również wysokość horyzontalna północnego bieguna niebieskiego).

37 Czas strefowy i urzędowy. Czas lokalny zmienia się w sposób ciągły wraz z długością geograficzną (np. różnica czasu lokalnego pomiędzy Warszawą a Poznaniem wynosi 17 minut). Względy administracyjne wymagają ujednolicenia czasu na pewnym obszarze. Najczęściej czas urzędowy różni się od czasu Greenwich o całkowitą liczbę godzin, ale np. w Iranie obowiązuje czas UT+3.5h, w Afganistanie UT+4.5h, a w Indiach UT+5.5h. W Polsce obowiązuje czas letni UT+2h (od ostatniej niedzieli marca do ostatniej niedzieli października) i czas zimowy UT+1h (od ostatniej niedzieli października do ostatniej niedzieli marca)

38

39 Astronomiczna miara czasu - kalendarz Okres orbitalny Ziemi względem Słońca jest niewspółmierny z jej okresem rotacji. Długość roku zwrotnikowego wynosi w przybliżeniu doby średniej słonecznej. Jeżeli chcemy aby nowy rok zaczynał się 1 stycznia północy, to musimy wprowadzić rok kalendarzowy o zmieniającej się liczbie dni. Kalendarz juliański (Juliusz Cezar) ma cykl 4 letni: lata zwykłe liczą 365 dni, co 4 lata mamy rok przestępny liczący 366 dni. Średnia długość roku w kalendarzu juliańskim wynosi doby i jest dłuższa od roku zwrotnikowego o doby.

40 Astronomiczna miara czasu kalendarz c.d. Po korzystania z kalendarza juliańskiego 1600 latach moment równonocy przesunął się o kilkanaście dni i w 1582 roku przypadał 11 marca. Reforma Grzegorza XIII, w 1582 roku po 4 października nastąpił 15 październik i zmodyfikowano reguły występowania lat przestępnych. Do zasady występowania lat przestępnych co 4 lata dodano, że gdy kolejny numer roku jest podzielny przez 100 mamy rok zwykły oprócz numerów podzielnych przez 400 (wtedy rok przestępny). Cykl kalendarza gregoriańskiego trwa 400 lat i w tym czasie średnia długość roku kalendarzowego wynosi doby średniej słonecznej. Różnica w średniej długości roku kalendarzowego i roku zwrotnikowego wynosi doby.