kiraga/elem.html

Transkrypt

1 kiraga/elem.html

2 Podstawowe typy instrumentów optycznych Ludzkie oko: obraz szerokokątny o rozdzielczości 1, czas reakcji 1/50 s. średnica źrenicy ok. 6 mm. lunety - refraktory - skupianie światła w ognisku poprzez załamanie światła w soczewce. teleskopy zwierciadłowe - reflektory - skupienie światła w ognisku poprzez odbicie od powierzchni zwierciadła. kamery Schmidta - światło przechodzi przez soczewkę korekcyjną i odbija się od zwierciadła - duże pole widzenia. Pierwsze konstrukcje lunet - początek XVII wieku. Odkrycia Galileusza: fazy Wenus, księżyce Jowisza, pomiary wysokości gór na Księżycu

3 Radykalne zwiększenie możliwości obserwacji. 1) Dokładność obserwacji powiȩkszenie ka towe przy obserwacji przez okular p = F f F - długość ogniskowej obiektywu f - długość ogniskowej okularu rozdzielczość dyfrakcyjna - największa teoretycznie możliwa rozdzielczość teleskopu o średnicy obiektywu D obserwującego na długości fali λ α = 1.22λ D dla światła widzialnego (λ = 0.5µm) α = 0.13 /D(m) seeing atmosferyczny - rozmycie obrazu punktowych źródeł światła przez turbulencję atmosferyczną (rzędu 1 ) optyka adaptywna - szybka korekcja kształtu zwierciadła dostowuja ca go do kształtu frontu fali elektromagnetycznej (na razie działa w bliskiej podczerwieni).

4 2) Zdolność zbierania światła (promieniowania) Dla teleskopów optycznych możemy porównać ile promieniowania z danego źródła w jednostce czasu bądzie zbierane przez teleskop, a ile przez ludzkie oko (D - średnica obiektywu teleskopu, d - średnica źrenicy oka) A = D2 d 2 Teleskop o średnicy 0.6m zbiera w jednostce czasu 10 4 razy więcej światła niż ludzkie oko. 3) Rejestracja promieniowania Wprowadzenie nowych metod obserwacji: fotografii w XIX w, fotomnożników, kamer CCD. Obecnie najczęściej korzysta się z kamer CCD (mamy dużą czułość i rozdzielczość)

5 Można dokonywać obserwacji bardzo słabych obiektów. Przykład: Podczas obserwacji Hubble UDF wykonanych teleskopem kosmicznym Hubble a (D=2.4 m.) wykonano 800 ekspozycji trwających łącznie 11 dni. Udało się zarejestrować obiekty do 30 mag (ponad 20 miliardów razy słabsze niż widoczne gołym okiem).

6 Największe teleskopy optyczne: przed 30 laty W Polsce - o średnicy 90cm (pod Toruniem) Mount Palomar - śr 5m Zelnenczuska - śr 6m obecnie VLT - Cerro Paranal (Chile) 4 teleskopy o średnicy 8.2 m Keck - Mauna Kea (Hawaje) 2 teleskopy segmentowe o śr 10m Subaru - Mauna Kea (Hawaje) - średnica 8.2 m Gemini - 2 teleskopy jeden na północnej (Mauna Kea) a drugi na południowej półkuli Cerro Pachon Chile) HET, SALT - wielosegmentowe o uproszczonym montażu i efektywnej średnicy zwierciadła 10.5m Teleskopy Magellan o śr. 6.5 m. w Las Campanas

7 Rysunek: Budynki teleskopu Uniwersytetu Warszawskiego w Las Campanas

8 Radioteleskopy pierwsze obserwacje radiowe Słońca w 1943 roku. pierwsze katalogi radioźródeł lata 40/50 XX w. najwiȩkszy radioteleskop w Polsce - śr 32m (po Toruniem) najbardziej znane radioteleskopy Arecibo - 300m (nieruchoma czasza) Effelsberg - 100m (ruchomy) VLA - 27 anten 23m umieszczonych na torach umożliwiaja cych zmianę konfiguracji urządzenia. interferometria wielkobazowa VLBI

9 Obserwacje w zakresie mikrofalowym James Clerk Maxwell Telescope - Hawaje (śr 15 m., zakres mm) i Submilimeter Array (SMA) ALMA - Llano de Chajnator wys 5000 m anteny o średnicy 12 m.i 12 o średnicy 7 m (na razie zainstalowano 16). Obserwacje w dostępnych zakresach pomiędzy 0.35 a 10 mm.

10 ALMA Rysunek: Pierwsze anteny obserwatorium ALMA

11 Obserwatoria orbitalne Teleskop Hubble - średnica zwierciadła 2.4m mikrofale: COBE (nieczynne), WMAP, Planck podczerwień (potrzeba chłodzenia teleskopu i detektorów): IRAS, ISO (nieczynne), Spitzer, WISE, Herschel obserwatoria rentgenowskie: Einstein, ROSAT (nieczynne), Chandra, XMM obserwatoria gamma: GRO(nie działa), Integral, Fermi Obserwatorium słoneczne - SOHO

12 Spitzer Rysunek: Przygotowania do startu teleskopu Spitzer

13 HST Rysunek: Teleskop Hubble a z promu kosmicznego

14 Sondy miedzyplanetarne Surveyor Pionier 10, Pionier 11 Voyager 1, Voyager 2 Sondy orbitalne wokół Marsa Lądowniki marsjańskie Messenger - na orbicie wokół Merkurego. Cassini - na orbicie wokół Saturna Dawn - na orbicie wokół Westy Pluto - express - w drodze do Plutona i obiektów Pasa Kuipera Juno - w drodze do Jowisza, Galileo wszedł w atmosferę Jowisza w 2003 r.

15 Osiągnięcia astronomii starożytnej: badanie ruchu Słońca i Księżyca (przewidywanie zaćmień) odkrycie planet (Merkury, Wenus, Mars, Jowisz, Saturn) oszacowanie rozmiarów Ziemi stwierdzenie istnienia precesji pierwsze katalogi gwiazd widocznych gołym okiem. + teorie mającee tłumaczyć obserwacje, najczęściej przyjmowany model geocentryczny

16 Heliocentryczny model Układu Słonecznego przedstawiony w dziele Mikołaja Kopernika O obrotach ciał niebieskich wydanym w 1543 roku. W tym modelu ruch planet odbywał się wokół Słońca po okręgach i modyfikowany jest przez epicykle.

17 Prawa Keplera ruchu planet sformułowane na podstawie obserwacji wykonanych przez Tycho de Brache I prawo Keplera: planeta poruszaja się po elipsie w której jednym z ognisk znajduje się Słońce (ruch odbywa się w ustalonej płaszczyźnie). II prawo Keplera: prędkość polowa ruchu planety wokół Słońca jest stała (promień wodzący łączący Słońce z planetą w jednakowych odstępach czasu zakreśla wycinki łuków o takich samych polach powierzchni. III prawo Keplera: stosunek trzeciej potęgi rozmiarów wielkiej osi do kwadratów okresu obiegu planety względem Słońca jest stały. a1 3 a2 3 = P2 1 P 2 2

18 Sformułowanie przez Newtona praw dynamiki i prawa powszechnego ciążenia (1697) I prawo dynamiki: jeżeli na ciało nie dzieła żadna siła, lub wypadkowa działających sił jest równa zero to ciało porusza się ruchem jednostajnym prostoliniowym lub spoczywa w miejscu. II prawo dynamiki: przyspieszenie jakiemu podlega ciało jest wprost proporcjonalne do działającej siły, a jego wartość jest odwrotnie proporcjonalna do masy ciała. a = F /m III prawo dynamiki: jeżeli jedno ciało działa pewną siłą na drugie ciało to drugie ciało dziła na pierwsze siłą równą co do wartości lecz o przeciwnym zwrocie. Prawo powszechnego ciążenia: dwie punktowe masy przyciągają się siłami grawitacyjnymi których wartość jest proporcjonalna do iloczynu ich mas, a odwrotnie proporcjonalna do kwadratu odległości pomiędzy nimi. F g = G m 1m 2 r 2

19 Sformułowanie praw dynamiki i prawa powszechnego ciążenia umożliwiło zrozumienie praw Keplera i ich uogólnienie. tor względny ruchu dwóch punktowych ciał przyciągających się siłami grawitacji w zależności od całkowitej energii może być elipsą, parabolą lub hiperbolą. II prawo Keplera wynika z zasady zachowania momentu pędu d J dt = r F III prawo Keplera jest szczególnym przypadkiem zależności wynikającej z zagadnienia dwóch ciał (masa planet jest znacznie mniejsza niż masa Słońca). 4π 2 a 3 P 2 = G(m 1 + m 2 ) Wzór ten służy do wyznaczania mas obiektów które mają towarzysza.

20 Newton przewidział i w przybliżeniu obliczył spłaszczenie Ziemi i wyjaśnił istnienie precesji Halley przewidział powrót w pobliże Słońca komety nazwanej jego imieniem (pierwsza znana kometa okresowa). Odkrycie Urana przez Williama Herschela (1781) Odkrycie przez Piazziego Ceres - pierwszej z planetoid Rozwój mechaniki nieba, możliwość obliczenia perturbacji ze strony planet. Teoria ruchu planet: niezgodność pomiędzy obliczonymi i obserwowanymi pozycjami Urana doprowadziło do poszukiwań i odkrycia Neptuna (Johann Galle 1846).

21 Początki astronomii gwiazdowej Obserwacje gwiazd nowych w starożytności (np supernowe SN 1006, SN 1054). Obserwacje nowych Tycho de Brahe (SN 1572) i Keplera (SN 1604) Odkrycie pierwszych okresowych gwiazd zmiennych Mira - o Cet (zmienność stwierdzona przez D. Fabriciusa w 1596, okres 330 d. wyznaczył w 1638 r. J. Holwarda), Algol (1667 zmienność G. Montanari, 1783 okres 2.87 d. J. Goodricke) stwierdzenie istnienia aberracji światła (1728 James Bradley na podstawie obserwacji γ Dra) 1830 pierwsze pomiary odległości do gwiazd metodą paralaksy heliocentrycznej Nowe metody obserwacji: fotografia, spektroskopia (klasyfikacja widmowa). odkrycie białych karłów zależność okres - jasność dla cefeid

22 teoria białych karłów i przewidywanie istnienia gwiazd neutronowych odkrycie źródła energii gwiazd - reakcje termojądrowe - teoria budowy i ewolucji gwiazd. odkrycie pulsarów - szybko obracających się gwiazd neutronowych emitujących wiązki promieniowania radiowego. pierwsze obserwacje brązowych karłów (obiektów o masach zbyt małych aby mogły w nich zachodzić reakcje termojądrowe) 1992, odkrycie pierwszych planet poza Układem Słonecznym (wokół pulsara i wokół gwiazdy podobnej do Słońca)

23 Astronomia pozagalaktyczna i kosmologia potwierdzenie, że mgławice pozagalaktyczne to inne galaktyki obserwacyjne stwierdzecnie ucieczki galaktyk - rozszerzania sie Wszechświata od połowy lat 30 do dziś - przekonujące dowody na istnienie ciemnej materii Lata 40-te odkrycie galaktyk z jasnymi jądrami - galaktyk Seyferta wyjaśnienie widm kwazarów, a następnie stwierdzenie, że należą obiektów typu aktywne jądra galaktyk (AGN) 1965 odkrycie mikrofalowego promieniowania tła (CMB) obserwacje zaburzeń CMB: pierwsze pomiary satelita COBE (1992),obecnie WMAP, Planck. identyfikacja optycznej poświaty rozbłysku gamma (GRB) i stwierdzenie, że znajduje się na odległościach kosmologicznych obserwacyjne przesłanki na narastania tempa ekspansji Wszechświata - prawdopodobne istnienie ciemnej energii.

24 Wielkie pytania Czy istnieje życie poza Ziemią? Czy istnieją inteligentne formy życia poza Ziemią? Co tworzy ciemną materię? Czym jest ciemna energia? (czy wogóle istnieje?)

25 Rysunek: Ziemia z widziana z misji Apollo

26 Podróż dookoła Ziemi Ziemia jest kulą Obniżenie widnokręgu Rysunek: Obniżenie widnokręgu dla obserwatora znajdującego się nad

27 Największa z planet skalnych w Układzie Słonecznym Masa : kg Promień równ.: 6378 km; spłaszczenie: 1/ Okres rotacji: 23 h 56 m 4 s nachylenie równika do płaszczyzny orbity: 23 o 26 okres orbitalny d. średnia odległość od Słońca mln km.

28 Cechy szczególne Obecność atmosfery % N 2, 20.95% O 2, 0.93% Ar, 0.03% CO 2 (powietrze suche), zmienna ilość pary wodnej. P 100 kpa, masa atmosfery ok kg (ok masy planety) Na powierzchni znajduje się woda w postaci płynnej, stałej i gazowej. (masa oceanu ok. 300 razy większa niż masa atmosfery) aktywność geologiczna - płyty tektoniczne, aktywność wulkaniczna, obecność pola magnetycznego którego źródłem są przepływy w metalicznym płynnym jądrze zmiany ukształtowania powierzchni - ruch płyt, aktywność wulkaniczna, erozja przez wodę i wiatr (zatarte ślady po większości kraterów uderzeniowych)

29 Atmosfera Ziemi

30 Budowa wewnętrzna Ziemi 0-40 skorupa 0.4% masy płaszcz górny 10.3% masy obszar przejściowy 7.5% masy płaszcz dolny 49.2% masy warstwa D 3.0 % masy zewnętrzne jądro 30.8% masy wewnętrzne jądro 1.7% masy

31 Obiekty mające największy wpływ na Ziemię Słońce - główne źródło energii (1380W/m 2 ), precesja, pływy Księżyc - precesja, nutacja, pływy, planetoidy, komety - możliwość zderzenia i utworzenie krateru uderzeniowego planety - niewielkie perturbacje orbity Ziemi

32 Pole grawitacyjne Ziemi w przybliżeniu sferycznej symetrii: g = GM R 2 Z = 9.81m/s 2 Potencjał - funkcja ktorej gradient daje natezenie pola, wyskalowana jes tak aby w nieskończoności był równy 0 Φ = GM r pierwsza prędkość kosmiczna druga prędkość kosmiczna V I = (GM/R) 1/2 = 7.9km/s V II = (2GM/R) 1/2 = 11.2km/s

33 Rotacja Ziemi Ziemia obraca się wokół osi raz na 23h 56m 4s, co daje wartość prędkości kątowej ω = 2π/P = /s Zgodnie z zasadami dynamiki w układzie współrotującym z Ziemią występuje siła odśrodkowa a o = ω 2 rcos(ϕ g ) (na równiku wartość przyspieszenia odśrodkowego wynosi m/s 2 ) Rotacja Ziemi jest główną przyczyną odkształcenia jej od kształtu kulistego Na ciała poruszające się po powierzchni Ziemi działa siła Coriolisa a C = 2 v ω

34 Siła Coriolisa na północnej półkuli działa w prawo, a na południowej w lewo. Wpływa na ruchy powietrza (powstawanie cyklonów) i prądów morskich. Wahadło Foucaulta - wahadło o dużej długości na którego ruch w widoczy sposób wpływa siła Coriolisa prędkość kątowa zmiany płaszczyzny ruchu wahadła ω F = ω sin(ϕ) odpowiada temu okres obrotu płaszczyzny ruchu wahadła P F = P rot /sin(ϕ) = 23.93/sin(ϕ)godz Dwa przykłady: dla Warszawy P F = 30h 22m, dla Kairu (ϕ = 30 o ) P F = 47h 52m) Bezpośredni dowód obrotu Ziemi dookoła osi.

35 Obrót Ziemi powoduje odkształcenie od kształtu kulistego. Kolejne przybliżenie kształtu Ziemi to elipsoida obrotowa a - promień równikowy, b - promień biegunowy a = km b = km s = (a-b)/a = , 1/s = W rezultacie odległości liczone w przybliżeniu kulistego kształtu Ziemi nie są dokładne. całkowita długość południka: km obwód równika: km Przykład 1: długość południka pomiędzy ϕ 90 o a 89 o wynosi km, a pomiędzy 1 o a 0 o wynosi km. Przykład 2: odległości pomiędzy Warszawą(ϕ = 52 o λ = 21 o ) a Nowym Jorkiem(ϕ = 40 o 30 λ = 73 o 57 ) km (elipsoida) km (kula) Przykład 3: Odległość pomiędzy Warszawą a Sydney (ϕ = 33 o 52 λ = 151 o 12 ) km (elipsoida), km (kula)

36 spłaszczenie związane jest ze stosunkiem przyspieszenia odśrodkowego do przyspieszenia grawitacyjnego s = (a b)/a (ω 2 R 3 )/(GM) Przyspieszenie grawitacyjne odczuwane na powierzchni Ziemi można opisać w sposób przybliżony wzorem: g = sin 2 (ϕ) Spłaszczenie Ziemi ma również wpływ na wartość przyspieszenia grawitacyjnego na jej powierzchni. Okres wahadła P = 2π(l/g) 1/2 Zegary wahadłowe o tej samej efektywnej długości wahadła wolniej chodzą na małych szerokościach geograficznych.

37 Im jesteśmy wyżej tym mniejsza jest wartość siły grawitacji g = GM r 2 Różnica pomiędzy geodezyjną (ϕ G ), a geocentryczną (ϕ C ) szerokością geograficzną wynosi w przybliżeniu ϕ C ϕ G = 11.5 sin(2ϕ G )

38 Geoida - bryła, której powierzchnia w każdym miejscu jest prostopadła do pionu wyznaczonego przez siłę ciężkości. Undulacja: odległość pomiędzy powierzchnią geoidy, a powierzchnią elipsoidy

39 Pole magnetyczne Ziemi Rotacja Ziemi i obecność płynnego zewnętrznego metalicznego jądra powoduje powstawanie pola magnetycznego. Pole magnetyczne powstaje na skutek ruchu ładunków elektrycznych, lub zmian pola elektrycznego. Pole magnetyczne wpływa na ruch ładunków elektrycznych Siła Lorentza: F L = q( E + v B) Pole magnetyczne Ziemi można uważać w pierwszym przybliżeniu za dipolowe, ale.... obecnie obserwujemy szybką zmianę położenia biegunów magnetycznych na powierzchni Ziemi: 1965: ϕ = 73.5 o, λ = o i ϕ = 66.5 o, λ = o 2001: ϕ = 81.3 o, λ = o i ϕ = 63.5 o, λ = o Prędkość przemieszczania się pozycji biegunów magnetycznych po powierzchni Ziemi wynosi obecnie kilkadziesiąt km/rok.

40 Rysunek: Źródłem pola magnetycznego jest turbulencja w płynnym jądrze Ziemi.

41

42 Rysunek: Zmiany położenia południowego bieguna magnetycznego.

43 Rysunek: Magnetosfera Ziemi zdeformowana przez wiatr słoneczny.

44 Rysunek: Schematyczny rysunek pasów radiacyjnych van Allena.

45 Rysunek: Zorza polarna. Swiecenie wywołane jest rekombinacją atomów i cząsteczek na wysokości ok. 100 km.