Astronomia. Studium Podyplomowe Fizyki z Astronomią. Marcin Kiraga kiraga@astrouw.edu.pl

Transkrypt

1 Astronomia Studium Podyplomowe Fizyki z Astronomią Marcin Kiraga kiraga@astrouw.edu.pl

2 Plan wykładów. Historia astronomii, opis podstawowych zjawisk na niebie, opis sfery niebieskiej, astronomiczne układy współrzędnych, czas, elementy trygonometrii sferycznej. Źródła danych astronomicznych: promieniowanie elektromagnetyczne, neutrina, promieniowanie kosmiczne, promieniowanie grawitacyjne; podstawowe przyrządy astronomiczne wczoraj i dziś; różne metody obserwacji astronomicznych; pomiary astronomiczne (np. odległości, masy, temperatury)

3 Plan wykładów c.d. Układ Słoneczny. Budowa Układu Słonecznego, Słońce, podstawowe zjawiska zachodzące w układzie Ziemia - Księżyc, planety, księżyce planety karłowate, planetoidy, komety, Pas Kuipera, Obłok Oorta. Gwiazdy. Podstawowe parametry fizyczne, diagram Hertzsprunga-Russela, budowa, ewolucja (protogwiazdy, ciąg główny, olbrzymy), gwiazdy zmienne, Galaktyka Budowa Drogi Mlecznej, ośrodek międzygwiazdowy, różne populacje gwiazd. Galaktyki i Wszechświat Klasyfikacja galaktyk, galaktyki aktywne, grupy i gromady galaktyk, elementy kosmologii: model Wielkego Wybuchu.

4 Polecana literatura Frank Shu, Galaktyki, gwiazdy, życie Eugeniusz Rybka, Astronomia ogólna Paweł Abramowicz, Astrofizyka układów planetarnych Marcin Kubiak, Gwiazdy i materia międzygwiazdowa Michał Jaroszyński, Galaktyki i budowa Wszechświata czasopisma (Wiedza i Życie, Świat Nauki, Urania - Postępy Astronomii) Internet (np. Wikipedia)

5 Historia astronomii Osiągnięcia astronomii starożytnej: podstawowe cykle: dobowy, miesięczny, roczny 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. informacje o niezwykłych zjawiskach zachodzących na niebie (zaćmienia, koniunkcje, pojawienia się komet, gwiazdy nowe). + teorie mające tłumaczyć obserwacje, najczęściej przyjmowany model geocentryczny

6 Historia astronomii c.d. 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.

7 Historia astronomii c.d. Galileusz jako jeden z pierwszych skonstruował lunetę i użył ją do obserwacji astronomicznych 1609 topografia księżycowa odkrycie księżyców Jowisza (księżyce galileuszowe: Io, Europa, Ganimedes, Kalisto) obserwacje faz Wenus, które okazały się niezgodne z modelem geocentrycznym

8 Historia astronomii c.d. Prawa Keplera ruchu planet sformułowane na podstawie obserwacji wykonanych przez Tycho de Brache. I prawo Keplera (1609): planeta poruszaja się po elipsie w której jednym z ognisk znajduje się Słońce (ruch odbywa się w ustalonej płaszczyźnie). II prawo Keplera (1609): 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 (1619): stosunek trzeciej potęgi rozmiarów wielkiej osi do kwadratów okresu obiegu planety względem Słońca jest stały. a1 3 a2 3 = P2 1 P 2 2

9 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

10 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.

11 Odkrycie libracji księżycowych przez Galileusza. 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).

12 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

13 sformułowanie szczególnej teorii względności sformułowanie ogólnej teorii względności (OTW) obserwacyjne potwierdzenie przewidywań OTW (ruch peryhelium Merkurego, obserwacje zmiany położenia gwiazd w pobliżu krawędzi tarczy Słońca dokonane podczas całkowitego zaćmienia) sformułowanie zasad i równań mechaniki kwantowej (M. Planck, N. Bohr, E. Schrodinger, Haisenberg) teoria białych karłów i przewidywanie istnienia gwiazd neutronowych odkrycie źródła energii gwiazd - reakcje termojądrowe - teoria budowy i ewolucji gwiazd.

14 obserwacje w różnych zakresach widma promieniowania elektromagnetycznego (radioastronomia, sondy umożliwiające obserwacje w zakresie rentgenowskim i gamma, obserwacje w podczerwieni i w zakresie mikrofalowym) 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)

15 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 (jeden z typów aktywnych jąder galaktyk AGN) Lata 50-te rozwój radioastronomii: odkrycie radiogalaktyk i kwazarów wyjaśnienie widm kwazarów, a następnie stwierdzenie, że należą do aktywnych jąder galaktyk (AGN)

16 1965 odkrycie mikrofalowego promieniowania tła (CMB) odkrycie rozbłysków gamma (GRB) 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.

17 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?)

18 Podstawowe zjawiska na niebie ruch dobowy sfery niebieskiej - obrót Ziemi w kierunku wschodnim cykl faz księżyca - związany z ruchem orbitalnym Księżyca względem Ziemi i Ziemi względem Słońca - możemy oglądać tylko część Księżyca oświetloną przez promieniowanie słoneczne. Szybkie zmiany położenia Księżyca względem Słońca i gwiazd cykl zmian pór roku - położenia wschodu i zachodu Słońca oraz jego wysokość górowania ulegają zmianom w okresie roku zwrotnikowego. zmiany położenia planet względem gwiazd

19 Obiekty widoczne gołym okiem Słońce (ze względu na rozpraszanie jego światła w atmosferze Ziemi w ciągu dnia nie możemy zobaczyć gwiazd). Księżyc - o podobnych jak Słońce rozmiarach kątowych ale o dużo mniejszej jasności, odbija światło słoneczne, fazy, szybki ruch na tle gwiazd planety znane w starożytności: Merkury, Wenus, Mars, Jowisz, Saturn gwiazdy (kilka tysięcy widocznych gołym okiem) Droga Mleczna mgławice (galaktyczne i kilka galaktyk) niespodziewane pojawienia się komet i gwiazd nowych

20 Opis sfery niebieskiej Sfera - zbiór punktów znajduja cych siȩ w tej samej odległosci od punktu nazywanego środkiem sfery Koło wielkie - okra g bȩda cy czȩścia wspólna sfery i płaszczyzny przechodza cej przez jej środek. Przez dwa punkty na powierzchni sfery, które nie znajduja siȩ na osi przechodza cej przez środek sfery, można poprowadzic jedno koło wielkie Przez dwa punkty na powierzchni sfery, ktore znajduja sie na osi przechodzacej przez jej środek można poprowadzić nieskończenie wiele kół wielkich. Sfera niebieska - sfera o ogromnych rozmiarach, w której środku znajduje siȩ obserwator i na która rzutuje obserwowane pozycje obiektów.

21 Opis sfery niebieskiej c.d. Oś lokalnego pionu wyznaczona jest przez kierunek lokalnego przyspieszenia grawitacyjnego. Przecina ona sferȩ niebieska w dwóch punktach - zenicie i nadirze. Horyzont - kolo wielkie zawierajace sie w plaszczyznie prostopadlej do osi lokalnego pionu (płaszczyzny horyzontalnej). Almukantary - okrȩgi na sferze niebieskiej powstale przez przeciȩcie jej płaszczyznami prostopadłymi do osi lokalnego pionu, ale nie przechodza cymi przez środek sfery. Koła wierzchołkowe: koła wielkie przechodza ce przez zenit i nadir. Cała sfera niebieska dokonuje wokoł nas obrotu ze wschodu na zachód, co jest wynikiem obrotu Ziemi z zachodu na wschód.

22 Rysunek: Charakterystyczne punkty i koła wielkie na sferze niebieskiej

23 Opis sfery niebieskiej c.d. Oś świata wyznaczona jest przez oś obrotu Ziemi. Oś swiata przecina sferȩ niebieska w punktach nazywanych biegunami niebieskimi. Północny biegun niebieski znajduje siȩ ponad horyzontem dla obserwatorów na północnej półkuli Ziemi. Koła godzinne - koła wielkie przechodza ce przez bieguny niebieskie. Lokalny południk - koło wielkie przechodza ce przez bieguny niebieskie, zenit i nadir. Przecina horyzont w punktach północy i południa. Pierwszy wertykał - koło wierzchołkowe zawarte w płaszczyźnie prostopadłej do lokalnego południka. Przecina horyzont w punktach wschodu i zachodu. Równik niebieski - koło wielkie zawieraja ce siȩ w płaszczyźnie prostopadłej do osi świata (płaszczyźnie równikowej. Równik niebieski przecina horyzont w punktach wschodu i zachodu. i dzieli sferȩ niebieska na czȩsść północna i południowa.

24 Szerokość geograficzna Szerokość geograficzna - ka t pomiȩdzy płaszczyzna równikowa, a półosia skierowana od obserwatora do zenitu (również wysokość horyzontalna północnego bieguna niebieskiego).

25 Rysunek: Ruch orbitalny Ziemi względem Słońca powoduje obserwowany ruch Słońca na sferze niebieskiej po ekliptyce

26 Opis sfery niebieskiej c.d. Ekliptyka - koło wielkie wyznaczone przez ruch roczny Słonńca na sferze niebieskiej. Zawiera siȩ ona w płaszczyźnie orbity po której Ziemia porusza siȩ wzglȩdem Słońca. Oś przechodza ca przez obserwatora, prostopadła do płaszczyzny ekliptyki przecina sferȩ niebieska w biegunach ekliptyki. Ekliptyka przecina równik niebieski w punktach nazywanych punktami równonocy. ka t dwuścienny pomiȩdzy plaszczyzna równika a płaszczyzna ekliptyki wynosi obecnie około 23 o 26 Punkt Barana (punkt równonocy wiosennej) jest to punkt w którym Słońce przechodzi z południowej na północna czȩść sfery niebieskiej. Punkt równonocy jesiennej nazywany jest punktem Wagi. Punkty przesilenia letniego i zimowego (punkt Raka i punkt Koziorożca) sa najbardziej oddalonymi od równika punktami na ekliptyce.

27 Ruch Słońca po ekliptyce i astronomiczne pory roku Na półkuli północnej początek astronomicznej wiosny - przejście Słońca przez punkt Barana początek astronomicznego lata - przejście Słońca przez punkt Raka początek astronomicznej jesieni - przejście Słońca przez punkt Wagi początek astronomicznej zimy - przejście Słońca przez punkt Koziorożca

28 Początki kolejnych astronomicznych pór roku (ostatni rok) jesień 2011: 23 września, godz. 9:05 (UT) zima 2011/12: 22 grudnia, godz. 5:30 (UT) wiosna 2012: 20 marca, godz. 5:14 (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.

29 Układy współrzędnych astronomicznych Układ horyzontalny wysokość horyzontalna obiektu: kat pomiȩdzy półosia skierowana od obserwatora do obiektu, a jej rzutem prostopadłym na płaszczyznȩ horyzontalna. Mierzymy ja od płaszczyzny horyzontalnej do obiektu i jej wartości sa zawarte w zakresie [-90,90] stopni. azymut obiektu: ka t dwuścienny pomiȩdzy półpłaszczyznami zawierajacymi półkola wierzchołkowe z których pierwsza przechodzi przez S a a druga przez dany obiekt. Azymut mierzymy zgodnie z ruchem dobowym sfery niebieskiej i zawarty jest w zakresie [0,360) stopni. wsp (a,h) w stopniach dla charakterystycznych punktów: S (0,0), W (90,0), N (180,0), E(270,0), Z ( -, 90) Nd (-,-90), Pn (180,ϕ), Ps (0,-ϕ)

30

31 Układ równikowy godzinny deklinacja obiektu: ka t pomiȩdzy półosia skierowana od obserwatora do obiektu, a jej rzutem prostopadłym na płaszczyznȩ równikowa. deklinacja zawarta jest w zakresie [-90,90] stopni kat godzinny obiektu: kat dwuścienny pomiędzy półpłaszczyzną zawierajacą półkole godzinne przechodzące przez zenit, a połpłaszczyzną zawierajacą półkole godzinne przechodzące przez obiekt. Kąt godzinny mierzymy zgodnie z ruchem dobowym sfery niebieskiej. wspolrzedne (t,dec) charakterystycznych punktow na sferze niebieskiej Pn (-,90), Ps (-,-90), S(0,-90+ ϕ ) N(12h, ϕ -90) W (6h,0) E(18h,0), Z(12h,ϕ), Nd(0h, ϕ).

32 Rysunek: Układ równikowy godzinny

33 Układ równikowy równonocny deklinacja rektascensja obiektu jest to ka t dwuścienny pomiȩdzy półpłaszczyznami zawieraja cymi polkola godzinne z których pierwsza przechodzi przez punkt Barana a druga przez interesuja cy nas obiekt. Rektascensjȩ mierzymy zgodnie z ruchem rocznym Słońca na sferze niebieskiej wspolrzedne (rec,dec) charakterystycznych punktow na sferze niebieskiej: Pn (-,90), Ps (-,-90), punkty na ekliptyce: Barana (0h,0), Raka(6h,ɛ) Wagi(12h,0), Koziorożca (18h, ɛ); bieguny ekliptyki En(18h,90-ɛ), Es(6h,ɛ-90).

34 Rysunek: Układ równikowy równonocny

35 Układ ekliptyczny szerokość ekliptyczna obiektu to ka t pomiȩdzy połosia skierowana od obserwatora do obiektu, a jej rzutem prostopadłym na płaszczyznȩ ekliptyki. długość ekliptyczna obiektu: ka t dwuścienny pomiȩdzy półpłaszczyznami zawierajacymi półkola wielkie ła cza ce bieguny ekliptyki z których pierwsze przechodzi przez punkt Barana, a drugie przez interesuja cy nas obiekt.

36 Rysunek: Układ ekliptyczny

37 Dobowy ruch sfery niebieskiej na różnych szerokościach geograficznych Odległość kątowa pomiędzy zenitem (Z)a północnym biegunem niebieskim (P N ) wynosi 90 o ϕ. Jeżeli nie znajdujemy się na biegunie to gwiazdy na skutek obrotu Ziemi będą zmieniały swoją wysokość horyzontalną. Największą i najmniejszą wysokość horyzontalną będą miały na kole lokalnego południka.

38 Rysunek: Górna i dolna kulminacja na lokalnym południku

39 Rysunek: Możliwość obserwacji gwiazd w zależności od ich deklinacji i szerokości geograficznej obserwatora.