Metody badania kosmosu

Transkrypt

1 Metody badania kosmosu Zakres widzialny Fale radiowe i mikrofale Promieniowanie wysokoenergetyczne Detektory cząstek Pomiar sił grawitacyjnych

2 Obserwacje prehistoryczne Obserwatorium słoneczne w Goseck p.n.e. Obserwacja Słońca, Księżyca i gwiazd: - kalendarz: pory roku, pływy morskie - nawigacja - cele religijne Stonehenge p.n.e. Kalendarz Majów rok zero około 3000 p.n.e.

3 Astronomia w starożytności Starożytny Egipt: podział roku na 12 miesięcy i 365 dni, nawigacja na podstawie gwiazd. Starożytna Mezopotamia: układ współrzędnych, stopień jako miara kątowa, system sześćdziesiętny (minuty i sekundy), modele matematyczne ruchu planet i gwiazd. Starożytna Grecja: przyrządy astronomiczne astrolabium. Mechanizm z Antykithiry pierwszy zegar astronomiczny (około II w. p.n.e)

4 Światło widzialne: teleskopy Kopernik wykorzystywał kwadrant i astrolabium pierścieniowe. Tychon de Brache do wyznaczania paralaksy gwiazd użył sekstansu. 1609: Galileusz zastosował teleskop w obserwacjach nieba. Obserwacje potwierdziły model heliocentryczny Kopernika. Odkrycie księżyców Jowisza, gwiazd w drodze mlecznej, dokładny pomiar paralaksy gwiazd.

5 Teleskopy refrakcyjny Teleskop Galileusza daje obraz prosty. Teleskop Keplera daje obraz odwrócony do obserwacji wymaga dodatkowego układu optycznego (np. pryzmatu). Teleskopy refrakcyjne mają wielkość soczewki ograniczoną do 100 cm ciężkie soczewki są drogie, trudne do wykonania i ulegają odkształceniom mechanicznym.

6 Soczewki przykłady aberracji Aberracja chromatyczna związana z dyspersją Aberracja sferyczna związana z grubością soczewki

7 Teleskop odbiciowy

8 Dyfrakcyjna granica rozdzielczości Kryterium Rayleigha λ długość fali światła D- apertura otworu kołowego

9 Absorpcja w atmosferze

10 Częstotliwości radiowe Teleskopy radiowe są silnie kierunkowe. Pomiary promieniowania o długości rzędu metrów wymagają anten o rozmiarach około 100m. Arecibo, Puerto Rico 300 m Zwiększenie rozdzielczości można osiągnąć metodami interferometrycznymi rozdzielczość kątowa układu teleskopów jest większa niż pojedynczego urządzenia. VLA Very Large Array, Nowy Meksyk, USA

11 Częstotliwości radiowe VLA 0.2 sekundy kątowej VLBA 1 milisekunda kątowa Metody interferometryczne wymagają możliwości określenia fazy sygnału. Synchronizacja teleskopów poprzez zegary atomowe. Obserwacja pulsarów, kwazarów i galaktyk radiowych

12 Promieniowanie rentgenowskie Warunek Bragga nλ=2dsinθ Zmiana biegu wiązki promieniowania : - Odbicie na zwierciadłach parabolicznych i hyperbolicznych - Dyfrakcja - Interferencja Swift

13 Promieniowanie rentgenowskie

14 Promieniowanie podczerwone Zakres długości µm. Większość teleskopów optycznych po wyposażeniu w odpowiedni detektor może rejestrować obrazy w podczerwieni. Połączenie kilku teleskopów pozwala zwiększyć rozdzielczość poprzez metody interferometryczne.

15 Teleskop Hubble a

16 Spektroskopia Wzbudzone atomy emitują linie widmowe o charakterystycznej długości. Linie w widmie promieniowania odległych obiektów są przesunięte w stosunku do obserwowanych na Ziemi. Zwykle występuje przesunięcie ku czerwieni (większe długości fali) Z = λ λ λ 0 0 ν 0 ν = ν

17 Przypomnienie: Efekt Dopplera Nieruchomy obserwator Źródło się zbliża: Nieruchome źródło Przypadek ogólny: Znak + oznacza zbliżanie się wzajemne obserwatora i źródła

18 Spektroskopia Na podstawie przesunięcia ku czerwieni Z możemy obliczyć prędkość oddalania się źródła: ν = ν β β β = v c ( Z + 1) ( Z + 1) 2 v = 2 1 c + 1 Im dalej są obiekty, tym większe przesunięcie Wszechświat się rozszerza! Inne przyczyny zmian długości: światło traci energię w polu grawitacyjnym.

19 Promieniowanie termiczne: przypomnienie Widmo energetyczne latarki Widmo słońca

20 Spektroskopia: promieniowanie tła Promieniowanie cieplne Wszechświata: ± K

21 Spektroskopia: promieniowanie tła Dla wieku Wszechświata około lat (dla temperatury 3000K) nastąpiło rozdzielenie promieniowania i materii na skutek formowania się obojętnych elektrycznie atomów. Drobne fluktuacje promieniowania tła odpowiadają powstaniu skupisk materii galaktyk i ciemnej materii.