http://www.astrouw.edu.pl/ kiraga/elem.html http://eclipse.gsfc.nasa.gov/eclipse.html
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
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).
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)
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).
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
Rysunek: Budynki teleskopu Uniwersytetu Warszawskiego w Las Campanas
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
Obserwacje w zakresie mikrofalowym James Clerk Maxwell Telescope - Hawaje (śr 15 m., zakres 0.45-0.85 mm) i Submilimeter Array (SMA) ALMA - Llano de Chajnator wys 5000 m. - 54 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.
ALMA Rysunek: Pierwsze anteny obserwatorium ALMA
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
Spitzer Rysunek: Przygotowania do startu teleskopu Spitzer
HST Rysunek: Teleskop Hubble a z promu kosmicznego
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.
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
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.
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
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
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.
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 1.01.1801. 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).
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
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, 1995 - odkrycie pierwszych planet poza Układem Słonecznym (wokół pulsara i wokół gwiazdy podobnej do Słońca)
Astronomia pozagalaktyczna i kosmologia 1924 - potwierdzenie, że mgławice pozagalaktyczne to inne galaktyki. 1928 - 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. 1963 - 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. 1998 - obserwacyjne przesłanki na narastania tempa ekspansji Wszechświata - prawdopodobne istnienie ciemnej energii.
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?)
Rysunek: Ziemia z widziana z misji Apollo
Podróż dookoła Ziemi 1518-1521 - Ziemia jest kulą Obniżenie widnokręgu Rysunek: Obniżenie widnokręgu dla obserwatora znajdującego się nad
Największa z planet skalnych w Układzie Słonecznym Masa : 5.97 10 24 kg Promień równ.: 6378 km; spłaszczenie: 1/298.257 Okres rotacji: 23 h 56 m 4 s nachylenie równika do płaszczyzny orbity: 23 o 26 okres orbitalny 365.2623 d. średnia odległość od Słońca 149.6 mln km.
Cechy szczególne Obecność atmosfery - 78.09% 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. 5 10 18 kg (ok. 10 6 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)
Atmosfera Ziemi
Budowa wewnętrzna Ziemi 0-40 skorupa 0.4% masy 40-400 płaszcz górny 10.3% masy 400-650 obszar przejściowy 7.5% masy 650-2700 płaszcz dolny 49.2% masy 2700-2890 warstwa D 3.0 % masy 2890-5150 zewnętrzne jądro 30.8% masy 5150-6378 wewnętrzne jądro 1.7% masy
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
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
Rotacja Ziemi Ziemia obraca się wokół osi raz na 23h 56m 4s, co daje wartość prędkości kątowej ω = 2π/P = 7.29 10 5 1/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 0.034 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
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.
Obrót Ziemi powoduje odkształcenie od kształtu kulistego. Kolejne przybliżenie kształtu Ziemi to elipsoida obrotowa a - promień równikowy, b - promień biegunowy a = 6378.137km b = 6356.752km s = (a-b)/a = 0.00335, 1/s = 298.253 W rezultacie odległości liczone w przybliżeniu kulistego kształtu Ziemi nie są dokładne. całkowita długość południka: 20004 km obwód równika: 40075 km Przykład 1: długość południka pomiędzy ϕ 90 o a 89 o wynosi 111.694 km, a pomiędzy 1 o a 0 o wynosi 110.574 km. Przykład 2: odległości pomiędzy Warszawą(ϕ = 52 o λ = 21 o ) a Nowym Jorkiem(ϕ = 40 o 30 λ = 73 o 57 ) 6899.1 km (elipsoida) 6886.8 km (kula) Przykład 3: Odległość pomiędzy Warszawą a Sydney (ϕ = 33 o 52 λ = 151 o 12 ) 15590.6km (elipsoida), 15617.1km (kula)
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 = 9.7805 + 0.0517sin 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.
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 )
Geoida - bryła, której powierzchnia w każdym miejscu jest prostopadła do pionu wyznaczonego przez siłę ciężkości. Undulacja: odległość pomiędzy powierzchnią geoidy, a powierzchnią elipsoidy
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 = 100.6 o i ϕ = 66.5 o, λ = 140.3 o 2001: ϕ = 81.3 o, λ = 110.8 o i ϕ = 63.5 o, λ = 138.0 o Prędkość przemieszczania się pozycji biegunów magnetycznych po powierzchni Ziemi wynosi obecnie kilkadziesiąt km/rok.
Rysunek: Źródłem pola magnetycznego jest turbulencja w płynnym jądrze Ziemi.
Rysunek: Zmiany położenia południowego bieguna magnetycznego.
Rysunek: Magnetosfera Ziemi zdeformowana przez wiatr słoneczny.
Rysunek: Schematyczny rysunek pasów radiacyjnych van Allena.
Rysunek: Zorza polarna. Swiecenie wywołane jest rekombinacją atomów i cząsteczek na wysokości ok. 100 km.