1100-3006 Astrofizyka 2015/2016 Łukasz Wyrzykowski Obserwatorium Astronomiczne UW Strona www wykładu: http://www.astrouw.edu.pl/~wyrzykow/lectures/astro-fizyka-2016/
Zasady zaliczenia: Pozytywny wynik na egzaminie pisemnym (pytania opisowe) Pytania, które mogą się pojawić na egzaminie będą pokazywane przed każdym wykładem. Pisemny egzamin można powtarzać w sesji poprawkowej
Zalecane podręczniki F.H. Shu The Physical Universe 1982/ Galaktyki gwiazdy życie (Prószyński 2003) Paweł Artymowicz,,Astrofizyka układów planetarnych'', PWN 1995 Marcin Kubiak,,Gwiazdy i materia międzygwiazdowa'', PWN 1994 Michał Jaroszyński,,Galaktyki i Wszechświat'', PWN 1993 S. Weinberg,,Pierwsze 3 minuty'', Prószyński
Przedmiot astrofizyki: Interpretacja zjawisk astronomicznych / modelowanie obiektów astronomicznych przy pomocy praw fizyki Współzależność: możliwość testowania teorii fizycznych w ekstremalnych warunkach (gęstość, temperatura, ciśnienie, energie cząstek) Odmienność: w zasadzie brak możliwości przeprowadzenia planowanego eksperymentu.
Źródła danych: Promieniowanie elektromagnetyczne Promienie kosmiczne Meteoryty, pył kosmiczny Neutrina Fale grawitacyjne
Fotony: wpływ atmosfery
Fotony: wpływ atmosfery Ten rysunek pokazuje również nieprzezroczystość jonosfery dla radiowych fal krótkich, średnich i długich.
Fotony: obserwatorium na Mauna Kea
Fotony: schemat teleskopu Kecka
Fotony: zdolność rozdzielcza teleskopu
Fotony: praktyczna zdolność rozdzielcza teleskopu Ruch powietrza w atmosferze (konwekcja) powoduje zmiany gęstości gazu i współczynnika załamania na linii widzenia ==> porusza i deformuje obrazy, wypadkowy wynik to,,rozmycie'' Wpływ atmosfery powoduje, ze tylko w,,najlepszych miejscach'' na Ziemi można zarejestrować szczegóły ~0.3'' Teleskopy kosmiczne mają teoretyczną zdolność rozdzielczą (HST 2.5m, 0.06'')
Rozmycie obrazów gwiazd przez atmosferę http://www.faculty.virginia.edu/astr5110/lectures/atmos1/turbulence.html
Obserwatorium (1825)
Obserwatorium (1973) Stacja w Ostrowiku (~30 km w kierunku Lublina) Z okazji 500 urodzin Kopernika. 0,6 m teleskop, CCD 512x512 pix Atmosfera --> rozdzielczość typowo 2''
Obserwatorium (1996) Stacja OAUW w Las Campanas powstała dla realizacji programu badawczego OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment) kierowanego przez Andrzeja Udalskiego
Obserwatorium (1996) Teleskop Warszawski 1,3 m w Las Campanas Typowa rozdzielczość 1'' (najlepsza noc to około 0,5'')
Teleskopy: postęp technologiczny Rozwój mikroelektroniki ma decydujący wpływ na możliwości detekcji obrazów Powierzchnia lustra nie jest najważniejsza ==> nieduże, dobrze wyekwipowane teleskopy mogą konkurować w wykrywaniu stosunkowo jasnych obiektów
(Obserwatorium 2010) PanSTARSS: 64x64 x 600x600 pix = 1.37 Gpix największy układ detektorów 1,8 m lustro, pole: 3 st.kw. (Plan: 4 lustra o wspólnym montażu) http://pan-starrs.ifa.hawaii.edu OGLE IV: 32 x 2048 4096 pix = 0,25 Gpix Nowa kamera CCD Teleskopu Warszawskiego działająca od wiosny 2010 r. Pole widzenia: 1,5 st.kw. http://ogle.astrouw.edu.pl/
Tego nie widać wprost!!! to wymaga przetworzenia sygnału interferometru. [Ragland I in. (2011) arxiv:1111.1813]
Meteoryty Pył kosmiczny - cząstki ( ziarenka ) do 0,1 mm. Na Ziemię spada ich kilkadziesiąt ton dziennie (w sumie warstwa kilku cm po 4,5 mld lat)
Promienie kosmiczne: detekcja Wzbudzenia atomów azotu - UV Rejestracja cząstek wtórnych w wodzie (efekt Czerenkowa)
Promienie kosmiczne: Obserwatorium Pierre Auger
Promienie kosmiczne: Obserwatorium Pierre Auger Widmo promieni kosmicznych [Auger Collaboration (2010) arxiv:1002.1975]
Neutrina: detektor Superkamiokande
Fale grawitacyjne: układ interferometrów LIGO
Fale grawitacyjne: schemat interferometru LIGO
Fale grawitacyjne: pierwsza detekcja! Sygnał zarejestrowano 14 września 2015 roku, odkrycie ogłoszono 11 lutego 2016
Fale grawitacyjne: pierwsza detekcja! Złączenie dwóch czarnych dziur o masach ~30 mas Słońca każda, w odległości ~400 Mpc (1,3 mln lat świetlnych)
Podstawowe zjawiska astronomiczne Dzień, noc, wschód, zachód, fazy Księżyca, pory roku, zaćmienia Słońca i Księżyca
Ziemia jest kulista Siene Eratostenes (300-220 pne) określił przybliżone rozmiary Ziemi. (Uparci sceptycy mogli twierdzić, że zmierzył wysokość Słońca ponad płaską Ziemią)
Ziemia jest kulista Dowód bezpośredni z epoki podróży kosmicznych Inne: -zależność rozmiarów horyzontu od wysokości punktu obserwacji -wyprawa Magellana, a wcześniej żeglarzy chińskich (?) -precyzyjne pomiary powierzchni Ziemi metodami geodezji (triangulacja)
Ruch obrotowy Ziemi Zdjęcie o długiej ekspozycji (ok. 1h) pokazuje że gwiazdy zatoczyły w tym czasie łuki wokół Gwiazdy Polarnej. W rzeczywistości to aparat fotograficzny umieszczony nieruchomo na Ziemi obrócił się wraz z nią o ok. 15 stopni
Ruch obrotowy Ziemi Ziemia obraca się z zachodu na wschód. Obserwatorowi na Ziemi wydaje się, że to gwiazdy, Słońce i Księżyc obiegają planetę w kierunku ze wschodu na zachód. W związku z obrotem Ziemi wokół osi, ciała niebieskie zakreślają łuki równoległe do płaszczyzny równika. Ich długość ponad horyzontem może być różna.
Refrakcja Refrakcja jest nieistotna dla obiektów wysoko ponad horyzontem Blisko horyzontu efekt jest rzędu 35' Pozwala to widzieć (np) Słońce ~15' ponad horyzontem, gdy jest ~20' pod W naszej szerokości, w czerwcu Słońce wschodzi ~7 minut wcześniej niż miałoby to miejsce w przypadku braku atmosfery Silna zależność kąta refrakcji od kierunku blisko horyzontu deformuje kształty wschodzących I zachodzących obiektów (Słońce ~elipsa 5:6) Obserwator w kosmosie widzi jeszcze większy efekt (kiedy patrzy w kierunku ~stycznym do kuli ziemskiej)
Czas słoneczny (prawdziwy) Czas prawdziwy słoneczny Obrót Ziemi powoduje zmianę położenia cienia: zegar słoneczny. Odchyłki względem zegarów mechanicznych (+16 do -14 minut) przyczyna: nachylenie orbity eliptyczność orbity» zmiany prędkości obrotowej Ziemi Dla uproszczenia wprowadzono czas średni słoneczny
Czas lokalny i uniwersalny Słońce przechodzi później przez południk obserwatora znajdującego się bardziej na zachód. Na każdym południku obowiązuje inny czas lokalny. Pomijając subtelności czas uniwersalny, to czas średni południka zerowego (Greenwich). Dobry zegarek wskazujący czas uniwersalny pozwala wyznaczać długość geograficzną.
Zegary Harrisona Potrzeby nawigacji doprowadziły do skonstruowania niezbyt poręcznych zegarów H1 (1730) i H2 odpornych na kołysanie statku W roku 1753 Harrison zbudował swój zegar H4, który mieścił się w kieszeni. Podczas 2 miesięcznej podróży morskiej zegar spóźnił się zaledwie 5 s, co pozwalało określać położenie z błędem mniejszym od 1 mili. Otrzymał za to 20000 funtów nagrody.
Czas strefowy, czas praktyczny Czas południków strefowych (0, 15,...) południk strefowy jest w środku strefy Czas uniwersalny UT = GMT Czas środkowoeuropejski CSE = UT+1 Polska (Zgorzelec) Czas wschodnioeuropejski UT+2
Roczny ruch Ziemi Ekliptyka wrzesień 06.VII (aphelium) 04.I (peryhelium) czerwiec grudzień marzec
Pory roku Mapka obok pokazuje zależność nasłonecznienia od pory roku i szerokości geograficznej. Całkowita ilość ciepła słonecznego dostarczonego obszarowi o jednostkowej powierzchni w ciągu doby może się silnie wahać zależnie od pory roku. Np w Warszawie jest siedmiokrotnie wyższa 21.VI niż 21.XII.
Roczny ruch Ziemi - długość dnia lato B1 równik E zima N S W B2
Fazy Księżyca
Synchronizacja rotacji Księżyca Hamowanie przypływowe Ziemia Księżyc
Libracja księżycowa Kołysanie Księżyca małe wahania osi obrotu Księżyca, mimo synchronizacji z okresem obiegu wokół Ziemi.
Zaćmienie Słońca Słońce Księżyc cień Ziemia półcień
Całkowite zaćmienie Słońca czas trwania - max. 7 min 40 s prędkość cienia na równiku ~ 2000 km/h średnica cienia na Ziemi - max 269 km.
Całkowite zaćmienie Słońca atmosfera Słońca chromosfera, protuberancje korona słoneczna 1999
Całkowite zaćmienie Słońca korona słoneczna maksimum - minimum aktywności 1991
Zaćmienie częściowe czas trwania ~ 3.5 godziny
Zaćmienie obrączkowe Księżyc w apogeum średnica kątowa Księżyca o 1'.4 mniejsza od Słońca wierzchołek stożka cienia 4000 km ponad Ziemią
Warunek zaćmienia Słońca orbita Księżyca (rzut) 5o9' ekliptyka
Brak za mienia orbita Księżyca odległość od węzła 5ο 9' ekliptyka
Najbliższe zaćmienia Słońca
Zaćmienie Księżyca
Zaćmienie Księżyca Słońce Ziemia Księżyc cie pó cie wiat o ugi te
Zaćmienie Księżyca 16 maja 2003
Kolejne stadia zaćmienia (od lewej do prawej). Księżyc wchodzi w cień Ziemi. Ostatnie zdjęcie ma dużo dłuższą ekspozycję i pokazuje Księżyc w czasie całkowitego zaćmienia, oświetlony przez światło słoneczne załamujące się w ziemskiej atmosferze.
Okresowości Miesiąc smoczy: średni czas powrotu Księżyca do tego samego węzła orbity ~27.21 d Miesiąc synodyczny; średni czas powrotu Księżyca do tej samej fazy ~29.53 d Najmniejsza wspólna wielokrotność tych okresów to saros ok. 18 lat i 10 dni. Po tym okresie następstwo zaćmień w przybliżeniu się powtarza (w przybliżeniu, bo to nie jest dokładnie NWW )
Częstość zaćmień W ciągu roku: 2-5 zaćmień Słońca gdzieś na Ziemi Co najwyżej 3 całkowite Najbliższe całkowite: 9 marca 2016 (za tydzień!) W danym miejscu: średnio co 370 lat W Polsce: częściowe ostatnie: 20.III.2015; obrączkowe 2075; całkowite 2135 W ciągu roku 0-3 zaćmień Księżyca widocznych (co najmniej w części) z ponad połowy kuli ziemskiej Najbliższe całkowite zaćmienie Księżyca: 23 marca 2016 http://eclipse.gsfc.nasa.gov
Tęcza
Schemat biegu światła przez sferyczną kroplę z jednokrotnym wewnętrznym odbiciem. Wykres pokazuje przypadek dla dwóch długości fali o różnych odpowiadających im współczynnikach załamania. Mechanizm nie działa na zewnątrz gamma_max: tam,,niebo jest ciemniejsze''
Zorza polarna
Zorza polarna J. Curtis
Zorza polarna Pasy Van Allena wiatr słoneczny elektrony i jony pułapka magnetyczna by Steele Hill NASA-Polar
Światło zodiakalne Światło Słońca rozproszone przez pył leżący wzdłuż płaszczyzny Układu Słonecznego pozostałość po pierwotnym dysku proto-planetarnym.