Starożytne modele Wszechświata Ziemi Fizyka i Chemia

Pełen tekst

(1)2013-12-15. Współczesny model Wszechświata. Fizyka i Chemia Ziemi Temat : Natura obserwacji astronomicznych. T.J. Jopek jopek@amu.edu.pl IOA UAM. 2013-12-15. T.J.Jopek, Fizyka i chemia Ziemi. 1. 2. Starożytne modele Wszechświata. Współczesny model Wszechświata. Najdawniejsze poglądy na budowę Wszechświata wywodziły się z mitów genezyjskich i wiązały się z ubóstwieniem ciał niebieskich. W starożytnych kulturach Egiptu i Mezopotamii koncepcje na temat konstrukcji świata, ukształtowane około XXX w. p.n.e., były w zasadzie rozłączne z osiągnięciami astronomicznymi.. http://copernicus.torun.pl/nauka/astronomia/3/ 3. 4. 1.

(2) 2013-12-15. Starożytne modele Wszechświata. Starożytne modele Wszechświata. Chiny. Model kosmologiczny Gài Tiān 蓋天. Sumerowie, Babilończycy, Egipcjanie, Chaldejczycy, Chińczycy, Hebrajczycy …. 5. 6. Dawne modele Wszechświata. Starożytne modele Wszechświata. Majowie Indie 7. Indianie Navajo 8. 2.

(3) 2013-12-15. Astronomia starożytna Kosmos sferyczny Arystotelesa 5 pierwiastków: -Ziemia 3500 PC – Europa Zachodnia. -Woda -Powietrze -Ogień -Eter Europa. Stonehenge. 9. 10. Nowożytne modele Wszechświata. Układ Planetarny wg. Ptolemeusza. Mikołaj Kopernik (1473- 1543). Okres obiegu 1 rok. Okres obiegu 1 rok. Kopia rękopisu dzieła Kopernika (Wersja uproszczona). 11. 12. 3.

(4) 2013-12-15. Modele Wszechświata. Metoda naukowa. Dlaczego współczesne modele są bliższe prawdy?. . Stawianie problemów - hipotez, które można weryfikować.. Czy jesteśmy bardziej inteligentni od astronomów starożytnych? Opanowaliśmy metodę naukową i rozwinęliśmy technikę.. 13. 14. Metoda naukowa . . Metoda naukowa. Stawianie problemów - hipotez, które można weryfikować.. . W naukach przyrodniczych, weryfikacja hipotezy pociąga jej konfrontację z doświadczeniem.. . . 15. Stawianie problemów - hipotez, które można weryfikować. W naukach przyrodniczych, weryfikacja hipotezy pociąga jej konfrontację z doświadczeniem. Hipoteza sprzeczna z doświadczeniem jest odrzucana.. 16. 4.

(5) 2013-12-15. Obserwacje astronomiczne w ciągu dnia. Modele Wszechświata Dlaczego współczesne modele są bliższe prawdy? Czy jesteśmy bardziej inteligentni od astronomów starożytnych? Opanowaliśmy metodę naukową i rozwinęliśmy technikę. Dlaczego współczesna nauka i technika powstały w Europie a nie w Egipcie, Babilonie, Chinach, Indiach, Ameryce ...?. 17. Obserwacje astronomiczne o zmierzchu … w dobrym miejscu w nocy. 5.

(6) 2013-12-15. Spadek meteorytu Peekskill H6. 1992, październik 9, 23:48 UT. 23. 6.

(7) 2013-12-15. Obserwabla. - to co może być obserwowane. Trzy rodzaje obserwabli:   . pyły, bryłki, bryły materii kosmicznej, cząstki elementarne, promieniowanie elektromagnetyczne.. 26. 100=1. 101=10. 102=100 103=1000. 104 = 10 000 27. 28. 7.

(8) 2013-12-15. Zjawisko meteoru. Bolidy 1-10 m średnicy Energia kinetyczna super bolidów  energii wybuchów jądrowych. 29. Fotograficzne obserwacje meteorów. Obserwacje meteorów techniką wideo. 32. 8.

(9) 2013-12-15. Sieć stacji obserwacyjnych meteorów Automatyczna Kamera Bolidowa (Ondrejov). Fot. P. Spurny. © Pracownia Komet i Meteorów 33. 34. 35. 36. Bazowe obserwacje meteorów.  r, r , tObs  e, a, , , i. 9.

(10) 2013-12-15. Obecność drobnej składowej –jest czymś typowym w świecie gwiazd.. Pył międzygwiazdowy w otoczeniu płaszczyzny Galaktyki. Zodiakalny pył w otoczeniu płaszczyzny ekliptyki. COBE/DIRBE - obraz nieba w podczerwieni 37. 38. 1/P Halley. Rozpad komet i planetoid 73P/Schwassmann 3. Gwiazdy i pył w Koronie Południowej. © WIYN, Inc., 3.5-m WIYN Telescope. C/1999 S4. Interstellar Dust-Bunnies of NGC 891 © Loke Kun Tan 39. 10.

(11) 2013-12-15. Powstawanie strumieni meteoroidowych. Kratery na powierzchni komety 81P/Tempel Głazy na powierzchni planetki 433 Eros. Kometa – brudna kula śniegowa. ES  EU. Bilans energii. ES  ERe radi  ESubli  EPr zewo 42. Fizyka wyrzutu materii kometarnej. Szybkości wyrzutu meteoroidów z powierzchni komet. Siły działające na meteoroid. Fm  Fp  Fgc  Fsp  Fgs .... Szybkość wyrzutu meteoroidu, (m/sek) 0.5. V(Rc ,Rm , r ) . F Rc  8kT  0.25 3 8   r  GRc  c r 2 nH  m0  4Rm  m 3. Szybkości orbitalne komet ~40 km/sek. 11.

(12) 2013-12-15. Powstanie strumienia meteoroidowego Ewolucja strumienia meteoroidowego Faza II. Strumień meteoroidów. Faza I. Rój meteoroidów. rm  rc ;. v m  vc. rm  rc ;. Vm  Vc. Szybkości orbitalne komet ~40 km/sek. Deszcz meteorów Leonidy 1966. 12.

(13) 2013-12-15. 51. Natura obserwacji astronomicznych Bryłki materii kosmicznej. Natura obserwabli astronomicznych. meteoroidy, mikrometeoroidy W astronomii, mamy trzy rodzaje obserwabli:   . bryłki materii kosmicznej, cząstki elementarne, promieniowanie elektromagnetyczne.. ALH 84001. 13.

(14) 2013-12-15. Słońce. Cząstki elementarne. Średnica [km]. Masa [kg]. Vucieczki [km/s]. Ok. obr. [doba]. Temp [K]. 1400 000. 2*1030. 617.5. 25-34. 5500. W przestrzeni około ziemskiej obserwowane są • •. jądra atomowe, cząstki elementarne: protony, elektrony, neutrina. Materią tą zajmuje się fizyka promieniowania X. Niełatwo jest wyznaczyć trajektorię tych cząstek. Wiemy, że jednym z ich źródeł jest Słońce.. Solar Dynamic Observatory od 2010.02.10 na orbicie. Aktywność Słońca. Jądro wodorowo helowe. (15 mln K). Skład chemiczny Słońca: • wodór ~70%, • hel ~27%. Strefa radiacyjna. Źródła energii promienistej Słońca Cykl p-p. Strefa konwekcyjna. p  p  D  e  . D  p3He   Wnętrze Słońca – schemat.. 3. He3He4He  p  p. Plamy na powierzchni Słońca. Protuberancje – gigantyczne wyrzuty materii słonecznej. 14.

(15) 2013-12-15. Wiatr słoneczny - jądra atomowe, cząstki elementarne: protony, elektrony, neutrina. Zorza polarna. Kwiecień, 2000. Golęczewo k. Poznania. SDO – wpływ „wiatru” słonecznego na magnetosferę Ziemi. © Wojciech Bryś. 15.

(16) 2013-12-15. Obserwacja neutrin. Neutrina słoneczne – detektor Super-Kamiokande Neutrina słoneczne. Widok Słońca w neutrinach. Pole widzenia 90x90 stopni Rezultat 500 dni obserwacji Cykl p-p. p  p  D  e  . Super Kamiokande Mozumi Mine, Japan Zbiornik 50,000 ton wody. D  p3He   3. He3He4He  p  p. Sonda Genesis, cel - pobranie próbek z wiatru Słonecznego i dostarczenie ich na Ziemię. (2001-2004). 16.

(17) 2013-12-15. Misja Genesis Misja Genesis. Natura obserwacji astronomicznych Jądra atomowe, cząstki elementarne: elektrony, protony, jądra atomowe, neutrina .... Natura obserwacji astronomicznych W astronomii, mamy trzy rodzaje obserwabli:   . cząsteczki, bryłki materii kosmicznej, cząsteczki elementarne, promieniowanie elektromagnetyczne.. Współczesny obraz Wszechświata, współczesna kosmologia głównie opiera się na obserwacjach promieniowania elektromagnetycznego docierającego z kosmosu w okolice Ziemi.. 17.

(18) 2013-12-15. Promieniowanie E-M Promieniowanie EM x. Ciąg przemieszczających się zaburzeń elektrycznych i magnetycznych. Natura falowo korpuskularna Dla fali płaskiej mamy:.     x  E  E0 cos 2  t       c   Promieniowanie E-M można wykryć w wyniku jego oddziaływania z materiałami na jakie napotyka na swej drodze. Energia promieniowania transformowana jest w inną postać dogodną do ilościowego określenia.. Promieniowanie E-M.     x  H  H 0 cos 2  t       c  .   H 0  E0  E 0  ix ,   H 0  ix ,    EH ix    ; wektor Poyntinga EH. Właściwości propagacyjne ośrodka charakteryzowane są stosunkiem:. •. •. fala E-M rozprzestrzenia się z szybkością v charakterystyczną dla danego ośrodka długość fali λ jest zależna od ośrodka, przez który fala E-M przechodzi.  •. •. v . dla próżni, analogiczny związek ma postać. szybkość propagacji fali E-M w próżni wynosi c i jest fundamentalną stałą fizyczną. . c 0. c  n   v n - współczynnik załamania ośrodka, ε - przenikalność dielektryczna ośrodka, μ - przenikalność magnetyczna ośrodka.. Własności kwantowe promieniowania reprezentuje formuła:. E  m  c2  h   h - stała Plancka m – masa fotonu. 18.

(19) 2013-12-15. Pasma, zakresy fal elektromagnetycznych Fotonom można przypisać odpowiadającą im temperaturę:. T. h  k. [K]. gdzie k - stała Boltzmana.. Okna atmosferyczne. Pasmo. Długość fali. Częstość (Hz). Energia (J) >2 ·10-15. Tempera. (K). Gamma. < 0.1 nm. >3 ·1018. Rentgenowskie Ultrafioletowe. 0.001-100 nm 10-300 nm. 3·1020 - 3· 1015 2 ·10-13 - 2 ·10-18 1010 – 105 3 ·1016 - 1015 2·10-17 - 7·10-19 106 -5 ·104. Optyczne. 300 nm-1μ m. 1015 - 3 ·1014. Podczerwone. 1 μm-1 mm. 3·1014 - 3·1011 2·10-19 - 2·10-22. 104 – 10. Mikrofalowe. 1 mm-3 cm. 3·1011 - 1010. 2·10-22 - 7·10-24. 10 - 0.5. Radiowe. 1 mm-30 m. 3·1011 - 107. 2·10-22 - 7·10-27. 10 - 5·10-4. 7·10-19 - 2·10-19. >108. 5·104 – 104. Natura obserwacji astronomicznych W astronomii, mamy trzy rodzaje obserwabli:   . 300nm - 1 m 1m. - okno wizualne - okno radiowe.. 10 m. - w wysokich górach możemy rejestrować promieniowanie podczerwone. cząsteczki, bryłki materii kosmicznej, cząsteczki elementarne, promieniowanie elektromagnetyczne.. Współczesny obraz Wszechświata, współczesna kosmologia, głównie opiera się na obserwacjach promieniowania E-M.. 19.

(20) 2013-12-15. Promieniowanie E-M. obserwacja kierunku propagacji światła. astrometria, astronomia pozycyjna. Obserwacja promieniowania E-M •. kierunek propagacji, położenie obiektu:. •. energia, jasność obiektu,. •. polaryzacja.. Obserwatorium Jna Heweliusza Tycho Brahe. Tycho Brahe. Astrometria klasyczna Koło południkowe. „Nowe” instrumenty . Kwadrant z r. 1570 I sekstans z 1580.. Obserwatorium w Besanson. Tycho dokonał pomiarów położeń ok. 1000 gwiazd. Stanowiły one katalog (układ odniesienia) wykorzystywany do obserwacji planet. Obserwatorium berlińskie. 20.

(21) 2013-12-15. Astrometria fotoelektryczna. Astrometria fotoelektryczna Koło południkowe Carlsberga w La Palma. Pomysł Strömgrena doprowadza do pełnej automatyzacji koła południkowego Carlsberga W 1925 roku Bengt Strömgren rejestruje przejścia gwiazd fotoelektrycznie.. Astrometria Księżyca. Interferometry radiowe. Laserowy dalmierz księżycowy. 21.

(22) 2013-12-15. Interferometry optyczne Astrometria satelitarna GAIA (2013?-2017). . .  . kompilacja katalogu gwiazd do 20m , ok.. miliarda gwiazd precyzja położeń, paralaks, ruchów własnych - 20 µas dla gwiazd 15m , - 200 µas dla gwiazd 20m spektroskopia, prędkości radialne, planetki NEA.. Promieniowanie E-M Obserwacja energii – astrofizyka, fotometria, spektroskopia. Pryzmat szklany. Widmo absorbcyjne. λ1. λ2. 2013-12-15. T.J.Jopek, Fizyka i chemia Ziemi. 94. 22.

(23) 2013-12-15. Rodzaje widma promieniowania E-M Gęsta i gorąca materia. Siatka dyfrakcyjna. Widmo ciągłe. Gorący gaz. Widmo emisyjne. Chłodny gaz. Widmo absorbcyjne. λ1. λ2. Położenia linii odpowiadają różnym długością fal promieniowania 2013-12-15. Interferometr Keck’a, Mauna Kea Hawaje. T.J.Jopek, Fizyka i chemia Ziemi. 95. Obserwacja promieniowania E-M. 23.

(24) 2013-12-15. Natura obserwacji astronomicznych Obserwacje promieniowania E-M zawsze dokonywane są za pomocą zestawu urządzeń będących układem typowego przetwornika.. Natura obserwacji astronomicznych Modyfikacja, zniekształcenie sygnału wymagają:. a) •. Kolektor promieniowania. Detektor. •. kalibracji narzędzia obserwacyjnego, opracowania wyników obserwacji. W tym celu: b) Przetwornik. Każdy przetwornik oddziałuje z odbieranym sygnałem, wskutek czego część energii sygnału zostaje stracona, sygnał ulega modyfikacji, zniekształceniu. Obserwator wyznacza poprawki do rejestrowanego sygnału, czyli określa wszystkie istotne błędy systematyczne.. Zniekształcenia sygnału o charakterze losowym opracowuje za pomocą statystyki matematycznej.. Atmosferyczna refrakcja. Wybór „dobrego” układu odniesienia. Ziemia. Położenie geocentryczne. Położenie topocentryczne. 24.

(25) 2013-12-15. Atmosferyczne scyntylacje i seeing. Precyzyjne pomiary cechuje rozrzut wyników. (Chwilowa ekstynkcja i refrakcja). Problem. Ile wynosi kątowa odległość gwiazd G1 i G2 G2. l. G1. l1  15.12 l 2  15.14. Problem. Ile wynosi kątowa odległość gwiazd G1 i G2. l1  15.12 l 2  15.14. Problem! W jaki sposób usunąć niejednoznaczność wyników obserwacji?. l1  15.12. ??. l 2  15.14. Problem! W jaki sposób usunąć niejednoznaczność wyników obserwacji?. A gdyby w ten sposób. Tak nie wolno! Fuj!!. Ale pod warunkiem!!!. ^. l1  15.12. l1  15.12. l 2  15.14. l 2  15.14. l 1  l1   1 ^. l 2  l2  2. ^. ^. l1  l 2. 25.

(26) 2013-12-15. Problem! W jaki sposób usunąć niejednoznaczność wyników obserwacji? Ale pod warunkiem!!!. l1  15.12. ^. Problem! W jaki sposób usunąć niejednoznaczność wyników obserwacji? Na przykład tak: Ale pod warunkiem!!!. ^. l1  l 2. l 2  15.14. ^. ^. l1  l 2. ^. l 1  15.12  0.00  15.12 ^. l 2  15.14  0.02  15.12 A gdyby w ten sposób:. Na przykład tak:. ^. A gdyby w ten sposób:. l 1  l1   1. l 1  15.12  0.00  15.12. l 1  l1   1. ^. ^. ^. l 2  l2  2. l 2  15.14  0.02  15.12. Problem! W jaki sposób usunąć niejednoznaczność wyników obserwacji? Na przykład tak: Ale pod warunkiem!!! ^. l 2  l2  2. ^. l 1  15.12  0.00  15.12. ^. l1  l 2. ^. A gdyby w ten sposób:. ^. l 1  l1   1 ^. l 2  l2  2. ^. l 2  15.14  0.01  15.13. ^. l 1  15.12  0.00  15.12 ^. l 2  15.14  0.02  15.12 A gdyby w ten sposób:. ^. l 1  15.12  0.01  15.13. Problem! W jaki sposób usunąć niejednoznaczność wyników obserwacji? Na przykład tak: Ale pod warunkiem!!!. ^. ^. l1  l 2. A gdyby w ten sposób:. ^. ^. l 2  15.14  0.02  15.12 A gdyby w ten sposób:. A gdyby w ten sposób?!?:. ^. ^. l 1  l1   1. ^. l 2  l2  2. l 1  15.12  0.015  15.135 l 2  15.14  0.005  15.135. ^. ^. l 1  15.12  15.12  0.0 ^. l 2  15.14  15.14  0.0. 26.

(27) 2013-12-15. Problem! W jaki sposób usunąć niejednoznaczność wyników obserwacji?. Precyzyjne pomiary cechuje rozrzut wyników Problem. Ile wynosi kątowa odległość gwiazd G1 i G2. G2. ^. l1  15.12. l 1  l1   1. l 2  15.14. l 2  l2  2. ^. l Przy warunku: ^. ^. l1  l 2. G1. l= 0. Oraz przy warunku najmniejszych kwadratów:. . Bzdura!!!!!. . 2 i. i. Problem! W jaki sposób usunąć niejednoznaczność wyników obserwacji? ^. ^. l1  l 2. l2. A. yx. 15.14. Problem! W jaki sposób usunąć niejednoznaczność wyników obserwacji? ^. A 2. 15.14. A1. 15.12. 15.13. . . l1.  2  2.5 104. l 1  15.12  0.015  15.135. 1. ^. 2 2 4  i2  1 410 2  min. i. 1  4 104. A2 ^. ^. l 2  15.14  0.02  15.12. ^. l1  l 2. l2. ^. l 1  15.12  0.00  15.12 1.   12  22  min. 1. l 2  15.14  0.005  15.135. A1. 15.12. 15.13. l1. 27.

(28) 2013-12-15. Problem! W jaki sposób usunąć niejednoznaczność wyników obserwacji? ^. ^. l1  l 2. l2. A 2. 15.14. 3 15.13. 1  4 104. A2.  2  2.5 104. A3. 1. Problem! W jaki sposób usunąć niejednoznaczność wyników obserwacji? Czy rezultaty czyniące zadość warunkowi najmniejszych kwadratów są najlepsze? Cza rezultaty te są najbliższe prawdziwej odległości kątowej między gwiazdami gwiazd G1 i G2 ?. 3  2 104. ^. G2. l 1  15.12  0.01  15.13. A1. l. ^. ^l 2  15^.14  0.01  15.13 1 2. l  l  15.13. Who knows? 15.12. 15.13. Problem! W jaki sposób usunąć niejednoznaczność wyników obserwacji?. l1  15.12 l 2  15.14. G1. l1. Natura obserwacji astronomicznych Bryłki materii. ??. Metoda najmniejszych kwadratów daje:. ^. l  15.13. Średnia arytmetyczna daje: ^. l. 15.12  15.14 30.26   15.13 2 2. 28.

(29) 2013-12-15. Natura obserwacji astronomicznych. Natura obserwacji astronomicznych Promieniowanie E-M. Jądra atomowe, cząstki elementarne: Współczesna kosmologia, głównie opiera się na obserwacjach promieniowania E-M.. elektrony, protony, jądra atomowe, neutrina .... Natura obserwacji astronomicznych Obserwacje promieniowania E-M zawsze dokonywane są za pomocą zestawu urządzeń będących układem typowego przetwornika. a) Kolektor promieniowania. Detektor. Fizyka i Chemia Ziemi Temat : Natura obserwacji astronomicznych. b) Przetwornik. Każdy przetwornik oddziałuje z odbieranym sygnałem, wskutek czego część energii sygnału zostaje stracona, sygnał ulega modyfikacji, zniekształceniu. T.J. Jopek jopek@amu.edu.pl IOA UAM. 2013-12-15. T.J.Jopek, Fizyka i chemia Ziemi. 122. 29.

(30)