Starożytne modele Wszechświata Ziemi Fizyka i Chemia

(1)

Fizyka i Chemia Ziemi

T.J. Jopek jopek@amu.edu.pl Obserwatorium Astronomiczne UAM

Temat : Natura obserwacji astronomicznych

2015-11-18 T.J.Jopek, Fizyka i chemia Ziemi 1 2

Współczesny model Wszechświata (symulacja komputerowa)

Współczesny model Wszechświata

3

Starożytne modele Wszechświata

4

Najdawniejsze poglądy na budowę Wszechświata wywodziły się z mitów genezyjskich i wiązały się

z ubóstwieniem ciał niebieskich.

Czy te modele tworzyli astronomowie?

(2)

Starożytne modele Wszechświata

Indie

5

Chiny. Model kosmologiczny Gài Tiān 蓋天

6

Starożytne modele Wszechświata

Dawne modele Wszechświata

Majowie

Indianie Navajo (Navaho)

7

Starożytne modele Wszechświata

Sumerowie, Babilończycy, Egipcjanie, Chaldejczycy, Chińczycy, Hebrajczycy ….

8

(3)

Kosmos sferyczny Arystotelesa

10

5 pierwiastków:

-Ziemia -Woda -Powietrze -Ogień -Eter

(384–322 PC)

Nowożytne modele Wszechświata

Mikołaj Kopernik (1473- 1543)

Kopia rękopisu dzieła Kopernika

11

Modele Wszechświata

Dlaczego współczesne modele są bliższe prawdy?

Czy jesteśmy bardziej inteligentni od astronomów starożytnych?

Opanowaliśmy metodę naukową i rozwinęliśmy technikę.

12

Metoda naukowa

 Stawianie problemów - hipotez, które można weryfikować.

13

(4)

Metoda naukowa

 W naukach przyrodniczych, weryfikacja hipotezy pociąga jej konfrontację z doświadczeniem.

14

Metoda naukowa

 W naukach przyrodniczych, weryfikacja hipotezy pociąga jej konfrontację z doświadczeniem.

 Hipoteza sprzeczna z doświadczeniem jest odrzucana.

15

Modele Wszechświata

Opanowaliśmy metodę

naukową i rozwinęliśmy technikę.

Dlaczego współczesna nauka i technika powstały w Europie a nie w Egipcie, Babilonie, Chinach, Indiach, Ameryce ...?

16

Jaką kosmologię można zbudować

w oparciu o obserwacje okiem nieuzbrojonym?

17

Najdawniejsze poglądy na budowę wszechświata wywodziły się z obserwacji okiem nieuzbrojonym.

(5)

Obserwacje astronomiczne w ciągu dnia

… w dobrym miejscu w nocy widzimy

~3000 gwiazd

2015-11-18 T.J.Jopek, Fizyka i chemia Ziemi 20

Obserwacje astronomiczne o zmierzchu

(6)

Ruch Marsa obserwowany z powierzchni Ziemi

2015-04-22 Natura obs. Astronomicznych 24

(7)

Trzy rodzaje obserwabli:



pyły, bryłki, bryły materii kosmicznej,



cząstki elementarne,



promieniowanie elektromagnetyczne.

Obserwabla - to co może być obserwowane

Trzy rodzaje obserwabli:

 pyły, bryłki, bryły materii kosmicznej,



cząstki elementarne,



promieniowanie elektromagnetyczne.

Obserwabla - to co może być obserwowane

28

(8)

Bolid nad Polską 2015.10.31.

32

Zjawisko meteoru, bolidu

Energia kinetyczna super bolidów  energii wybuchów jądrowych

Fotograficzne obserwacje meteorów

(9)

34

Obserwacje meteorów techniką wideo

35

Automatyczna Kamera Bolidowa (Ondrejov)

Fot. P. Spurny

36

Sieć stacji obserwacyjnych meteorów

37

Bazowe obserwacje meteorów

i a e

t

_Obs

, , , , ,

, r   

r   

Obliczenie elementów orbity

(10)

38 39

COBE/DIRBE - obraz nieba w podczerwieni

Zodiakalny pył w otoczeniu płaszczyzny ekliptyki (Układu Słonecznego) Pył międzygwiazdowy w otoczeniu

płaszczyzny Galaktyki

Drobna składowa jest powszechna w świecie gwiazd.

40

© WIYN, Inc., 3.5-m WIYN Telescope

Interstellar Dust-Bunnies of NGC 891

Galaktyka w Warkoczu Bereniki, M64

Źródła pyłu: wybuchy gwiazd nowych i supernowych

(11)

Źródło pyłu w Uk. Słonecznym: rozpad komet i planetoid ….

1/P Halley

C/1999 S4

73P/Schwassmann 3

43

Głazy na powierzchni planetki 433 Eros Kratery na powierzchni

komety 81P/Tempel

Zderzenia ciał w Uk. Słonecznym Kratery uderzeniowe

Powstawanie strumieni meteoroidowych

zewo Subli

radi S

U S

E E E

Pr

Re

 



 Bilans energii

Kometa – brudna kula śniegowa

Fizyka wyrzutu materii kometarnej

gs

...

sp gc p

m

F F F F

F    

Siły działające na meteoroid

c c m

m c

m

c

GR

r R m kT nH

R r , r ) F ,R

V(R  





3 8 4

3 8

0.25

5 . 0

0

2

 

 

 



 

^

Szybkość wyrzutu meteoroidu, (m/sek)

(12)

Szybkości wyrzutu meteoroidów z powierzchni komet

Szybkości orbitalne komet ~40 km/sek -- szybkości wyrzutu cząstek ~80m/s

Powstanie strumienia meteoroidowego

Faza I.

Rój meteoroidów

c m c

m

r v v

r



;



Szybkości orbitalne komet ~40 km/sek Wyrzucone cząstki

otaczające kometę

Ewolucja strumienia meteoroidowego

Faza II.

Strumień meteoroidów

c m c

m

r V V

r



;



Ewolucja strumienia meteoroidowego

Faza II.

Strumień meteoroidów

c m c

m

r V V

r



;



Ziemia

(13)

Radiant – punkt radiacji meteorów.

Efekt perspektywiczny

Deszcz meteorów Leonidy 1966

52

1992, październik 9, 23:48 UTC

Spadek meteorytu Peekskill H6

(14)

Poszukiwacza meteorytów z Opola - Magdalena Skirzewska i Łukasz Smuła.

Meteoryt kamienny Meteoryt –

chondryt węglisty

Meteoryt żelazny

Meteoryt żelazo-kamienny

56

Mikro- meteoryty Cząstki Brownleego

(15)

Molekuła H2O może powstać w obłokach gazu zawierającego atomy H oraz O.

Pod wpływem wiatru gazu wyrzucanego z proto gwiazdy, wodór i tlen łączą się w cząsteczkę wody. Radioteleskopy odbierają promieniowanie generowane m.in. przez H2O

Cząstki, bryłki materii pozaziemskiej:

 do niedawna jedyne źródło materii kosmicznej

 materia badana w laboratoriach fizyko-chemicznych metodami typowymi dla fizyki i chemii

 badannia wnoszą coraz więcej do współczesnego obrazu Wszechświata

Wielki wybuch

AD III tysiaclecie

Natura obserwabli astronomicznych

W astronomii, mamy trzy rodzaje obserwabli:

 bryłki materii kosmicznej,

 cząstki elementarne,

 promieniowanie elektromagnetyczne.

Cząstki elementarne

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.

(16)

Słońce

Średnica

[km] Masa [kg] Vucieczki [km/s]

Ok. obr.

[doba] Temp [K]

1400 000 2*10³⁰ 617.5 25-34 5500

Solar Dynamic Observatory od 2010.02.10 na orbicie

Wnętrze Słońca – schemat.

Jądro wodorowo helowe. (15 mln K)

Strefa radiacyjna

Strefa konwekcyjna

Skład chemiczny Słońca:

• wodór ~74.9%,

• hel ~23.8%

• pozostałe ~1.3%

(tlen, węgiel ….

Cykl p-p







p D e^ p







 p He

D

³

p p He He

He 

³



⁴

 

3

Źródła energii słonecznej – reakcje jądrowe

Aktywność Słońca

Plamy na powierzchni Słońca.

Protuberancje – gigantyczne wyrzuty materii słonecznej

(17)

150 mln km

Oddziaływanie „wiatru” słonecznego z magnetosferą Ziemi

„Wiatr” słoneczny :

- jądra atomowe,

- cząstki elementarne: protony,

- elektrony, neutrina

Niektóre cząstki „wiatru”

po spirali dostają się do atmosfery wywołując zorze polarne

Zorza polarna. Kwiecień, 2000.

Golęczewo k. Poznania

Zorze polarne

Czerwono świeci pobudzony wodór, pobudzony tlen emituje światło zielone.

Obserwacja neutrin

Super Kamiokande Mozumi Mine, Japan Zbiornik 50,000 ton wody Neutrina

słoneczne

Cykl p-p







p D e^ p

Wpadające do wody neutrina wywołują błyski – promieniowanie Czerenkowa,

Neutrina słoneczne – detektor Super-Kamiokande

Widok Słońca w neutrinach.

Pole widzenia 90x90 stopni Rezultat 500 dni obserwacji

(18)

Sonda Genesis, cel - pobranie próbek

z wiatru Słonecznego i dostarczenie ich na Ziemię. (2001-2004)

Misja Genesis

(19)

Z czego zbudowany jest Wszechświat?

74

Materia Wszechświata powstała w pierwszych milisekundach od jego powstania.

Co to za materia (cząstki), jakie są jej własności - odpowiedzi dostarcza fizyka cząstek elementarnych.

 Leptony: e, μ, τ, ν_e, ν_μ, ν_τ + antycząstki,

 Kwarki: u, c, t, d, s, b + antykwarki

 Hadrony:

 mezony: π, Κ, B, D, … + antycząstki

 bariony: p, n, Λ, Δ … + antycząstki elektron

proton, neutron

Z czego zbudowany jest Wszechświat?

75

Wielu pierwotnych cząstek nie napotykamy w przestrzeni kosmicznej, gdyż są bardzo nietrwałe.

Chcąc je poznać, fizycy muszą sztucznie stwarzać warunki podobne do tych z pierwszych chwil istnienia Wszechświata.

Wielki akcelerator w CERN k. Genewy

Jądra atomowe, cząstki elementarne:

elektrony, protony, jądra atomowe, neutrina

...

Natura obserwacji astronomicznych

W astronomii, mamy trzy rodzaje obserwabli:



cząsteczki, bryłki materii kosmicznej,



cząsteczki elementarne,

Współczesny obraz Wszechświata, współczesna kosmologia głównie opiera się na obserwacjach promieniowania elektromagnetycznego docierającego z kosmosu w okolice Ziemi.

(20)

Promieniowanie E-M

Ciąg przemieszczających się zaburzeń elektrycznych i magnetycznych

2015-04-22 Natura obs. Astronomicznych 79 J.C. Maxwell H. Hertz



 



 



 

 

  

c t x E

E

 

₀

cos 2

, ,

,

0 0

0

0 E E ix B ix

B

    



 



 



 



 

 

  

c t x B

B

 

₀

cos 2

E – natężenie pola elektrycznego, B- indukcja pola magnetycznego Dla fali płaskiej mamy:

ν - częstość promieniowania Φ - faza

c - szybkość światła w próżni

Promieniowanie E-M można obserwować w wyniku jego oddziaływania z materiałami jakie napotyka na swojej drodze.

Energia promieniowania transformowana jest w inną postać dogodną do ilościowego określenia.

Fotokomórka

Obserwacja promieniowania E-M

Propagacja fali E-M

Próżnia Atmosfera

λ λ’

v – szybkość propagacji c – szybkość propagacji.

Właściwości propagacyjne ośrodka określa współczynnik załamania ośrodka

c

v

 

n

 

ε - przenikalność dielektryczna ośrodka, μ - przenikalność magnetyczna ośrodka.

c ~ 300 000 km/sek, jest fundamentalną stała fizyczną

Propagacja fali E-M

Próżnia, n=1 Atmosfera, n>1

λ λ’

V – szybkość propagacji c – szybkość propagacji

Długość fali jest różna, zależy od n - ośrodka

T V 



 ' c T

 

T - okres - czas propagacji fali od jednej doliny do drugiej.

Odwrotność okresu nazywamy częstością ν fali EM.

T



1 

Okres i częstość danej fali nie zależą od współczynnika załamania ośrodka.

Na granicy ośrodków zmienia się długość i szybkość propagacji fali.

Okres i częstość pozostają takie same.

(21)

Własności kwantowe

promieniowania E-M reprezentuje formuła:

E m c  

²

  h 

h - stała Plancka m – masa fotonu

Fotonom można przypisać odpowiadającą im temperaturę:

[K]

k T h  



gdzie k - stała Boltzmana.

Zatem, z promieniowaniem E-M związana jest energia.

Pasmo Długość fali Częstość (Hz) Energia (J) Tempera. (K) Gamma < 0.1 nm >3 ·10¹⁸ >2 ·10^-15 >10⁸ Rentgenowskie 0.001-100 nm 3·10²⁰- 3· 10¹⁵ 2 ·10^-13- 2 ·10^-18 10¹⁰ – 10⁵ Ultrafioletowe 10-300 nm 3 ·10¹⁶- 10¹⁵ 2·10^-17- 7·10^-19 10⁶ -5 ·10⁴ Optyczne 300 nm-1μ m 10¹⁵- 3 ·10¹⁴ 7·10^-19- 2·10^-19 5·10⁴ – 10⁴ 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

Podział, pasma, zakresy fal elektromagnetycznych

Tłumienie atmosferyczne promieniowania E-M

Rezultat przemian jądrowych, zderzeń jąder atomowych, zderzeń elektronów z atomami.

Procesy w atomach, cząsteczkach.

Drgania atomów i cząsteczek

Drgania cząsteczek, ruch swobodnych elektronów w przestrzeni

Okna atmosferyczne

300nm - 1 m - okno wizualne 1 m - okno radiowe.

10 m - w wysokich górach możemy rejestrować promieniowanie podczerwone

(22)

Droga Mleczna obserwowana w różnych długościach fal

Natura obserwacji astronomicznych

W astronomii, mamy trzy rodzaje obserwabli:



cząsteczki, bryłki materii kosmicznej,



cząsteczki elementarne,

Współczesny obraz Wszechświata, współczesna kosmologia, głównie opiera się na obserwacjach promieniowania E-M.

Obserwacja promieniowania E-M daje informację o

•

kierunku propagacji, położeniu obiektu,

•

energii, jasności obiektu,

•

polaryzacji promieniowania.

Obserwacja kierunku propagacji promieniowania E-M astrometria, astronomia pozycyjna

Obserwatorium Jana Heweliusza w Gdańsku

Tycho Brahe

(23)

Astrometria klasyczna

Obserwatorium w Berlinie

Obserwatorium w Besanson Koło południkowe

Astrometria fotoelektryczna

Koło południkowe Carlsberga w La Palma na wyspach Kanaryjskich. Pełna automatyzacja.

Pomiar odległości do Księżyca

Laserowy dalmierz księżycowy

Odbłyśnik laserowy

Miejsca gdzie na Księżycu rozmieszczono odbłysniki laserowe.

64 m radioteleskop w Parkes, Australia

(24)

Interferometry radiowe

T.J.Jopek, Fizyka i chemia Ziemi 97

Teleskopy optyczne

1.55m teleskop w USNO

6m JWST, następca teleskopu Hubble Zwierciadło

teleskopu optycznego

Interferometr optyczny Kecka

(25)

Interferometr Keck’a, Mauna Kea Hawaje

Astrometria satelitarna GAIA

(2013-2017)

 katalog gwiazd do 20^m, ok.. miliarda gwiazd

 precyzja położeń, paralaks, ruchów własnych

- 20 µas dla gwiazd 15^m, - 200 µas dla gwiazd 20^m

 spektroskopia, prędkości radialne,

 planetki NEA.

Cele misji

:

Średnica 10m, masa całkowita 2030 kg, masa aparatury naukowej 710 kg.

Promieniowanie E-M

Obserwacja energii – astrofizyka, fotometria, spektroskopia

Widmo absorpcyjne

λ₂

λ₁ 2015-11-18 T.J.Jopek, Fizyka i chemia Ziemi 102

Pryzmat szklany

(26)

Rodzaje widma promieniowania E-M

Gęsta i gorąca materia

Gorący gaz

Chłodny gaz

Widmo ciągłe

Widmo emisyjne

Widmo absorbcyjne Siatka

dyfrakcyjna

Położenia linii odpowiadają różnym długością fal promieniowania λ₂

λ₁

Teleskop w obs. Mt Wilson z zainstalowanym spektrografem

Różne sposoby obserwacji

promieniowania E-M

Natura obserwacji astronomicznych

Promieniowanie E-M obserwujemy za pomocą zestawu urządzeń stanowiących układ typowego przetwornika.

Kolektor

promieniowania Detektor

Przetwornik a)

b)

Każdy przetwornik oddziałuje z odbieranym sygnałem, wskutek czego część energii sygnału zostaje stracona, sygnał ulega modyfikacji, zniekształceniu

(27)

Modyfikacja, zniekształcenie sygnału wymagają:

•

kalibracji narzędzia obserwacyjnego,

•

opracowania wyników obserwacji Natura obserwacji astronomicznych

Kolektor

Przetwornik a)

b)

W celu kalibracji przetwornika:

Obserwator wyznacza poprawki, które wprowadzane są do rejestrowanego sygnału.

Określa wszystkie istotne niepewności systematyczne.

Zniekształcenia sygnału o charakterze losowym opracowuje za pomocą statystyki matematycznej.

Natura obserwacji astronomicznych

Kolektor

Przetwornik b)

Wybór „dobrego” układu odniesienia

Położenie topocentryczne Położenie

geocentryczne Ziemia

Atmosferyczna refrakcja

(28)

W rzeczywistości, w momencie robienia tego zdjęcia Słońce znajdowało się już pod horyzontem.

Atmosferyczne scyntylacje i seeing

(Chwilowa ekstynkcja i refrakcja)

Turbulencje atmosferyczne

Obszary atmosfery o różnej gęstości

Precyzyjne pomiary cechuje rozrzut wyników

Problem. Ile wynosi kątowa odległość gwiazd G₁ i G₂

G

₁ G₂

14 . 15

12 . 15

2 1



 l l

l

Wykonano dwa pomiary.

14 . 15

12 . 15

2 1



 l

l

? – sytuacja niejednoznaczna

Problem. Ile wynosi kątowa odległość gwiazd G

₁

i G

₂

?

W jaki sposób można usunąć niejednoznaczność wyników obserwacji?

14 . 15

12 . 15

2 1



 l l

14 . 15

12 . 15

2 1



l

(29)

Problem! W jaki sposób usunąć niejednoznaczność wyników obserwacji?

14 . 15

12 . 15

2 1



 l

l Tak nie wolno! Fuj!!

A gdyby w ten sposób

2 2 2

^

1 1 1

^









 l l

l l

Ale pod warunkiem!!!

2

^ 1

^

l

l 

W jaki sposób można usunąć niejednoznaczność wyników obserwacji?

14 . 15

12 . 15

2 1



 l

l Ale pod warunkiem!!!

2

^ 1

^

l

l 

A gdyby w ten sposób:

2 2 2

^

1 1 1

^









 l l

l l

12 . 15 02 . 0 14 . 15

12 . 15 00 . 0 12 . 15

2

^ 1

^









 l l

Na przykład tak:

13 . 15 01 . 0 14 . 15

13 . 15 01 . 0 12 . 15

2

^ 1

^









 l l

A gdyby w ten sposób:

Usuwanie niejednoznaczności wyników obserwacji?

Ale pod warunkiem!!!

2

^ 1

^

l

l 

12 . 15 02 . 0 14 . 15

12 . 15 00 . 0 12 . 15

2

^ 1

^









 l l

Na przykład tak:

A gdyby w ten sposób:

2 2 2

^

1 1 1

^









 l l

l l

135 . 15 005 . 0 14 . 15

135 . 15 015 . 0 12 . 15

2

^ 1

^









 l l

A gdyby w ten sposób:

Usuwanie niejednoznaczności wyników obserwacji Ale pod warunkiem!!!

2

^ 1

^

l

l 

12 . 15 02 . 0 14 . 15

12 . 15 00 . 0 12 . 15

2

^ 1

^









 l l

Na przykład tak:

A gdyby w ten sposób:

2 2 2

^

1 1 1

^









 l l

l

(30)

0 . 0 14 . 15 14 . 15

0 . 0 12 . 15 12 . 15

2

^ 1

^









 l l

A gdyby w ten sposób?!?:

Usuwanie niejednoznaczności wyników obserwacji Ale pod warunkiem!!!

2

^ 1

^

l

l 

12 . 15 02 . 0 14 . 15

12 . 15 00 . 0 12 . 15

2

^ 1

^









 l l

Na przykład tak:

A gdyby w ten sposób:

2 2 2

^

1 1 1

^









 l l

l l

Precyzyjne pomiary cechuje rozrzut wyników

Problem. Ile wynosi kątowa odległość gwiazd G₁ i G₂ ?

G

₁ G₂

l

l= 0 ? Bzdura!!

Usuwanie niejednoznaczności wyników obserwacji

14 . 15

12 . 15

2 1



 l l

2 2 2

^

1 1 1

^









 l l

l l

Przy warunku:

2

^ 1

^

l

l 

Oraz przy warunku najmniejszych kwadratów:

2

min

2 2 1

2

  



  ^ ^ ^

i i

Interpretacja geometryczna

l2

l₁ 15.12

15.14

A

2

^ 1

^

l l 

x y 

12 . 15 02 . 0 14 . 15

12 . 15 00 . 0 12 . 15

2

^ 1

^









 l l

A

₁

^min

2 2 2 1

2  





 ^ ^ ^

i

i 4

1

 4  10

^



1

(31)

Interpretacja geometryczna

l₂

l1

15.12 15.13

A

2

^ 1

^

l l 

A

₁

4 1

 4  10

^



1

135 . 15 005 . 0 14 . 15

135 . 15 015 . 0 12 . 15

2

^ 1

^









 l l

15.14

15.13

A

₂

4 2

 2 . 5  10

^



2

Interpretacja geometryczna

l₂

l1

15.12 15.13

A

2

^ 1

^

l l 

A

₁

4 1

 4  10

^



1

15.14

15.13

A

₂

4 2

 2 . 5  10

^



2

13 . 15 01 . 0 14 . 15

13 . 15 01 . 0 12 . 15

2

^ 1

^









 l l

A

₃

4 3

 2  10

^



3

13 . 15

2 ^ 1

^  l 

l

Czy rezultaty uzyskane za pomocą warunku najmniejszych kwadratów są najlepsze?

Czy rezultaty te są najbliższe prawdziwej odległości kątowej między gwiazdami gwiazd G₁ i G₂ ?

G

₁ G₂

l

Who knows?

Kolejny problem Podsumowanie

14 . 15

12 . 15

2 1



 l l

Metoda najmniejszych kwadratów daje: 15 . 13

^

 l

Średnia arytmetyczna daje:

13 . 2 15

26 . 30 2

14 . 15 12 .

^

15 

 

 l

Rezultaty

obserwacji Sytuacja niejednoznaczna

(32)

Bryłki materii Natura obserwacji astronomicznych

Jądra atomowe, cząstki elementarne:

elektrony, protony, jądra atomowe, neutrina

...

Natura obserwacji astronomicznych

Współczesna kosmologia, głównie opiera się na obserwacjach promieniowania E-M.

Natura obserwacji astronomicznych

Promieniowanie E-M Natura obserwacji astronomicznych

Obserwacje promieniowania E-M zawsze dokonywane są za pomocą zestawu urządzeń będących układem typowego przetwornika.

Kolektor

Przetwornik a)

b)

Każdy przetwornik oddziałuje z odbieranym sygnałem, wskutek czego część energii sygnału zostaje stracona, sygnał ulega modyfikacji, zniekształceniu

(33)

Modele Wszechświata

Opanowaliśmy metodę

naukową i rozwinęliśmy technikę.

Dlaczego współczesna nauka i technika powstały w Europie a nie w Egipcie, Babilonie, Chinach, Indiach, Ameryce ...?

131

Fizyka i Chemia Ziemi

T.J. Jopek jopek@amu.edu.pl Obserwatorium Astronomiczne UAM

Temat : Natura obserwacji astronomicznych