Fizyka i Chemia

Pełen tekst

(1)Fizyka i Chemia Ziemi Temat : Natura obserwacji astronomicznych. T.J. Jopek jopek@amu.edu.pl IOA UAM. 2012-12-08. T.J.Jopek, Fizyka i chemia Ziemi. 1.

(2) Współczesny model Wszechświata. 2.

(3) Współczesny model Wszechświata. 3.

(4) Starożytne modele 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/ 4.

(5) Starożytne modele Wszechświata. Sumerowie, Babilończycy, Egipcjanie, Chaldejczycy, Chińczycy, Hebrajczycy …. 5.

(6) Starożytne modele Wszechświata. Chiny. Model kosmologiczny Gài Tiān 蓋天 6.

(7) Starożytne modele Wszechświata. Indie 7.

(8) Dawne modele Wszechświata. Majowie. Indianie Navajo 8.

(9) Astronomia starożytna. 3500 PC – Europa Zachodnia. Europa. Stonehenge. 9.

(10) Kosmos sferyczny Arystotelesa 5 pierwiastków: -Ziemia -Woda. -Powietrze -Ogień -Eter. 10.

(11) Okres obiegu 1 rok. Okres obiegu 1 rok. Układ Planetarny wg. Ptolemeusza. (Wersja uproszczona). 11.

(12) Nowożytne modele Wszechświata. Mikołaj Kopernik (1473- 1543). Kopia rękopisu dzieła Kopernika 12.

(13) Modele Wszechświata. Dlaczego współczesne modele są bliższe prawdy? Czy jesteśmy bardziej inteligentni od astronomów starożytnych? Opanowaliśmy metodę naukową i rozwinęliśmy technikę.. 13.

(14) Metoda naukowa . Stawianie problemów - hipotez, które można weryfikować.. 14.

(15) Metoda naukowa . . Stawianie problemów - hipotez, które można weryfikować. W naukach przyrodniczych, weryfikacja hipotezy pociąga jej konfrontację z doświadczeniem.. 15.

(16) Metoda naukowa . . . Stawianie problemów - hipotez, które można weryfikować. W naukach przyrodniczych, weryfikacja hipotezy pociąga jej konfrontację z doświadczeniem. Hipoteza sprzeczna z doświadczeniem jest odrzucana.. 16.

(17) 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.

(18) Natura obserwacji astronomicznych. Obserwable w astronomii:   . cząsteczki, bryłki materii kosmicznej, cząsteczki elementarne, promieniowanie elektromagnetyczne.. 2012-12-08. T.J.Jopek, Fizyka i chemia Ziemi. 18.

(19) Obserwacje astronomiczne w ciągu dnia.

(20) Obserwacje astronomiczne o zmierzchu.

(21) … w dobrym miejscu w nocy.

(22)

(23)

(24) Spadek meteorytu Peekskill H6. 1992, październik 9, 23:48 UT. 24.

(25)

(26) Obserwabla. - to co może być obserwowane. Trzy rodzaje obserwabli:   . pyły, bryłki, bryły materii kosmicznej, cząstki elementarne, promieniowanie elektromagnetyczne..

(27) 27.

(28) 100=1. 101=10. 102=100 103=1000. 104 = 10 000 28.

(29) 29.

(30) Zjawisko meteoru. Energia kinetyczna super bolidów  energii wybuchów jądrowych. 30.

(31) Bolidy 1-10 m średnicy.

(32) Fotograficzne obserwacje meteorów.

(33) Obserwacje meteorów techniką wideo. 33.

(34) Automatyczna Kamera Bolidowa (Ondrejov). Fot. P. Spurny. 34.

(35) Sieć stacji obserwacyjnych meteorów. © Pracownia Komet i Meteorów 35.

(36) Bazowe obserwacje meteorów.   r, r, tObs  e, a, , , i 36.

(37) 37.

(38) Obecność drobnej składowej –jest czymś typowym w świecie gwiazd.. 38.

(39) Pył międzygwiazdowy w otoczeniu płaszczyzny Galaktyki. Zodiakalny pył w otoczeniu płaszczyzny ekliptyki. COBE/DIRBE - obraz nieba w podczerwieni 39.

(40) Gwiazdy i pył w Koronie Południowej. © WIYN, Inc., 3.5-m WIYN Telescope. Interstellar Dust-Bunnies of NGC 891 © Loke Kun Tan. 40.

(41) 1/P Halley. C/1999 S4. Rozpad komet i planetoid 73P/Schwassmann 3.

(42) Kratery na powierzchni komety 81P/Tempel. Głazy na powierzchni planetki 433 Eros. 43.

(43) Powstawanie strumieni meteoroidowych. Kometa – brudna kula śniegowa. ES  EU ES  ERe radi  ESubli  EPr zewo. Bilans energii.

(44) Fizyka wyrzutu materii kometarnej Siły działające na meteoroid. Fm  Fp  Fgc  Fsp  Fgs .... Szybkość wyrzutu meteoroidu, (m/sek) 0.5. F Rc  8kT  0.25 3 8   r V(Rc ,Rm , r )  2  GRc  c r nH  m0  4Rm  m 3.

(45) Szybkości wyrzutu meteoroidów z powierzchni komet. Szybkości orbitalne komet ~40 km/sek.

(46) Powstanie strumienia meteoroidowego. Faza I. Rój meteoroidów. rm  rc ; Szybkości orbitalne komet ~40 km/sek. v m  vc.

(47) Ewolucja strumienia meteoroidowego Faza II. Strumień meteoroidów. rm  rc ;. Vm  Vc.

(48) Strumień meteorów Kwadrantydy. Deszcz meteorów Leonidy 1966.

(49)

(50)

(51) 52.

(52) Natura obserwacji astronomicznych Bryłki materii kosmicznej. meteoroidy, mikrometeoroidy. ALH 84001.

(53) Natura obserwabli astronomicznych. W astronomii, mamy trzy rodzaje obserwabli:   . bryłki materii kosmicznej, cząstki elementarne, promieniowanie elektromagnetyczne..

(54) 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..

(55) Słońce. Solar Dynamic Observatory od 2010.02.10 na orbicie. Średnica [km]. Masa [kg]. Vu [km/s]. Ok. obr. [doba]. Temp [K]. 1400 000. 2*1030. 617.5. 25-34. 5500.

(56) 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.

(57) Aktywność Słońca. Plamy na powierzchni Słońca. Protuberancje – gigantyczne wyrzuty materii słonecznej.

(58)

(59)

(60) Wiatr słoneczny - jądra atomowe, cząstki elementarne: protony, elektrony, neutrina. Zorza polarna. Kwiecień, 2000. Golęczewo k. Poznania © Wojciech Bryś.

(61) SDO – wpływ „wiatru” słonecznego na magnetosferę Ziemi.

(62) Obserwacja neutrin Neutrina słoneczne. Cykl p-p. p  p  D  e  . Super Kamiokande Mozumi Mine, Japan Zbiornik 50,000 ton wody. D  p He   3. 3. He3He4He  p  p.

(63) Neutrina słoneczne – detektor Super-Kamiokande. Widok Słońca w neutrinach. Pole widzenia 90x90 stopni Rezultat 500 dni obserwacji.

(64)

(65) Sonda Genesis, cel - pobranie próbek z wiatru Słonecznego i dostarczenie ich na Ziemię. (2001-2004).

(66) Misja Genesis.

(67) Misja Genesis.

(68) Natura obserwacji astronomicznych Jądra atomowe, cząstki elementarne: elektrony, protony, jądra atomowe, neutrina ....

(69) 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..

(70) Promieniowanie E-M. Ciąg przemieszczających się zaburzeń elektrycznych i magnetycznych. 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..

(71) Promieniowanie EM x. Natura falowo korpuskularna Dla fali płaskiej mamy:.     x  E  E0 cos 2  t       c       x  H  H 0 cos 2  t       c  .   H 0  E0  E 0  ix ,   H 0  ix ,    EH ix    ; wektor Poyntinga EH.

(72) Promieniowanie E-M •. •. 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.

(73) Właściwości propagacyjne ośrodka charakteryzowane są stosunkiem:. 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.

(74) Fotonom można przypisać odpowiadającą im temperaturę:. h  T k gdzie k - stała Boltzmana.. [K].

(75) Pasma, zakresy fal elektromagnetycznych. 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.

(76) Okna atmosferyczne. 300nm - 1 m 1m. - okno wizualne - okno radiowe.. 10 m. - w wysokich górach możemy rejestrować promieniowanie podczerwone.

(77) 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 E-M..

(78) Obserwacja promieniowania E-M •. kierunek propagacji, położenie obiektu:. •. energia, jasność obiektu,. •. polaryzacja..

(79) Promieniowanie E-M. obserwacja kierunku propagacji światła. astrometria, astronomia pozycyjna. Obserwatorium Jna Heweliusza Tycho Brahe.

(80) Tycho Brahe „Nowe” instrumenty .. Kwadrant z r. 1570 I sekstans z 1580.. Tycho dokonał pomiarów położeń ok. 1000 gwiazd. Stanowiły one katalog (układ odniesienia) wykorzystywany do obserwacji planet.

(81) Astrometria klasyczna Koło południkowe. Obserwatorium w Besanson. Obserwatorium berlińskie.

(82) Astrometria fotoelektryczna Koło południkowe Carlsberga w La Palma. Pomysł Strömgrena doprowadza do pełnej automatyzacji koła południkowego Carlsberga.

(83) Astrometria Księżyca. Laserowy dalmierz księżycowy.

(84) Interferometry radiowe.

(85) Interferometry optyczne.

(86) Astrometria satelitarna GAIA (2012-2017). . .  . 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..

(87) Promieniowanie E-M Obserwacja energii – astrofizyka, fotometria, spektroskopia. Widmo absorbcyjne. λ1. λ2.

(88)

(89) Interferometr Keck’a, Mauna Kea Hawaje.

(90) Obserwacja promieniowania E-M.

(91) Natura obserwacji astronomicznych Obserwacje promieniowania E-M zawsze dokonywane są za pomocą zestawu urządzeń będących układem typowego przetwornika. a) Kolektor promieniowania. Detektor. b) Przetwornik. Każdy przetwornik oddziałuje z odbieranym sygnałem, wskutek czego część energii sygnału zostaje stracona, sygnał ulega modyfikacji, zniekształceniu.

(92) Natura obserwacji astronomicznych Modyfikacja, zniekształcenie sygnału wymagają: • •. kalibracji narzędzia obserwacyjnego, opracowania wyników obserwacji. W tym celu: Obserwator wyznacza poprawki do rejestrowanego sygnału, czyli określa wszystkie istotne błędy systematyczne. Zniekształcenia sygnału o charakterze losowym opracowuje za pomocą statystyki matematycznej..

(93) Wybór „dobrego” układu odniesienia. Ziemia. Położenie geocentryczne. Położenie topocentryczne.

(94) Atmosferyczna refrakcja.

(95) Atmosferyczne scyntylacje i seeing (Chwilowa ekstynkcja i refrakcja).

(96) Precyzyjne pomiary cechuje rozrzut wyników Problem. Ile wynosi kątowa odległość gwiazd G1 i G2 G2. l. G1. l1  15.12 l 2  15.14.

(97) 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. l1  15.12. l 2  15.14. l 2  15.14.

(98) Problem! W jaki sposób usunąć niejednoznaczność wyników obserwacji?. l1  15.12 l 2  15.14 A gdyby w ten sposób. Tak nie wolno! Fuj!!. Ale pod warunkiem!!!. ^. l 1  l1   1 ^. l 2  l2  2. ^. ^. l1  l 2.

(99) Problem! W jaki sposób usunąć niejednoznaczność wyników obserwacji? Ale pod warunkiem!!!. l1  15.12. ^. l1  l 2. l 2  15.14 A gdyby w ten sposób: ^. ^. Na przykład tak: ^. l 1  l1   1. l 1  15.12  0.00  15.12. ^. ^. l 2  l2  2. l 2  15.14  0.02  15.12.

(100) Problem! W jaki sposób usunąć niejednoznaczność wyników obserwacji? Na przykład tak: Ale pod warunkiem!!! ^. ^. l1  l 2. ^. l 1  15.12  0.00  15.12 ^. 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  0.01  15.13 ^. l 2  15.14  0.01  15.13.

(101) Problem! W jaki sposób usunąć niejednoznaczność wyników obserwacji? Na przykład tak: Ale pod warunkiem!!! ^. ^. ^. l 1  15.12  0.00  15.12. l1  l 2. ^. 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.

(102) Problem! W jaki sposób usunąć niejednoznaczność wyników obserwacji? Na przykład tak: Ale pod warunkiem!!! ^. ^. l1  l 2. ^. l 1  15.12  0.00  15.12 ^. 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  15.12  0.0 ^. l 2  15.14  15.14  0.0.

(103) Precyzyjne pomiary cechuje rozrzut wyników Problem. Ile wynosi kątowa odległość gwiazd G1 i G2. G2. l. G1. l= 0. Bzdura!!!!!.

(104) Problem! W jaki sposób usunąć niejednoznaczność wyników obserwacji? ^. l1  15.12. l 1  l1   1. l 2  15.14. ^. Przy warunku: ^. l 2  l2  2. Oraz przy warunku najmniejszych kwadratów:. ^. l1  l 2. . . 2 i. i. 2  1. 2  2.  min.

(105) Problem! W jaki sposób usunąć niejednoznaczność wyników obserwacji? ^. ^. l1  l 2. l2. A. yx. 15.14. ^. l 1  15.12  0.00  15.12 1. A1. 15.12. ^. l 2  15.14  0.02  15.12 . . 2 2 4  i2  1 410 2  min. i. l1. 1.

(106) Problem! W jaki sposób usunąć niejednoznaczność wyników obserwacji? ^. ^. l1  l 2. l2. A 2. 15.14. 15.13. 1  4 10. A2. 4.  2  2.5 10. ^. 4. l 1  15.12  0.015  15.135. 1. ^. l 2  15.14  0.005  15.135. A1. 15.12. 15.13. l1.

(107) Problem! W jaki sposób usunąć niejednoznaczność wyników obserwacji? ^. ^. l1  l 2. l2. A 2. 15.14. 3 15.13. 1  4 10. A2.  2  2.5 10. A3. 1. 4 4. 3  2 104. ^. l 1  15.12  0.01  15.13. A1. 15.12. ^. ^l 2  15^.14  0.01  15.13 1 2. l  l  15.13 15.13. l1.

(108) 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. G2. l. Who knows?. G1.

(109) Problem! W jaki sposób usunąć niejednoznaczność wyników obserwacji?. l1  15.12 l 2  15.14. ??. Metoda najmniejszych kwadratów daje:. Średnia arytmetyczna daje:. 15.12  15.14 30.26 l   15.13 2 2 ^. ^. l  15.13.

(110) Natura obserwacji astronomicznych Bryłki materii.

(111) Natura obserwacji astronomicznych Jądra atomowe, cząstki elementarne: elektrony, protony, jądra atomowe, neutrina ....

(112) Natura obserwacji astronomicznych. Promieniowanie E-M Współczesna kosmologia, głównie opiera się na obserwacjach promieniowania E-M..

(113) Natura obserwacji astronomicznych Obserwacje promieniowania E-M zawsze dokonywane są za pomocą zestawu urządzeń będących układem typowego przetwornika. a) Kolektor promieniowania. Detektor. b) Przetwornik. Każdy przetwornik oddziałuje z odbieranym sygnałem, wskutek czego część energii sygnału zostaje stracona, sygnał ulega modyfikacji, zniekształceniu.

(114) Fizyka i Chemia Ziemi Temat : Natura obserwacji astronomicznych. T.J. Jopek jopek@amu.edu.pl IOA UAM. 2012-12-08. T.J.Jopek, Fizyka i chemia Ziemi. 120.

(115)