Astrofizyka z elementami kosmologii

(1)

Astrofizyka z elementami kosmologii

T.J. Jopek

jopek@amu.edu.pl IOA UAM

Tel 061 829 2778 Kom 607 737 620

Temat 02: Obserwacje astronomiczne

13.11.21 T.J.Jopek, Astrofizyka z elementami

kosmologii 1

(2)

kosmologii 2

Dzisiejsze prezentacje: 17 marzec 2009

1. Magdalena Chrabąszczewska Temat: Astronomowie starożytni 2. Zuzanna Kabacińska

Temat: Mikołaj Kopernik 3 Szymon Murawski

Temat: Misja kosmiczna Gaja

Uwaga! Czas prezentowania nie może przekroczyć 13 minut.

(3)

kosmologii 3

Natura obserwabli astronomicznych

W astronomii, mamy trzy rodzaje obserwabli:



cząsteczki, bryłki materii kosmicznej,



cząsteczki elementarne,



promieniowanie elektromagnetyczne.

(4)

13.11.21 T.J.Jopek, Astrofizyka z elementami 4

kosmologii 4

(5)

5

10

^?

10

¹

=10 10

⁰

=1

~10

³

=1000 10

²

=100

kosmologii 5

10

⁴

= 10 000

(6)

kosmologii 6

(7)

7

Zjawisko meteoru

Energia kinetyczna super bolidów  energii wybuchów jądrowych

kosmologii 7

(8)

kosmologii 8

Bolidy 1-10 m średnicy

(9)

9

Spadek meteorytu Peekskill H6

1992, październik 9, 23:48 UT

kosmologii 9

(10)

10

Obserwacje TV meteorów

kosmologii 10

(11)

11

Automatyczna Kamera Bolidowa (Ondrejov)

Fot. P. Spurny

kosmologii 11

(12)

12

Sieć kamer bolidowych

kosmologii 12

(13)

13

Obserwacje bazowe meteorów

i a

e

t _Obs , , , , ,

, r   

r  

kosmologii 13

(14)

kosmologii 14

(15)

15

Wiele gwiazd posiada drobną składową: pyl, ... .

kosmologii 15

(16)

16

COBE/DIRBE - obraz nieba w podczerwieni

Zodiakalny pył w otoczeniu płaszczyzny ekliptyki

Pył międzygwiazdowy w otoczeniu płaszczyzny Galaktyki

kosmologii 16

(17)

17

Gwiazdy i pył

w Koronie Południowej

© WIYN, Inc., 3.5-m WIYN Telescope

Interstellar Dust-Bunnies of NGC 891

kosmologii 17

(18)

Rozpad komet i planetoid

1/P Halley

C/1999 S4

Zderzenie małych planet

73P/Schwassmann 3

kosmologii 18

(19)

19

Głazy na powierzchni planetki 433 Eros

Kratery na powierzchni komety 81P/Tempel

kosmologii 19

(20)

20

(21)

Ruch komet i planetek NEA

Opis ruchu ciał względem Śłońca

elementy orbity: a, e,  i, T

(22)

13.11.21 T.J.Jopek, Astrofizyka z elementami kosmologii

22

Pochodzenie strumieni meteoroidów

Giotto mission ESA

zewo Subli

radi S

U S

E E

Pr

Re  



Bilans energii

Wyrzutu materii kometarnej

(23)

kosmologii 23

Fizyka wyrzutu materii kometarnej

gs ...

sp gc

p

m F F F F

F    

Siły działające na meteoroid

(24)

kosmologii 24

Fizyka wyrzutu materii kometarnej

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 ^. ⁵ ₀ _. ₂₅

0 2  

 

 



  ^

Formuła na szybkość wyrzutu meteoroidu, (m/sek)

(25)

kosmologii 25

Szybkości wyrzutu meteoroidów

Szybkości orbitalne komet ~40 km/sek

(26)

kosmologii 26

Powstanie strumienia meteoroidowego

Faza I.

Rój meteoroidów

c m

c

m r r r

r  ;   

(27)

kosmologii 27

Ewolucja strumienia meteoroidowego

Faza II.

Strumień meteoroidów

c m

c

m r r r

r  ;   

(28)

kosmologii 28

Strumień meteoroidów

Kwadratydy

(29)

kosmologii 29

Natura obserwabli astronomicznych

Cząsteczki, bryłki materii pozaziemskiej:



do niedawna jedyne źródło materii kosmicznej



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



jak dotąd obserwacje tych obiektów niewiele wniosły

do współczesnego obrazu Wszechświata

(30)

30

(31)

kosmologii 31

Widmo mas obiektów

we Wszechświecie

(32)

kosmologii 32

Natura obserwabli astronomicznych

W astronomii, mamy trzy rodzaje obserwabli:



cząsteczki, bryłki materii kosmicznej,



cząsteczki elementarne,



promieniowanie elektromagnetyczne.

(33)

kosmologii 33

Cząsteczki elementarne

W przestrzeni około ziemskiej obserwowane są

•

jądra atomowe,

•

cząstki elementarne jak protony, elektrony … neutrina

Materią tą zajmuje się fizyka promieniowania X.

Niełatwo jest wyznaczyć trajektorię tych cząstek.

Wiemy, że jednym z ich źródeł jest Słońce.

(34)

34 Zorza polarna. Kwiecień, 2000.

Golęczewo k. Poznania

Wiatr słoneczny

- jądra atomowe,

- cząstki elementarne: protony, elektrony, neutrina

(35)

kosmologii 35

Efekt działania wiatru słonecznego

(36)

Detecting Neutrinos

Super Kamiokande Mozumi Mine, Japan

50,000 tons of water 40 meters

Neutrinos

(37)

Neutrina słoneczne – detektor Super-Kamiokande

Widok Słońca w neutrinach.

Pole widzenia 90x90 stopni

Rezultat 500 dniowych

obserwacji

(38)

kosmologii 38

Sonda Genesis, cel - pobranie próbek

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

(39)

kosmologii 39

Planowane przechwycenie sondy

Genesis

(40)

kosmologii 40

(41)

kosmologii 41

Natura obserwabli 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 .

(42)

42

Promieniowanie EH

Promieniowanie E-H można wykryć w wyniku jego oddziaływania z materiałami jakie napotyka na swej drodze.

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

Ciąg przemieszczających się zaburzeń elektrycznych

i magnetycznych

(43)

43

Promieniowanie EH

Natura falowo-korpuskularna Dla fali płaskiej mamy:

 

 



  



 

  

  

c t x

E

E   ₀ cos 2

Poyntinga wektor

; i

, , E

x 0 0

0 0

H E

i H

i E H

x x



 





 



 

 



  



 

  

  

c t x

H

H   ₀ cos 2

x

(44)

44

Promieniowanie EH

•

fala EH rozprzestrzenia się z szybkością v charakterystyczną dla danego ośrodka

•

częstość promieniowania ν jest dla danej fali wielkością stałą

•

długość fali λ jest zależna od ośrodka, przez który fala E-H przechodzi

•

dla próżni, analogiczny związek ma postać

   v

   c

0

•

w próżni szybkość propagacji fali E-H wynosi c i jest fundamentalną

stałą fizyczną

(45)

kosmologii 45

Właściwości propagacyjne ośrodka charakteryzowane są stosunkiem ^:

c

v   n   

n - współczynnik załamania ośrodka, ε - przenikalność dielektryczna ośrodka, μ - przenikalność magnetyczna ośrodka.

Własności kwantowe promieniowania reprezentuje formuła ^:

E m c   ²   h 

h - stała Plancka

m – masa fotonu

(46)

kosmologii 46

Oprócz energii, fotonom można przypisać odpowiadającą im temperaturę:

[K]

k

T  h  

gdzie k - stała Boltzmana.

(47)

kosmologii 47

Pasmo Długość fali Częstość (Hz) Energia (J) Tempera. (K) Gamma < 0.1 nm >3 ·10

¹⁸

>2 ·10

^-15

>10

⁸

Rentgenowskie 0.001-100 nm 3·10

²⁰

- 3· 10

¹⁵

2 ·10

^-13

- 2 ·10

^-18

10

¹⁰

– 10

⁵

Ultrafioletowe 10-300 nm 3 ·10

¹⁶

- 10

¹⁵

2·10

^-17

- 7·10

^-19

10

⁶

-5 ·10

⁴

Optyczne 300 nm-1μ m 10

¹⁵

- 3 ·10

¹⁴

7·10

^-19

- 2·10

^-19

5·10

⁴

– 10

⁴

Podczerwone 1 μm-1 mm 3·10

¹⁴

- 3·10

¹¹

2·10

^-19

- 2·10

^-22

10

⁴

– 10 Mikrofalowe 1 mm-3 cm 3·10

¹¹

- 10

¹⁰

2·10

^-22

- 7·10

^-24

10 - 0.5 Radiowe 1 mm-30 m 3·10

¹¹

- 10

⁷

2·10

^-22

- 7·10

^-27

10 - 5·10

^-4

Widmo fal elektromagnetycznych

(48)

kosmologii 48

Okna atmosferyczne

5000 A - okno wizualne 1 m - okno radiowe.

100 m - w wysokich górach możemy rejestrować

promieniowanie podczerwone

(49)

49

bryłki materii kosmicznej

meteoroidy, mikrometeoroidy, cz. Brownlee jądra atomowe, cząstki elementarne:

elektrony, protony, jądra atomowe, ...

promieniowanie E-H

•

kierunek propagacji, położenie obiektu:

astrometria, astronomia pozycyjna,

•

energia, jasność obiektu:

astrofizyka, fotometria, spektroskopia

•

polaryzacja: astrofizyka

Natura obserwabli astronomicznych

(50)

kosmologii 50

Natura obserwacji astronomicznych

Obserwacje promieniowania E-H zawsze dokonywane są z pomocą zestawu urządzeń będących układem typowego przetwornika.

Kolektor

promieniowania Detektor

Przetwornik a)

b)

Każdy przetwornik oddziałuje z odbieranym sygnałem, wskutek czego część energii

sygnału zostaje stracona, a jednocześnie sygnał ulega modyfikacji - zniekształceniu

(51)

kosmologii 51

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.

Kolektor

promieniowania Detektor

Przetwornik a)

b)

Konieczne są:

•

kalibracja narzędzia obserwacyjnego,

•

opracowanie obserwacji

(52)

kosmologii 52

Obserwacje wykonywane na powierzchni Ziemi

Dodatkowe zniekształcenia sygnału:

•

oddziaływanie atmosfery;

propagacja promieniowania E-H przez zmienny ośrodek

•

ruch Ziemi (obserwatora);

wpływa na rejestrację kierunku propagacji promieniowania E-H

•

zmienność układu odniesienia, w którym dokonywane są

obserwacje

(53)

kosmologii 53

Atmosfera Ziemi

Średnica Ziemi = 12756 km

Wysokość jonosfery = 350 km Grubość troposfery przyjaznej dla człowieka = 7-8 km,

0.0006 rozmiarów Ziemi

(54)

kosmologii 54

Atmosfera Ziemi

(55)

kosmologii 55

(56)

kosmologii 56

Straty energii, ekstynkcja : absorbcja, rozpraszanie

(57)

kosmologii 57

dw

w

z

dw sec z

Ekstynkcja,

straty energii Straty energii ~25%

(58)

kosmologii 58

Refrakcja, zmiana

Kierunku propagacji fali EH

(59)

kosmologii 59

Refrakcja.

Model

płaskiej atmosfery

z n

z z

R

z z

n

z z

n z

n

tan )

1 (

sin sin

sin 1

...

sin sin

0 0

1 1

0 0













(60)

kosmologii 60

Ekstynkcja i

refrakcja chwilowe = Scyntylacje i

seeing

(61)

kosmologii 61

Pasmo radiowe,

refrakcja jonosferyczna

(62)

kosmologii 62

Kierunek przyjścia fotonów ulega także zmianom z powodu ruchu obserwatora w przestrzeni kosmicznej

Zmiany te wiążą się ze zjawiskami aberracji i paralaksy kierunku propagacji promieniowania

Ruch obserwatora a kierunek propagacji fali E-H

G G’

Wideo Massimo Mogi Vicentini

(63)

kosmologii 63

Ruch obserwatora a kierunek propagacji fali E-H

Aberracja kierunku propagacji fali EH:

Ruchomy obserwator

Δθ = Δθ

_I

+ Δθ

_II

Wideo Massimo Mogi Vicentini

(64)

kosmologii 64

Fizyka precesji LS i nutacji osi rotacji bryły Ziemi

(65)

kosmologii 65

Precesja Luni-Solarna osi rotacji bryły Ziemi

(66)

kosmologii 66

Ruch układu odniesienia: precesja i nutacja

Biegun świata P z epoki T

₀

przesunął się do położenia P

₁

.

Odpowiednie zmiany położenia punktu równonocy to: ϒ do ϒ

₁

.

Tempo ruchu punktu równonocy wynosi

~50’’/rok.

Precesja Luni Solarna:

- ruch bieguna świata i punktu równonocy wokół bieguna ekliptyki.

- ruch układu odniesienia jako całości.

Nutacja: wahania prawdziwego bieguna świata

(±9’’) wokół trajektorii średniego bieguna.

(67)

kosmologii 67

Ruch układu odniesienia: precesja planetarna

Biegun ekliptyki K z epoki T

₀

przesunął się do położenia K

₁

. Ruch bieguna ekliptyki pociąga zmiany położenia punktu

równonocy z ϒ do ϒ

₁

.

Tempo ruchu punktu równonocy wynosi ~0.5’’/rok.

Precesja planetarna:

- ruch bieguna ekliptyki i punktu równonocy wokół bieguna świata,

- ruch układu odniesienia jako całości.

Ekliptyka i jej bieguny zmieniają swoje położenie w wyniku

perturbacji planet na ruch układu Ziemia Księżyc.

(68)

kosmologii 68

Obserwacja kierunku przyjścia prmomienowania EH:

- błędy instrumentalne, instrumentalny profil, - refrakcję astronomiczną,

- aberracje (dobową, roczną, planetarną), - paralaksę (dobową, roczną, wiekową), - precesję i nutację,

- statystyczne metody opracowania pomiarów, - inne zagadnienia np. zagadnienie skali czasu.

Kalibracja, opracowanie obserwacji astronomicznych

Obserwacje fotometryczne (energia promieniowania EH):

- błędy instrumentalne,

- uwzględnienie ekstynkcji atmosferycznej,

- statystyczne metody opracowania pomiaru.

(69)

kosmologii 69

Astrofizyka z elementami kosmologii