Fizyka i Chemia Ziemi

Pełen tekst

(1)2014-12-20. Współczesny model Wszechświata. Fizyka i Chemia Ziemi Temat : Natura obserwacji astronomicznych. T.J. Jopek jopek@amu.edu.pl IOA UAM. 2014-12-20. 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. Starożytne modele Wszechświata. Starożytne modele Wszechświata. Chiny. Model kosmologiczny Gài Tiān 蓋天. Sumerowie, Babilończycy, Egipcjanie, Chaldejczycy, Chińczycy, Hebrajczycy …. 5. 6. 1.

(2) 2014-12-20. Dawne modele Wszechświata. Starożytne modele Wszechświata. Majowie Indie. Indianie Navajo (Navaho). 7. 8. 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. 2.

(3) 2014-12-20. 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.. . . Stawianie problemów - hipotez, które można weryfikować. W naukach przyrodniczych, weryfikacja hipotezy pociąga jej konfrontację z doświadczeniem. Hipoteza sprzeczna z doświadczeniem jest odrzucana.. 15. 16. 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. 3.

(4) 2014-12-20. Obserwacje astronomiczne o zmierzchu … w dobrym miejscu w nocy. Spadek meteorytu Peekskill H6. 1992, październik 9, 23:48 UT. 23. 4.

(5) 2014-12-20. Obserwabla. Obserwabla. - to co może być obserwowane. Trzy rodzaje obserwabli:   . - to co może być obserwowane. Trzy rodzaje obserwabli:. pyły, bryłki, bryły materii kosmicznej, cząstki elementarne, promieniowanie elektromagnetyczne..   . pyły, bryłki, bryły materii kosmicznej, cząstki elementarne, promieniowanie elektromagnetyczne.. Masy obiektów we Wszechświecie. 100=1. 101=10. 102=100 103=1000. 104 = 10 000. 27. 28. Zjawisko meteoru. Energia kinetyczna super bolidów  energii wybuchów jądrowych. 29. 30. 5.

(6) 2014-12-20. Fotograficzne obserwacje meteorów. Obserwacje meteorów techniką wideo. 35. Sieć stacji obserwacyjnych meteorów Automatyczna Kamera Bolidowa (Ondrejov). Fot. P. Spurny. © Pracownia Komet i Meteorów 36. 37. 6.

(7) 2014-12-20. Bazowe obserwacje meteorów.  r, r , tObs  e, a, , , i 38. Obecność drobnej składowej –jest czymś typowym w świecie gwiazd.. 39. Pył międzygwiazdowy w otoczeniu płaszczyzny Galaktyki. Zodiakalny pył w otoczeniu płaszczyzny ekliptyki. COBE/DIRBE - obraz nieba w podczerwieni 40. 41. 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 42. 7.

(8) 2014-12-20. Powstawanie strumieni meteoroidowych. Kratery na powierzchni komety 81P/Tempel Głazy na powierzchni planetki 433 Eros. Kometa – brudna kula śniegowa. Bilans energii. ES  EU ES  ERe radi  ESubli  EPr zewo 45. Szybkości wyrzutu meteoroidów z powierzchni komet. Fizyka wyrzutu materii kometarnej 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. 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. 8.

(9) 2014-12-20. Ewolucja strumienia meteoroidowego Faza II. Strumień meteoroidów. Ziemia. rm  rc ;. Vm  Vc Deszcz meteorów Leonidy 1966. Natura obserwacji astronomicznych Bryłki materii kosmicznej meteoroidy, mikrometeoroidy. ALH 84001. 55. 9.

(10) 2014-12-20. Cząstki elementarne. Natura obserwabli astronomicznych. W przestrzeni około ziemskiej obserwowane są W astronomii, mamy trzy rodzaje obserwabli:. • •.   . bryłki materii kosmicznej, cząstki elementarne, promieniowanie elektromagnetyczne.. 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.. Słońce. Średnica [km]. Masa [kg]. Vucieczki [km/s]. Ok. obr. [doba]. Temp [K]. 1400 000. 2*1030. 617.5. 25-34. 5500. 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.. Solar Dynamic Observatory od 2010.02.10 na orbicie. 3. He3He4He  p  p. Aktywność Słońca. Plamy na powierzchni Słońca. Protuberancje – gigantyczne wyrzuty materii słonecznej. 10.

(11) 2014-12-20. SDO – wpływ „wiatru” słonecznego na magnetosferę Ziemi. Wiatr słoneczny. Obserwacja neutrin. - jądra atomowe, cząstki elementarne: protony, elektrony, neutrina. Neutrina słoneczne. Cykl p-p. p  p  D  e  . Super Kamiokande Mozumi Mine, Japan Zbiornik 50,000 ton wody. D  p3He   Zorza polarna. Kwiecień, 2000. Golęczewo k. Poznania. 3. He3He4He  p  p. © Wojciech Bryś. Neutrina słoneczne – detektor Super-Kamiokande. Widok Słońca w neutrinach. Pole widzenia 90x90 stopni Rezultat 500 dni obserwacji. 11.

(12) 2014-12-20. Misja Genesis. Sonda Genesis, cel - pobranie próbek z wiatru Słonecznego i dostarczenie ich na Ziemię. (2001-2004). Natura obserwacji astronomicznych Misja Genesis. Jądra atomowe, cząstki elementarne: elektrony, protony, jądra atomowe, neutrina .... Promieniowanie E-M. 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.. 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.. 12.

(13) 2014-12-20. Promieniowanie E-M Promieniowanie EM •. x. fala E-M rozprzestrzenia się z szybkością v charakterystyczną dla danego ośrodka. Natura falowo korpuskularna •. Dla fali płaskiej mamy:.   H 0  E0  E 0  ix ,   H 0  ix ,    EH ix    ; wektor Poyntinga EH.     x  E  E0 cos 2  t       c       x  H  H 0 cos 2  t       c  . długość fali λ jest zależna od ośrodka, przez który fala E-M przechodzi.  •. •. v  . dla próżni, analogiczny związek ma postać. c 0. szybkość propagacji fali E-M w próżni wynosi c i jest fundamentalną stałą fizyczną. Właściwości propagacyjne ośrodka charakteryzowane są stosunkiem:. c  n   v. Fotonom można przypisać odpowiadającą im temperaturę:. n - współczynnik załamania ośrodka, ε - przenikalność dielektryczna ośrodka, μ - przenikalność magnetyczna ośrodka.. T. h  k. [K]. Własności kwantowe promieniowania reprezentuje formuła:. gdzie k - stała Boltzmana.. E  m  c2  h   h - stała Plancka m – masa fotonu. 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. 2014-12-20. T.J.Jopek, Fizyka i chemia Ziemi. 85. 13.

(14) 2014-12-20. Droga Mleczna obserwowana w różnych długościach fal. Okna atmosferyczne. 300nm - 1 m 1m. - okno wizualne - okno radiowe.. 10 m. - w wysokich górach możemy rejestrować promieniowanie podczerwone 2014-12-20. T.J.Jopek, Fizyka i chemia Ziemi. 87. Natura obserwacji astronomicznych Obserwacja promieniowania E-M. W astronomii, mamy trzy rodzaje obserwabli:   . cząsteczki, bryłki materii kosmicznej, cząsteczki elementarne, promieniowanie elektromagnetyczne.. •. kierunek propagacji, położenie obiektu:. •. energia, jasność obiektu,. •. polaryzacja.. Współczesny obraz Wszechświata, współczesna kosmologia, głównie opiera się na obserwacjach promieniowania E-M.. Promieniowanie E-M. obserwacja kierunku propagacji światła. Tycho Brahe „Nowe” instrumenty .. astrometria, astronomia pozycyjna. Kwadrant z r. 1570 I sekstans z 1580.. Obserwatorium Jna Heweliusza Tycho Brahe. Tycho dokonał pomiarów położeń ok. 1000 gwiazd. Stanowiły one katalog (układ odniesienia) wykorzystywany do obserwacji planet. 14.

(15) 2014-12-20. Astrometria fotoelektryczna. Astrometria klasyczna Koło południkowe. Obserwatorium w Besanson. Obserwatorium berlińskie. W 1925 roku Bengt Strömgren rejestruje przejścia gwiazd fotoelektrycznie.. Astrometria fotoelektryczna. Astrometria Księżyca. Koło południkowe Carlsberga w La Palma. Pomysł Strömgrena doprowadza do pełnej automatyzacji koła południkowego Carlsberga. Laserowy dalmierz księżycowy. Interferometry radiowe. Interferometry optyczne. 15.

(16) 2014-12-20. Promieniowanie E-M Obserwacja energii – astrofizyka, fotometria, spektroskopia. Astrometria satelitarna GAIA (2013-2017). . .  . katalogu gwiazd do 20m , ok.. miliarda gwiazd precyzja położeń, paralaks, ruchów własnych - 20 µas dla gwiazd 15m , - 200 µas dla gwiazd 20m Widmo absorbcyjne. spektroskopia, prędkości radialne, planetki NEA. λ1. λ2. Rodzaje widma promieniowania E-M Gęsta i gorąca materia. Siatka dyfrakcyjna. Widmo ciągłe. Pryzmat szklany Gorący gaz. Widmo emisyjne. Chłodny gaz. Widmo absorbcyjne. λ1. λ2. Położenia linii odpowiadają różnym długością fal promieniowania 2014-12-20. T.J.Jopek, Fizyka i chemia Ziemi. 100. 2014-12-20. T.J.Jopek, Fizyka i chemia Ziemi. 101. Interferometr Keck’a, Mauna Kea Hawaje. 16.

(17) 2014-12-20. Obserwacja promieniowania E-M. 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. Natura obserwacji astronomicznych. Wybór „dobrego” układu odniesienia. Modyfikacja, zniekształcenie sygnału wymagają: • •. kalibracji narzędzia obserwacyjnego, opracowania wyników obserwacji. Ziemia. W tym celu: Obserwator wyznacza poprawki do rejestrowanego sygnału, czyli określa wszystkie istotne niepewności systematyczne. Położenie geocentryczne. Zniekształcenia sygnału o charakterze losowym opracowuje za pomocą statystyki matematycznej.. Położenie topocentryczne. Atmosferyczna refrakcja. 2014-12-20. T.J.Jopek, Fizyka i chemia Ziemi. 109. 17.

(18) 2014-12-20. Atmosferyczne scyntylacje i seeing. Turbulencje atmosferyczne. Precyzyjne pomiary cechuje rozrzut wyników. Obszary o różnej gęstości. Problem. Ile wynosi kątowa odległość gwiazd G1 i G2. (Chwilowa ekstynkcja i refrakcja). 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. ??. Tak nie wolno! Fuj!!. l 2  15.14. Problem! W jaki sposób usunąć niejednoznaczność wyników obserwacji?. A gdyby w ten sposób. Ale pod warunkiem!!!. ^. l1  15.12. l1  15.12. l 2  15.14. l 2  15.14. Problem! W jaki sposób usunąć niejednoznaczność wyników obserwacji? Ale pod warunkiem!!!. l1  15.12. ^. l 1  l1   1 l 2  l2  2. ^. Problem! W jaki sposób usunąć niejednoznaczność wyników obserwacji? Na przykład tak: Ale pod warunkiem!!!. ^. l1  l 2. l 2  15.14. ^. l1  l 2. ^. ^. ^. 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. A gdyby w ten sposób:. ^. ^. l 2  l2  2. ^. l 1  15.12  0.01  15.13 ^. l 2  15.14  0.01  15.13. 18.

(19) 2014-12-20. Problem! W jaki sposób usunąć niejednoznaczność wyników obserwacji? Na przykład tak: Ale pod warunkiem!!! ^. 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 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 2  15.14  0.02  15.12 A gdyby w ten sposób:. ^. A gdyby w ten sposób?!?:. ^. l 1  l1   1. ^. l 1  l1   1. ^. l 2  l2  2. l 1  15.12  0.015  15.135. ^. l 2  l2  2. ^. l 1  15.12  15.12  0.0. ^. l 2  15.14  0.005  15.135. ^. l 2  15.14  15.14  0.0. 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? ^. l 1  15.12  0.00  15.12. A 2. 15.14. A1. 15.12. 15.13. .     410 min 2 i. i. l1. 1. 2 1. 2 2. 4. 1  4 104. A2.  2  2.5 104. ^. ^. l 2  15.14  0.02  15.12. ^. l1  l 2. l2. ^. 1.   12  22  min. l 1  15.12  0.015  15.135. 1. ^. l 2  15.14  0.005  15.135. A1. 15.12. 15.13. l1. 19.

(20) 2014-12-20. 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? Czy 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. Natura obserwacji astronomicznych. Natura obserwacji astronomicznych Promieniowanie E-M. Jądra atomowe, cząstki elementarne: elektrony, protony, jądra atomowe, neutrina .... Współczesna kosmologia, głównie opiera się na obserwacjach promieniowania E-M.. 20.

(21) 2014-12-20. 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. 2014-12-20. T.J.Jopek, Fizyka i chemia Ziemi. 129. 21.

(22)