FIZYKA ZIEMI

- Galaktyki są ogromnymi skupiskami materii, składają się z gwiazd oraz pyłowo-gazowej materii międzygwiazdowej oraz prawdopodobnie z materii niewidocznej (ciemnej); mają różnorodne kształty i formy.

2. Klasyfikacja galaktyk

2.1 Galaktyki eliptyczne typ E mają kształt elipsy, oznaczane są symbolami E0, E1, ..., E7.

- Składają się głównie z gwiazd i małej ilości rozproszonej materii pyłowo-gazowej, gaz zazwyczaj jest niezauważalny; nie widać żadnych szczegółów budowy (ew. gromady kuliste gwiazd)

2.2 Galaktyki soczewkowe typ SO o cechach pośrednich pomiędzy E i S, wyróżnia się także galaktyki soczewkowe z poprzeczką - typu SB0; w odróżnieniu od E obserwuje się w nich materię międzygwiazdową

2.3 Galaktyki spiralne typ S mają centralne jądro o dużej koncentracji i wychodzącymi z niego spiralnymi ramionami tworzącymi dysk; widoczna struktura wewnętrzna; zawierają dużo gazów i pyłów; Nasza Galaktyka należy do największych rozmiarowo

2.3.2 Galaktyki spiralne z poprzeczką - centralne zagęszczenie jest uzupełnione poprzeczką, reszta jak typ S

2.4 Galaktyki nieregularne - nie należą do żadnego z typów, nie posiadają wyraźnego jądra, a ich struktura jest asymetryczna, karłowate, np. Wielki i Mały Obłok Magellana

2.5. Galaktyki osobliwe - mają osobliwe cechy pomimo zakwalifikowania ich do poszczególnych typów (np. wypływ strumieni promieniowania), np. Centaurus A

3. Galaktyki aktywne Emitują duże ilości energii w innych zakresach promieniowania niż promieniowanie widzialne. Należą do nich kwazary i galaktyki posiadające aktywne jądra (galaktyki Seyferta oraz radiogalaktyki).

3.2 Radiogalaktyki charakteryzują się silnym promieniowaniem radiowym, posiadają dwa źródła promieniowania radiowego położone niemal symetrycznie. Np. Cygnus A.
3.3 Kwazary prawdopodobnie jądra bardzo odległych galaktyk, w których zachodzą gwałtowne procesy o nie wyjaśnionym do końca charakterze, obserwuje się w nich szerokie linie emisyjne oraz linie absorpcyjne, Jednocześnie wszystkie linie widmowe są silnie przesunięte ku czerwieni, co świadczy o szybkim oddalaniu się tych obiektów i o ich ogromnej odległości.

Dynamika galaktyk

- Ruch obiegowy materii galaktycznej - gwiazd oraz obłoków gazów i pyłów - wokół środka galaktyki. Ruch ten ma odmienny charakter w różnych typach galaktyk.

- Gwiazdy w układach eliptycznych poruszają się po chaotycznie zorientowanych orbitach o dużych mimośrodach. Ruchy uporządkowane (rotacja) mają małe znaczenie dla dynamiki tych galaktyk.

- Inaczej wygląda ruch materii w galaktykach spiralnych. Stwierdza się w nich wyraźną rotację materii dysku wokół centrum galaktyki. Jedynie jądra tych galaktyk pod względem dynamiki przypominają galaktyki eliptyczne.

4.1 Ciemna materia w galaktykach

- Należy przyjąć istnienie jeszcze jakiegoś masywnego składnika, różnego od gwiazd i świecącej rozproszonej materii gazowo-pyłowej, który jest dominującym źródłem pola grawitacyjnego.

• Ten niewidoczny składnik Wszechświata nazywa się ciemną lub brakującą materią.

1. Nasza Galaktyka - Układ Drogi Mlecznej

• wstęgą, ułożona z ogromnej liczby leżących blisko siebie gwiazd widoczna w bezksiężycową noc

• zbudowana z wielkiej ilości gwiazd, pyłów i gazów

• galaktyka spiralna, możliwe że z poprzeczką typ Sbc

• budowa: niejednorodnie rozłożona materia galaktyczna, zawiera 100-200 mld gwiazd, w halo galaktycznym obserwuję się gromady kuliste gwiazd, elementy podstawowe struktury galaktyki: jądro, centralna wypukłość, dysk i halo

• średnica dysku 50 tys parseków (160 mln lat świetlnych)

• rozproszona materia pyłowo-gazowa skupia się silnie w płaszczyźnie dysku

• jądro - wysokoenergetyczne źródło promieniowania (gamma, radiowe), niewielki rozmiar, otoczone dyskiem gazowym, kształt spłaszczony, najprawdopodobniej w jądrze jest czarna dziura; przesłonięte chmurą gazów i pyłów

• dysk galaktyczny - utworzony z gwiazd i dysku gazowego

• halo galaktyczne - najstarsze gwiazdy w galaktyce, gromady kuliste gwiazd

• ruch wirowy - gwiazdy obiegają centrum Galaktyki, obieg Słońca - 240 mln lat, odl. 30 tys lat św. od jądra

• miejsce Słońca - 8,5 kiloparseków od jądra, nie leży dokładnie w płaszczyźnie dysku galakt., dwa rodzaje ruchu Słońca w Galaktyce (względem otaczających gwiazd - apeks Gwiazdozbiór Herkulesa, względem centrum Galaktyki - apeks Gw. Łabędzia {apeks - punkt na sferze niebieskiej w kierunku którego porusza się Słońce})

Okres obiegu gwiazdy S2 wokół Sagitarius A - 15.2 lat

(Słońce - 230 mln lat)

Prędkość w perycentrum - 5000 km/sek

Najmniejsza odległość S2 od Sgr. A - 17 godz. świetl.

Masa czarnej dziury w centrum Galaktyki - 2.6 mln.

Mas Słońca

Promień Schwarzschilda - 7.7 mln km

Promieniowanie elektromagnetyczne

Najbogatszym źródłem informacji o obiektach astronomicznych jest docierające od nich promieniowanie elektro-magnetyczne.

- Do opisu wielu własności światła ( tą nazwą będziemy określać wszelkie promieniowanie elektromagnetyczne,nie tylko widzialne) musimy stosować teorię falową.

- W myśl tej teorii, światło jest zaburzeniem pola elektro-magnetycznego rozchodzącym się we wszystkich kierunkachod punktu będącego źródłem światła. Zaburzenie to rozchodzi się jako fala powodująca prostopadłe do siebiei do kierunku rozchodzenia się światła oscylacje lokalnego

pola elektrycznego i magnetycznego.

Zmiany natężenia pola elektromagnetycznego dają się

opisać za pomocą równania:

gdzie E₀, T, c, δ są stałymi; t oznacza czas, a x - współ-rzędną przestrzenną mierzoną wzdłuż kierunku rozchodzenia się światła.

Odpowiednie równanie dla wektora magnetycznego ma postać:

przy czym

jest wersorem osi x.

Powyższe równania opisują drgania wektorów elektrycznegoi magnetycznego rozchodzące się jako fale płaskie o amplitudach odpowiednio

Argument występującej w tych równaniach funkcji cosinus:

nazywamy fazą fali. Wyrażenie to pozostaje stałe gdy x=ct,co oznacza, że fazy fal opisanych powyższymi równościamirozchodzą się z prędkością c. Prędkość ta w próżni wynosi 299 792.458 km/sek i nosi nazwę prędkości światła.

Stała

• określa fazę początkową (faza dla x = 0 i t = 0). Czas T,który upływa pomiędzy dwoma kolejnymi pojawieniami siętej samej fazy drgań wektora elektrycznego (magnetycznego)

w tym samym punkcie przestrzeni nazywa się okresem fali.

Często zamiast okresu fali używa się częstotliwości ν (liczby

drgań w ciągu jednej sekundy):

lub długości fali λ. Długość fali jest to odległość pomiędzykolejnymi dwoma punktami na osi x, w których fazy są te same. Jest ona związana jednoznacznie z okresem iczęstotliwością za pomocą wzorów:

Na przykład atomy wodoru emitują fale radiowe o długości 21.12 cm, które, zgodnie z powyższym wzorem mają następującą częstotliwość:

Interferencja fal świetlnych

Interferencja - nakładanie się fal elektromagnetycznycho tej samej długości λ

-Rozpatrzmy najpierw przypadek, gdy kierunek drgań wektora elektrycznego w obu falach jest ten sam. Wówczas wypadkowe drgania wektora elektrycznego określone są równaniem:

gdzie E₀₁, E₀₂, δ₁, δ₂ są odpowiednio amplitudami i fazami obu fal składowych.

Ostatnie równanie można przekształcić do postaci:

Przy czym

- Jeżeli fazy fal składowych są jednakowe, δ₁ = δ₂ = δ₃, wówczas γ = δ, E₀ = E₀₁ + E₀₂. W wyniku nałożenia dwu fal otrzymujemy wtedy wzmocnienie promieniowania

- Gdy fazy fal składowych różnią się o 180^o, mamy osłabienie fali lub jej wygaszenie, światło nie rozchodzi się w ośrodku

3. Polaryzacja światła

Co tu dużo pisać może być liniowa, wektora, kołowa.

4. Korpuskularna teoria światła

Światło jako zbiór fotonów o prędkości c; foton to cząstka niepodzielna, zajmująca konkretne miejsce w przestrzeni; energia fotonu E = hν, gdzie h = 6.625 x 10^-34 J s jest stałą Plancka.

5. Rozkład widmowy (spektralny) światła

W skrócie: przepuszczanie światła przez pryzmat i rozłożenie na poszczególne barwy (częstotliwości).

5.1. Widmo - podstawowe wiadomości

Widmo - rozkład natężenia określonego zjawiska w zależności od podanego parametru, najczęściej rozkład natężenia światła w zależności od długości fali lub częstotliwości tego promieniowania.

Widmo promieniowania elektromagnetycznego - przebieg intensywności (rozkład natężenia) promieniowania elektromagnetycznego w funkcji długości fali lub częstotliwości.

- Wygląd widma danego źródła promieniowania elektromagnetycznego zależy od procesów fizycznych prowadzących do emisji promieniowania lub od sposobu w jaki to promieniowanie jest absorbowane przez materię, przez którą przechodzi.

- Rozkład natężenia promieniowania emitowanego przez większość gwiazd można w przybliżeniu przedstawić za pomocą rozkładu natężenia promieniowania ciała doskonale czarnego.

- Ciało doskonale czarne, modelowe ciało całkowicie pochłaniające padające na nie promieniowanie niezależnie od długości (częstotliwości) fali elektromagnetycznej, czyli mające zdolność absorpcyjną równą jedności w całym zakresie długości fal. Zgodnie z prawem Kirchhoffa ciało doskonale czarne ma największą ze wszystkich ciał zdolność emisyjną, czyli jest ciałem promieniującym w danej temperaturze najwięcej energii. Widmo promieniowania ciała doskonale czarnego jest widmem ciągłym. Długość fali odpowiadająca maksimum natężenia promieniowania jest odwrotnie proporcjonalna do temperatury ciała doskonale czarnego (prawo przesunięć Wiena).

Rozkład promieniowania w całym zakresie długości fal opisuje prawo promieniowania Plancka, zgodnie z którym zdolność emisyjna ciała doskonale czarnego o temperaturze w skali bezwzględnej T wyraża się wzorem:

gdzie ν — częstotliwość promieniowania, c — prędkość światła w próżni, k — stała Boltzmanna, h — stała Plancka (h = 6,626 • 10^-34 J • s). Prawo to sformułowane przy założeniu, że atom może emitować energię jedynie w określonych porcjach, zw. kwantami energii, stało się jedną z podstaw mechaniki kwantowej.

5.2.Prawo Wiena

Z prawa Plancka wynika inne prawo noszące nazwę prawa Wiena. Głosi ono, że iloczyn długości fali λ_max dla której natężenie promieniowania I_λT przyjmuje wartośćnajwiększą i temperatury bezwzględnej T jest stały:

gdzie b ma wartość 0.2898, jeżeli λ wyraża się w cm.

5.3 Prawo Stefana-Boltzmanna

Innym prawem wynikającym z prawa Plancka jest prawo Stefana-Boltzmanna głoszące, że całkowita energia promieniowania wysyłanego przez ciało doskonale czarne jest proporcjonalna do czwartej potęgi temperatury bezwzględnej tego ciała:

E = σT⁴,

gdzie σ = 5.67x10^-8Wm^-2K^-4 jest stałą Stefana. Jeżeli jest znana całkowita energia E wysyłana przez gwiazdę, to temperatura wyznaczona z powyższego związku nosi nazwę temperatury efektywnej.

5.5 Rodzaje widma

Widmo ciągłe, Widmo absorbcyjne, Widmo emisyjne

I prawo Kirchhoffa:

Gorące, nieprzezroczyste ciało, takie jak ciało doskonale czarne, lub gęsty gaz emituje widmo ciągłe - kompletny ciąg barw bez żadnych linii widmowych.

II prawo Kirchhoffa:

Gorący, przezroczysty gaz emituje linie widmowe emisyjne -ciąg jasnych linii widmowych na ciemnym tle.

III prawo Kirchhoffa:

Zimny, przezroczysty gaz znajdujący się przed źródłem widma ciągłego powoduje powstanie absorbcyjnych linii widmowych - ciągu ciemnych linii na tle widma ciągłego. Ciemne linie absorbcyjne danych pierwiastków odpowiadają dokładnie tym samym długościom fal co jasne linie emisyjne tego samego pierwiastka.

Występowanie linii absorbcyjnych i emisyjnych zależy od wzajemnych relacji między temperaturą gazu i temperaturą źródła promieniowania znajdującego się w tle. Linie absorbcyjne widoczne są wtedy, gdy tło jest gorętsze niż gaz,a linie emisyjne wtedy, gdy tło jest zimniejsze.

5.6 Związek linii widmowych z budową atomu i zjawiskami zachodzącymi w atomach

Model atomu wodoru Bohra

Model atomu Rutherforda

Wzór Bohra na długość linii emisyjnych i absorbcyjnych w atomie wodoru.

Na podstawie wzoru E = hc/λ Bohr wykazał, że długość λ emitowanego lub absorbowanego fotonu przy przejściu elektronu między wewnętrzną orbitą N i zewnętrzną nmożna wyznaczyć z następującego wzoru:

gdzie N - numer wewnętrznej orbity,

n - numer zewnętrznej orbity,

R - stała Rydberga = 1.097 x 10⁷ m^-1

λ - długość fali ( w metrach) emitowanego lub absorbowanego fotonu.

Dla N = 1 i n = ∞ , czyli dla najkrótszej długości fali w serii Lymana, λ = 91 nm, elektron jest wyrzucany z najniższej orbity na orbitę nieskończoną. W ten sposóbatom wodoru jest pozbawiony elektronu. Ten proces nazywa się jonizacją.

7. Obserwowane cechy promieniowania elektromagnetycznego

Kierunek - otrzymujemy informacje o położeniu obiektu na sferze niebieskiej. Kilka pomiarów kierunku daje informacje o ruchu względnym obserwatora i obiektu

Oświetlenie - ilość energii padającej w jednostce czasu na jednostkę powierzchni ustawionej prostopadle do kierunku promieniowania. Z oświetleniem wiążą się: strumień świetlny - ilość energii świetlnej padającej w jednostce czasu na pewną powierzchnię, oraz natężenie światła - ilość energii zawartą w jednostce kąta bryłowego docierającej od źródła w jednostce czasu.

Oświetlenie przez promieniowanie docierające do obserwatora zależy od:

- ilości energii emitowanej w jednostce czasu przez źródło promieniowania,

- odległości źródła od obserwatora,

- własności optycznych (rozpraszanie, absorbcja) ośrodka znajdującego się na drodze światła.

Z tego powodu pomiary oświetlenia dostarczają nam informacji o:

- odległości obiektów astronomicznych,

- warunkach energetycznych panujących na tych obiektach,

- materii znajdującej się w przestrzeni, przez którą przechodził promień świetlny.

Rozkład widma - rozkład docierającego promieniowania w funkcji długości fali, dostarcza nam informacje o w przypadku widma:

• ciągłego - temperaturze ciała prom., grubości i właściwościach optycznych ośrodka rozpraszającego

• linii widmowych - skład chemiczny obiektu.

Polaryzacja światła - powstaje w wyniku istnienia anizotropii optycznej w ośrodku promieniującym, bądź też znajdującym się pomiędzy źródłem światła i obserwatorem. Z tego powodu pomiary polaryzacji są źródłem informacji o czynnikach, które tę anizotropię powodują.

W praktyce promieniowanie obiektów astronomicznych jest spolaryzowane częściowo, co oznacza, że obracając polaryzator obserwujemy zmiany natężenia od pewnej wartości maksymalnej do minimalnej.

Instrumenty astronomiczne

Teleskopy optyczne, Refraktor - teleskop soczewkowy, Luneta astronomiczna

Reflektor - teleskop zwierciadłowy

Zalety:

- dobre obrazy w pobliżu osi optycznej,

- skupiają w ognisku fale elektromagnetyczne z całego „okna widzialnego”,

- brak aberracji chromatycznej

Wady:

- ograniczone możliwości obserwacji obiektów położonych z dala od osi optycznej instrumentu,

-aberracja pozaosiowa, np. koma - obraz obiektu nie ma kształtu sferycznego, lecz ma postać nieymetrycznej plamki przypominającej przecinek,

- astygmatyzm - jedna z wad układów optycznych, polega na odwzorowywaniu pozaosiowych punktów nie jako punktów, a jako prostopadłych do siebie linii, leżących w przesuniętych względem siebie płaszczyznach.Daje obraz nieostry i zniekształcony, Przy obserwacjach obiektów rozciągłych naistotniejszą jest korzystna światłosiła teleskopu, natomiast przy obserwacjach gwiazd mo

- krzywizna pola - jedna z wad układów optycznych polegająca na tym, że ostry obraz przedmiotu

odwzorowywanego powstaje nie na płaszczyźnie, lecz na zakrzywionej powierzchni,

- dystorsja - wada układu optycznego polegająca na uwypukleniu części obrazu bez zmiany jego

ostrości.

Podstawowe charakterystyki teleskopów

D - średnica obiektywu

f - ogniskowa

D/f - światłosiła teleskopu

Odbiorniki promieniowania

1. Ludzkie oko:

2. Klisza fotograficzna:

3. Fotopowielacz:

4. Inne odbiorniki promieniowania:

- przetworniki elektronowo-optyczne

- kamery telewizyjne

5. Detektor CCD

- krzemowa płytka, składa się z trzech warstw: krzemowego podłoża, izolatora i metalowych elektrod, całość podzielona jest na niewielkie, niezależne elementy zwane pikselami

Zalety detektorów CCD:

- znaczna wydajność rejestracji kwantów promieniowania, sięgająca 70-80% (dla porównania: wydajność fotopowielacza wynosi 10-20%, kliszy fotograficznej - 1%),

- liniowa zależność pomiędzy wskazaniami CCD i miarą padającego promieniowania zachodząca w bardzo dużym zakresie

- możliwość stosowania bardzo długich czasów eksopzycji

- niski poziom szumów własnych i brak zniekształceńgeometrycznych położenia obserwowanych obiektów

Spekrtoskopia

- Podstawowy dział astrofizyki, obejmuje metody otrzymywania i interpretacji widm ciał niebieskich,

- widma uzyskuje się przez rozproszenie światła w pryzmacie lub przez ugięcie i interferencję na siatce dyfrakcyjnej

Podstawowe przyrządy spektoskopii:

- pryzmat obiektywowy

- spektrograf szczelinowy

- spektrograf z siatką dyfrakcyjną

Najprostszą anteną radiową jest dipol o długości równej połowie długości odbieranej fali. Antena składająca się wyłącznie z jednego dipola rejestruje promieniowanie radiowe dochodzące z całego obszaru nieba. Dla zapewnienia odbioru fal radiowych z określonego kierunku stosuje się metalowe anteny o kształcie paraboloidy, w której ognisku umieszczony jest dipol.

Największy radioteleskop o ruchomej antenie - 100 m Effelsberg, Instytut Radioastronomii w Bonn

SŁOŃCE

- Słońce jest typową gwiazdą stacjonarną, nie przejawiającą wyraźnej zmienności, o przeciętnej

masie i rozmiarach.

- znajduje się w jednym z ramion spiralnych, w odległości około 8.5 kiloparseka od środka i 8 parseków od płaszczyzny Drogi Mlecznej.

- stanowi 99.87% całkowitej masy Układu Słonecznego. Jest głównym źródłem energii docierającej do Ziemi, głównie w postaci elektromagnetycznych, a także najjaśniejszym i największym obiektem na niebie.

- Helofizyka Obejmuje ona zarówno teorię budowy i ewolucji Słońca, jego oddziaływania z otoczeniem, jak i olbrzymią różnorodność zjawisk i procesów związanych z jego aktywnością magnetyczną.

Klasyczne metody wyznaczania odległości do Słońca:

• pomiar paralaksy geocentrycznej

- wyznaczanie odległości z III prawa Keplera,

Współcześnie: metoda radiolokacji daje tysiąckrotny wzrost dokładności (dokł. kilkanaście kilometrów)

Średnia odległość Ziemia-Słońce: 149 587 870 km,czyli ok. 149 600 000 km, czyli 1 AU

Odpowiada to paralaksie geocentrycznej π = 8^''.794148

Światło przebywa tą odległość w ciągu 499.0048 sek.

Średnica tarczy Słońca:

32^' 26^” - Ziemia w peryhelium

31^' 31^” - Ziemia w aphelium

Rozmiary Słońca

Znając odległość Ziemia-Słońce i promień kątowy można wyznaczyć promień liniowy Słońca:

R = 696 000 km, jest to 109 razy więcej niż promień Ziemi.

Masa Słońca

Masę Słońca można wyznaczyć na podstawie III prawa Keplera (uogólnionego) zapisanego dla układów Ziemia-Księżyc i Słońce-Ziemia.

Jeżeli:

M, m, m_k - masy Słońca, Ziemi i Księżyca,

a_Z, a_K - półosie wielkie orbit Ziemi i Księżyca,

P_Z, P_K - okresy obiegu Ziemi wokół Słońca i Księżyca wokół Ziemi,

to

M = 1.99x10³⁰ kg

Masa Słońca jest 330 000 razy większa od masy Ziemi.

Średnia gęstość Słońca wynosi: ρ = 1.41X10³ kg/m³ (1.41g/cm³) ,co stanowi 0.25 średniej gęstości Ziemi. Przyspieszenie grawitacyjne na powierzchni Słońca wynosi 274 m/s² i jest 28 razy większe niż na pow. Ziemi.

Obrót Słońca

- Słońce obraca się wokół własnej osi nachylonej do prostopadłej do płaszczyzny ekliptyki pod kątem 7°15′. Wynika to z obserwacji szczegółów na Powierzchni Słońca.

- Równik słoneczny - płaszczyzna prostopadła do osi obrotu przechodząca przez środek Słońca.

Współrzędne: szerokość i długość heliograficzna

- Prędkość kątowa obrotu punktów na powierzchni Słońca zależy od szerokości heliograficznej.

- Punkty na powierzchni w pobliżu równika słonecznego obiegają Słońce w ciągu 25 dni, okolice bliskie biegunów dokonują obrotu w ciągu 30 dni.

Słoneczko:

- skład chemiczny fotosfery - określany na podst. Linii widmowych H 67%, He 31% O + C + Mg ok. 1,5-2%, łącznie ok. 70 pierwiastków

Skład chemiczny całego Słońca (na podstawie modelowania wnętrza Słońca) H 76%, He 22%, O,C,Ne, Fe, N i inne <1%

- stała słoneczna - całkowita miara energii emitowanej przez Słońce; jest to ilość energii promieniowania słonecznego padającego prostopadle na powierzchnię 1cm² poza atmosferą Ziemi w ciągu jednej minuty:

S = 1.95 cal/cm²/min = 1.36x10³ J m^-2s^-1

- moc promieniowania słonecznego

L_a = L,.

- Znając promień Słońca, można obliczyć ile energii w ciągu jednej sekundy wysyła każdy metr kwadratowy powierzchni słonecznej:

Rozkład promieniowania w całym zakresie długości fal opisuje prawo promieniowania Plancka, zgodnie z którym zdolność emisyjna ciała doskonale czarnego o temperaturze w skali bezwzględnej T wyraża się wzorem:

gdzie ν — częstotliwość promieniowania, c — prędkość światła w próżni, k — stała Boltzmanna, h — stała Plancka (h = 6,626 • 10^-34 J • s). Prawo to sformułowane przy założeniu, że atom może emitować energię jedynie w określonych porcjach, zw. kwantami energii, stało się jedną z podstaw mechaniki kwantowej.

Prawo Wiena

Z prawa Plancka wynika inne prawo noszące nazwę prawa Wiena. Głosi ono, że iloczyn długości fali λ_max dla której natężenie promieniowania I_λT przyjmuje wartość największą i temperatury bezwzględnej T jest stały:

gdzie b ma wartość 0.2898, jeżeli λwyraża się w cm.

Prawo Stefana-Boltzmanna

Innym prawem wynikającym z prawa Plancka jest prawo Stefana-Boltzmanna głoszące, że całkowita energia promieniowania wysyłanego przez ciało doskonale czarne jest proporcjonalna do czwartej potęgi temperatury bezwzględnej tego ciała:

E = σT⁴,

gdzie σ = 5.67x10^-8Wm^-2K^-4 jest stałą Stefana. Jeżeli jest znana całkowita energia E wysyłana przez gwiazdę, to temperatura wyznaczona z powyższego związku nosi nazwę temperatury efektywnej.

Stosując prawo Stefana-Boltzmana wyliczamy temperaturę efektywną Słońca:

Zastosowanie prawa Wiena: λ_maxT = const. do widma słonecznego prowadzi do wyznaczenia temperatury Słońca, zwanej temperaturą Wiena. Wynosi ona ok. 6200 K

Inne sposoby wyznaczania temperatury:

- temperatura barwna, wyznaczana ze stosunku

natężeń w dwóch długościach fal

- temperatura wzbudzenia,

- temperatura jonizacji,

- temperatura kinetyczna

Budowa Słońca

- Słońce jest kulą zjonizowanego gazu, składającego się głównie z wodoru i helu.

- Kula plazmy słonecznej utrzymywana jest w równowadze hydrostatycznej z jednej strony przez siły grawitacji, z drugiej zaś - przez rosnące z głębokością ciśnienie gazu, które równoważy coraz większy ciężar materii znajdującej się powyżej.

- Tylko zewnętrzne warstwy Słońca, tj. atmosfera ,dostępne są bezpośrednim szczegółowym obserwacjom

- O budowie jego wnętrza oraz zachodzących tam procesach możemy wnioskować tylko pośrednio, gdyż z wyjątkiem przenikliwych neutrin żadne cząstki powstające w głębszych warstwach nie mogą ich opuścić w niezmienionej postaci.

- W oparciu o rozważania teoretyczne, głównie teorię ewolucji gwiazd, konstruowane są matematyczne modele opisujące budowę Słońca oraz zmiany zachodzące w jego strukturze od momentu narodzin do dziś i dalej.

- Warunki panujące we wnętrzu wpływają na obraz warstw powierzchniowych, zatem porównanie cech modelowych powierzchni Słońca z obserwowanymi staje się testem poprawności modelu.

Źródła energii słonecznej

- We wnętrzu Słońca temperatura wynosi ok.. 15 mln K,a ciśnienie ok. 3x10¹⁶Nm^-2. W tych warunkach poszczególne atomy mogą poruszać się z ogromnymi prędkościami setki km/sek.

- Przy znacznej gęstości materii istnieje możliwość zderzeń pomiędzy jądrami atomów, prowa-

dzących do reakcji termojądrowych.

Cykl protonowo-protonowy (p-p)

W centrum Słońca najczęściej zachodzi cykl reakcji, w wyniku których z czterech protonów powstaje jądro helu ->cykl (p-p),a poszczególne jego etapy są następujące:

I. Dwa protony zderzają się (prawdopodobieństwo 1 raz na 14 miliardów lat) w wyniku czego powstaje jądro ciężkiego wodoru (deuteru) składające się z protonu i jednego neutronu. Podczas tej reakcji następuje emisja pozytonu e⁺, który ulega anihilacji z jednym ze swobodnych elektronów oraz neutrina. Neutrino unosi pewną ilość energii kinetycznej.

II. Powstały deuter łączy się z jeszcze jednym protonem (prawdopodobieństwo bardzo duże - połączenie następuje w ciągu kilku sekund). Powstaje izotop helu przy czym emitowany jest kwant

promieniowania gamma.

III. Dwa izotopy helu łączą się, powstaje jądro helu które jest trwałe.

Sumarycznie:

Bilans masy w cyklu p-p:

masa czterech protonów = 6.6896x10^-27kg

masa jądra helu = 6.6439x10^-27kg

masa dwóch pozytonów = 0.0018x10^-27kg

Deficyt masy = 0.0439x10^-27kg

Kosztem tego ubytku masy powstaje równoważna jej Energia zgodnie z równaniem Einsteina: E=mc²

Cykl węglowo-azotowy (CNO)

W tym cyklu również następuje synteza jąder helu z protonów, w tym przypadku jednak przy udziale węgla, azotu i tlenu jako katalizatorów:

Cykl CNO przebiega w wyższych temperaturach w porównaniu z cyklem p-p. Cykl p-p jest wydajniejszy w temperaturach rzędu 10'⁷K,w wyższych temperaturach, powyżej 1.8x10⁷K, bardziej wydajny jest cykl CNO.

Neutrina słoneczne

- W trakcie reakcji termojądrowych we wnętrzu Słońca oprócz kwantów gamma powstają również neutrina.

- Strumień neutrin w bardzo niewielkim stopniu oddziałuje z materią. Dzięki temu powstałe w jądrze Słońca neutrina bez przeszkód docierają w pobliże Ziemi niosąc informacje o warunkach panujących we wnętrzu Słońca.

- W jednym cyklu reakcji termojądrowych powstają 2 neutrina, przy czym zostaje wydzielona energia E = 4x10^-12J. Ponieważ moc promieniowania Słońca wynosi 3.82x10²⁶ W, zatem liczba reakcji termojądrowych następujących w Słońcu w ciągu jednej sekundy wynosi:

w których powstaje N = 2x10³⁸ neutrin. Gęstość strumienia neutrin w pobliżu Ziemi wynosi:

Transport energii wewnątrz Słońca

- Należy przyjąć założenie, że ilość energii produkowanej wewnątrz Słońca jest dokładnie równa ilości energii wypromieniowanej. Zatem nieprzerwanie następuje przepływ energii wewnątrz Słońca.

Ogólnie możliwe są trzy sposoby transportu energii:

- konwekcja,

- promieniowanie,

- przewodnictwo.

W gwiazdach przewodnictwo nie odgrywa żadnej roli,gdyż współczynnik przewodnictwa gazów jest praktycznie równy zero.

Konwekcja

- ruchy materii wzdłuż promienia Słońca - gaz o wyższej temperaturze unosi się ku górze, część

swojego ciepła oddaje warstwom chłodniejszym i oziębiony spływa w kierunku środka Słońca,

odbywa się w zewnętrznych warstwach Słońca,od 0.8 do 1.0 promienia Słońca.

Promieniowanie

- zanim promieniowanie wytworzone w jądrze Słońca dotrze do powierzchni ulega wielokrotnemu oddziaływaniu z materią zawartą w kolejnych warstwach wnętrza Słońca

- pojedynczy kwant promieniowania potrzebuje ok.30 000 lat do wydostania się ze środka Słońca na powierzchnię

- w tym czasie stosunkowo niewielka liczba wysokoenergetycznych kwantów gamma przekształca się wskutek oddziaływań z materią w lawinę fotonów niskoenergetycznych

Atmosfera Słońca

I. Fotosfera

• powstaje widmo ciągłe

• temperatura 5000-6000 K

• jedyne miejsce występowania naturalnego H

• granulacja - subtelna struktura Słońca przypominająca „ziarnka ryżu” (rozmiar granul 1500 km, temp o 100 K wyższa od otoczenia)

II. Chromosfera

• temp 4300 K i wzrasta z wysokością

• obserwowana w podczas całkowitego zaćmienia Słońca

III. Korona słoneczna

• materia „ucieka” w postaci wiatru słonecznego

• kształt i wielkość zależne od aktywności Słoneczka

• składa się z plazmy (protony + neutrony)

• temp do 2 mln K

Dalej o Słoneczku

- aktywność słoneczna - zjawiska zachodzące w atmosferze Słoneczka

• plamy słoneczne - składają się z jądra plamy i otaczającego je półcienia, mają nieregularny kształt i różne rozmiary, temp jest o ok. 1500 K niższa niż fotosfery; zróżnicowany czas życia, większość występuje w grupach ( kilka-kilkadziesiąt plam)

• Z plamami związane jest silne pole magnetyczne.

- Cykliczność plam słonecznych

Liczba Wolfa: W = k ( 10 g + f ),

g - liczba grup plam,

f - łączna liczba widocznych plam,

k - współczynnik zależny od instrumentu obserwacyjnego
- Inne formy aktywności słonecznej

1. pochodnie - związane z obecnością silnych pól magnetycznych, temp. 200-300 K wyższa od fotosfery, przy plamach

2. protuberancje - mają postać pionowo sterczących kurtyn o strukturze włóknistej, są one plazmą „mrożoną” w system chromosferycznych i koronalnych pól magnet., znaczne rozmiary, czas trwania tydzień-rok

3. wybuchy i burze radiowe - prom. radiowe o charakterze wybuchowym zachodzi w okresach aktywności Słońca, krótkotrwale wybuchy, dochodzą do jonosfery ale nie na powierzchnię Ziemi

GWIAZDY

- To najbardziej rozpowszechnione, najbardziej liczne obiekty we Wszechświecie.

- masywne, gorące kule gazowe składające się z plazmy

- w ich wnętrzu zachodzą reakcje termojądrowe

Gwiazdozbiory W 1928 roku Międzynarodowa Unia Astronomiczna (MUA) podzieliła niebo na 88 fragmentów - gwiazdozbiorów.

Coś o małych świecących gwiazdeczkach:
a) Odległości gwiazd

-Radarowe pomiary odległości - tylko najbliższe obiekty w Układzie Słonecznym

- Metoda paralaksy heliocentrycznej - najbliższe gwiazdy

Najbliższe gwiazdy

-Wewnątrz sfery o promieniu 3 pc znajduje się 10 gwiazd, w sferze o promieniu 4 pc - 30 gwiazd

-Z pomiarów naziemnych można mierzyć paralaksy do 0.01”,wyznaczać odległości gwiazd do 100 pc.

- Hipparcos wyznaczył paralaksy ok.. 118 000 gwiazd z dokładnością 0.001”

b) Ruch gwiazd w przestrzeni względem Słońca

- Ruch własny μ gwiazdy - obserwowana prędkość tangencjalna - ruch gwiazdyna tle innych, bardziej odległych gwiazd.Ruch własny μ wyraża się w sekundach na rok.

Prędkość radialna gwiazd

Dla pomiaru prędkości radialnej gwiazdy wykorzystuje się zjawisko Dopplera, które opisane jest następującą zależnością:

gdzie

λ₀ - długość fali wysyłanej przez źródło światła,

• - długość fali światła dochodzącego do obserwatora,

v_r - prędkość źródła światła

Wykonując pomiar spektroskopowy widma gwiazdy można określić zmianę długości fali Δλ = λ - λ₀, a następnie na podstawie wzoru

Dopplera wyznaczyć prędkość radialną:

przy czym

gdy λ > λ₀ wtedy v_r > 0 - źródło oddala się

gdy λ < λ₀ wtedy v_r < 0 - źródło zbliża się

Dla większości gwiazd prędkości radialne nie przekraczają ±20 km/s. Tylko dla ok. 4% gwiazd wartość bezwzględna prędkości radialnej jest większa od 60 km/s.

Jasności gwiazd

• przyczyny różnic jasności - różnice w odległości gwiazd od obserwatora oraz rzezcywistymi różnicami w ilości emitowanego promieniowania

• jasność gwiazdy wyjaśnia się w jednostkach - magnitudach

• Hipparch - 6 klas jasności gwiazd

• Pogson - skala fotometryczna gwiazd

- Ta zasada została później przyjęta przez Normana Pogsona (w roku 1856), który zdefiniował skalę fotometryczną gwiazd. Pogson przyjął, że różnicy 5 wielkości gwiazdowych odpowiada stosunek natężeń światła równy 100:

lub

gdzie I_m i I_m+5 oznaczają natężenie blasku odpowiadające wielkościom m i m+5.

Przyjmując, że stosunek natężeń oświetleń pochodzących od gwiazd różniących się jasnością o jedną wielkość gwiazdową jest stały i wynosi:

Mamy

a po obustronnym zlogarytmowaniu otrzymujemy wartość stałej a:

Tak więc, różnicy jednej wielkości gwiazdowej odpowiada stosunek natężeń oświetlenia wynoszący 2.512... . Uogólniając, dla dwóch gwiazd o wielkościach gwiazdowych m i n otrzymujemy:

czyli następującą zależność:

którą nazywamy wzorem Pogsona.

Wielkości absolutne gwiazd

- Jasność obserwowana gwiazdy zależy od jej odległosci. Dla wyeliminowania wpływu odległości wprowadzono pojęcie jasności absolutnej.

- Jasność absolutna to taka jasność jaką miała by gwiazda gdyby znajdowała się w odległości 10 parseków.

- Jasność absolutną wyraża się w tzw. absolutnych wielkościach gwiazdowych.

-Dwie gwiazdy identyczne,położone w różnych odległościach D₁ i D₂,wykazują różny blask,gdyż widome natężenie ich światła I₁ i I₂ jest odwrotnie proporcjonalne do kwadratów odległości D₁ i D₂:

Różnica wielkości gwiazdowych m₁ i m₂ wyraża się więc wzorem:

Przyjmując w powyższym wzorze D₂ = 10 i wprowadzając nastepujące oznaczenia m₁ = m, m₂ = M (jasność absolutna), D₁ = D mamy:

Wzór ten wyraża zależność między wielkością widomą i absolutną oraz odległością przy założeniu, że przestrzeń międzygwiazdowa jest całkowicie przezroczysta. zalożenie to jest spełnione tylko w przybliżeniu. Wstawiając do powyższego wzoru paralaksę heliocentryczną zamiast odległości π = 1/D przekształcamy go do postaci:

Moc promieniowania - całkowity strumień energii jaką wypromieniowuje gwiazda we wszystkich kierunkachw jednostce czasu

4. Moc promieniowania (światłość) gwiazdy

Analogicznie do wzoru:

Przyjmując dalej L_Sł = 1 oraz podstawiając wartość numeryczną na bolometryczną jasność absolutną Słońca M_Sł = 4.72, otrzymujemy wzór dla wyznaczenia mocy promieniowania gwiazdy wyrażonej w mocy promieniowania Słońca:

5. Widma i temperatury gwiazd

- Widma dostarczają podstawowych informacji:

- o temperaturze i składzie chemicznym zewnętrznych warstw,

- o ciśnieniu i gęstości atmosfery,

- o prędkości radialnej i ruchu wirowym,

- a także o natężeniu pola magnetycznego danej gwiazdy.

- Poszczególne typy widmowe gwiazd dzielą się na podtypy, oznaczane cyframi od 0 do 9.

Wprowadzona w ten sposób klasyfikacja gwiazd według ich typów widmowych nie określa jednak ściśle niektórych typów gwiazd, o takiej samej temperaturze powierzchni. Do tego samego typu widmowego należą bowiem karły, olbrzymy i nadolbrzymy.

- Pewne gwiazdy mają szczególne, niecodzienne widma. Dlatego wprowadzono dalsze dodatkowe

symbole dla oznaczenia typów widmowych. Przed nazwą typu dodaje się :

* sd - gdy gwiazda jest podkarłem ( ang. subdwarf )

* d - karłem ( ang. dwarf )

*w - białym karłem ( ang. white )

* sg - podolbrzymem ( ang. subgiant )

* g - olbrzymem ( ang. giant )

* c - nadolbrzymem ( ang. colossus )

6. Masy gwiazd

- Masy gwiazd wyznacza się najdokładniej, gdy są one składnikami układów podwójnych.

- Obserwując ruch gwiazd układu podwójnego względem ich wspólnego środka masy, można, korzystając z III prawa Keplera, określić masy składników tego układu.

- III Prawo Keplera w postaci ogólnej zastosowane do układu dwóch gwiazd obiegającychwspólny środek masy oraz do układu Ziemia-Słońce ma postać

gdzie

m₁ i m₂ - masy gwiazd,

M_Sł - masa Słońca,

m_Z - masa Ziemi,

P₀ - okres obiegu Ziemi wokół Słońca,

P - okres obiegu składników układu podwójnego wokół wspólnego środka masy,

a_Z - odległość Ziemia-Słońce,

a - średnia odległość między składnikami układu podwójnego

Przyjmując P₀ = 1 rok, M_Sł = 1, a_Z = 1 AU oraz pomijając masę Ziemi jako małą w stosunku do Słońca otrzymujemy następujący wzór na sumę mas składników układu podwójnego:

Aby obliczyć masy poszczególnych składników, oprócz znajomości ich sumy musimy jeszcze znać np. stosunek mas m₁/m₂. Stosunek ten można wyznaczyć gdy znane są orbity obu składników, a nie

tylko orbity jednego składnika względem drugiego. W praktycedokonuje się pomiarów pozycji obu gwiazd, składników układu względem innych gwiazd. W najprostszym przypadku orbit kołowych,

leżących w płaszczyźnie prostopadłej do kierunku widzenia, mamy:

- W wypadku gwiazd pojedynczych stosuje się mniej dokładne metody pośrednie.

- Masy większości gwiazd mieszczą się w przedziale 0,1 - 50 masy Słońca.

- Ciała o masach mniejszych niż kilka setnych masy Słońca nie mogą być gwiazdami, gdyż w ich wnętrzu nie dojdzie do przemiany wodoru w hel. Natomiast gwiazdy o masach zbyt dużych są niestabilne i żywot ich jest bardzo krótki.

7. Średnice gwiazd

- Ze względu na duże odległości do gwiazd wyznaczanie ich rozmiarów jest zadaniem szczególnie trudnym. Jedynie średnicę Słońca można zmierzyć bezpośrednio z dobrą dokładnością.

- Dotychczas uzyskano obrazy tarczy zaledwie kilku gwiazd. Do bezpośredniego wyznaczenia rozmiaru gwiazdy potrzeba znajomości jej średnicy kątowej i odległości do niej.

- Średnice większości gwiazd można wyznaczyć jedynie metodami pośrednimi, wykorzystując np. prawo Stefana=Boltzmanna.

- Zgodnie z prawem Stefana-Boltzmanna zachodzi następujący związek między ilością energii E wypromieniowanej przez gwiazdę w jednostce czasu (przy założeniu, że gwiazda promieniuje jak ciało doskonale czarne) i temperaturą gwiazdy:

Cała gwiazda, w jednostce czasu następującą energię:

przy czym moc promieniowania gwiazdy L wyznacza się na podstawie znajomości jej jasności absolutnej. Podobnie dla Słońca mamy

- Możemy wyliczyć promień gwiazdy w jednostkach promienia i mocy promieniowania Słońca:

- Inne metody wyznaczania rozmiarów gwiazd:

- metodo interferometryczna,

- metoda zakryć gwiazd przez Księżyc,

Ode mnie: Średnica gwiazd:

• największe gwiazdy - ok. 1000 razy większe od Słońca

• najmniejsze gwiazdy - gwiazdy neutronowe o średnicach 10-20 km

• promienie gwiazd są bardzo zróżnicowane

9. Klasy jasności absolutnej

- Na podstawie dokładnej analizy gwiazd położonych w różnych miejscach diagramu H-R wyodrębniono następujące grupy gwiazd noszące nazwę klasy jasności

absolutnej, w skrócie klasy jasności. :

I Nadolbrzymy

II Jasne olbrzymy

III Olbrzymy

IV Podolbrzymy

V Karły (gwiazdy ciągu głównego)

VI Podkarły

VII Białe karły

- Przynależność do klasy jasności rozstrzyga się na podstawieszczegółowej analizy widmowej.

Wyznaczanie odległości do gwiazd metodą paralaksy spektroskopowej

- Określenie dokładnego typu widmowego danej gwiazdy stanowi podstawę do wyznaczania jej odległości przy wykorzystaniu diagramu H-R. Jest to metoda paralaks spektroskopowych:

*na podstawie znanego typu widmowego i klasy jasności określa się położenie gwiazdy na diagramie H-R,

* na podstawie położenia gwiazdy na diagramie H-R wyznacza się jej jasność absolutną,

* korzystając z wzoru

mamy

Wzór ten nie uwzględnia wpływu pochłaniania światła przez materię międzygwiazdową.

• Metoda paralaks spektroskopowych, w odróżnieniu od metody paralaksy trygonometrycznej może być stosowana nawet do bardzo odległych gwiazd, gdy tylko znamy ich widma. Jednak dokładność tej metody jest mała.

10. Gwiazdy ciągu głównego
- podobny skład chemiczny do Słońca, ale o różnych masach

• zachodzą spokojne reakcje termojądrowe

• im większa masa tym wyższa temp

11. Olbrzymy

- Zajmują miejsce w prawej, górnej części diagramu H-R, są więc jednocześnie jasne i chłodne.

12. Białe karły

• Te gwiazdy zajmują lewą, dolną część diagramu H_R, a więc charakteryzują się wysoką temperaturą i jednocześnie małą mocą promieniowania
  - Masy karłów - 0,4-1,4 mas Słońca

• Zbudowane z gazu zdegenerowanego

• We wnętrzu nie zachodzą reakcje termojądrowe, jedynie szczątkowe reakcje zachodzą w cienkiej warstwie powierzchniowej

Układy wielokrotne i gromady gwiazd

• charakterystyczna cecha - wspólne pochodzenie (ta sama materia, ten sam czas)

• uklady składające się z wielu gwiazd nazywamy gromadami - kuliste i otwarte

• ponad 50% gwiazd należy do systemów składających się z 2 lub więcej obiektów

Układy podwójne gwiazd

• optycznie podwójny - podwójność widziana na sferze niebieskiej

• fizycznie podwójny - oddziaływają na siebie wzajemnie, ich ewolucja przebiega inaczej niż gwiazd pojedynczych

• ciasne układy podwójne - odległość między nimi jest porównywalna z ich rozmiarami, nie są sferyczne

Podział układów podwójnych z uwzględnieniem powierzchni Roche'a:

- układy rozdzielone - promienie obu gwiazd są na tyle małe, że żadna z gwiazd nie wypełnia ekwipotencjalnej powierzchni Roche'a

- układy półrozdzielone - jedna z gwiazd wypełnia powierzchnię Roche'a, np. Algol (β Persei)

- układy kontaktowe - oba składniki wypełniają powierzchnię Roche'a,

-układy połączone - oba składniki przekraczają powierzchnię Roche'a, dwie gwiazdy mają wspólną atmosferę2.

Układy wielokrotne gwiazd - składają się z nie więcej niż 10 gromad

3. Gromady otwarte

Układy zawierające na ogół więcej niż 10 gwiazd; mają podobne prędkości radialne; składają się z bardzo mlodych gwiazd (ciągu głownego)

4. Gromady kuliste

- zawierają 10⁵ - 10⁶ gwiazd, wyraźna symetria sferyczna, koncentracja wzrasta w kierunku

środka gromady, przypuszczalnie mają w swoich centrach czarne dziury, brak materii międzygwiazdowej w gromadach kulistych, większość gwiazd to olbrzymy albo nadolbrzymy

Księżyc

- Naturalny satelita Ziemi. Najbliższe ciało niebieskie .Jedyne miejsce poza Ziemią, gdzie stanęła

noga człowieka. Materia księżycowa była badana w ziemskich laboratoriach

2. Orbita Księżyca

- ruch obiegowy Księżyca jest zsynchronizowany z jego ruchem obrotowym

- Księżyc obiega Ziemię po orbicie eliptycznej o półosi wielkiej a=384 400 km i mimośrodzie

e=0.055,

- Nachylenie orbity Księżyca do ekliptyki jest stałe i wynosi 5^o 09^'', natomiast nachylenie do

równika zmienia się od 18^o 18^' do 28^o 36^' ,

- Okres obiegu, czyli odstęp czasu, w którym Księżyc dokonuje pełnego obiegu wokół Ziemi

i zajmuje to samo położenie względem ustalonego kierunku w przestrzeni wynosi 27^d,3217 i nazywa się miesiącem gwiazdowym,

- Linia węzłów orbity Księżyca dokonuje pełnego obrotu w kierunku przeciwnym do jego ruchu

w okresie 18.6 lat, '

- Linia absyd orbity Księżyca: prosta leżąca w płaszczyźnie orbity, przechodząca przez perygeum i apogeum orbity Księżyca,

- Linia węzłów orbity Księżyca: prosta przechodząca przez węzły, czyli punkty przecięcia

orbity Księżyca z płaszczyzną ekliptyki,

- Miesiąc smoczy = 27^d,2122: interwał czasu,jaki upływa między dwoma kolejnymi przejściami Księżyca przez ten sam węzeł,

- Miesiąc anomalistyczny = 27^d,5556: interwał czasu, jaki upływa między dwoma kolejnymi

przejściami Księżyca przez perygeum

- Wskutek libracji Księżyca widzimy z Ziemi ok. 59% całej jego powierzchni,

- libracja w szerokości: jest skutkiem tego, że oś obrotu Księżyca tworzy z normalną do płaszczyzny jego orbity kąt 6,7^o, dzięki czemu możemy oglądać okolice biegunów,

- libracja w długości: jest to skutek nierownomiernego ruchu Księżyca po orbicie eliptycznej,

- Teoria ruchu Księżyca - jedno z podstawowych, klasycznych zadań mechaniki nieba.

3. Fazy Księżyca

Miesiąc synodyczny = 29^d,5306 - odstęp czasu między kolejnymi nowiami (lub innymi fazami)

- Światło popielate: tuż po nowiu, widoczna nieoświetlona część tarczy Księżyca; jest to efekt oświetlenia Księżyca przez Ziemię

4. Rozmiary i kształt Księżyca

- liniowe rozmiary Księżyca można wyznaczyć znając odległość i rozmiary kątowe,

- wartość średnia średnicy kątowej Księżyca wynosi 31^' 05^” ,a zmienia się ona od 29^' 21^”

do 33^' 30^” ,stąd średnica Księżyca - 3476 km,tj. ok. ¼ średnicy Ziemi

5. Masa i gęstość Księżyca

- klasyczna metoda wyznaczania masy polega na analizie ruchu Słońca, który jest odbiciem

ruchu barycentrum układu Ziemia-Księżyc,

- współcześnie wyznacza się ją z analizy ruchu sztucznych satelitów Ziemi i Księżyca,

- w ten sposób wyznacza się także modele pola grawitacyjnego Księżyca,

- masa Księżyca: 7.35x10²²=1/81 masy Ziemi, średnia gęstość: 3.3 g/cm³

6. Budowa wewnętrzna Księżyca

- znamy ją z analizy badań sejsmologicznych, aparatura sejsmiczna pozostawiona przez

załogi Apollo zarejestrowała trzęsienia,

- Księżyc zbudowany jest kilku koncentrycznych warstw:

* najbardziej zewnętrzna o grubości ok.25 km,tworzą ją skały bazaltowe,

* skorupa do głębokości 150-200 km,

* płaszcz: łącznie ze skorupą ok. 90% masy,

*jądro niewielkie, zbudowane z bazaltu w stanie stałym, temp. ok. 1600 K

- Cały Księżyc jest zbudowany w sposób mało zróżnicowany. Gęstość materii na powierzchni

jest bliska średniej gęstości.

Maskony - obszary o zwiększonym przyciąganiu grawitacyjnym. Prawdopodobnie pod powierzchnią,

na niewielkiej głębokości zalegają duże meteoryty o średnicach 50-200 km.

7.1 Zaćmienia Słońca

Na obszarze Polski ostatnie całkowite zaćmienia

Słońca wystąpiły:28 lipca 1851 r.,19 sierpnia 1887 r.,30 czerwca 1954 r. a najbliższe będzie widoczne 13 lipca 2075 r.

8. Powierzchnia Księżyca

- albedo: stosunek światła odbitego od powierzchni ciała niebieskiego do padającego światła słonecznego, często wyrażany w procentach,

- średnie albedo całej powierzchni: 0.07=7%,

- morza i oceany - rozległe równiny - obszary najciemniejsze, albedo ok. 5%,

- najjaśniejsze obszary, albedo 17%,

- Obok dominujących na powierzchni Księżyca równin, nazywanych morzami , najbardziej

charakterystycznymi tworami są kratery o średnicach od kilku centymetrów do ponad 200 km,

- łączna liczba kraterów o średnicy większej niż 2 km wynosi ponad 200 000,

- oprócz kraterów na powierzchni Księżyca występują; łańcuchy górskie, uskoki tektoniczne, rowy, szczeliny, pęknięcia powierzchni itp.

- dwie teorie pochodzenia kraterów księżycowych: wulkaniczna i meteorytowa,

- Księżyc nie posiada atmosfery, duże różnice temperatur na powierzchni między obszarami oświetlonymi i nieoświetlonymi w granicach 100 - 410K,

- grunt księżycowy ma niewielkie przewodnictwo cieplne - wahania temperatury wnikają jedynie

na głębokość ok. 1 metra,

- najbardziej rozpowszechnione związki na powierzchni to: tlenki krzemu, glinu,żelaza, wapnia i tytanu, wśród znajdowanych minerałów najbardziej rozpowszechnione są pirokseny

Ziemia

1. Kulistego kształtu Ziemi domyślało się wielu filozofów starożytności. Dowody na przedstawił Arystoteles w IV w pne, a Erastotenes około 230 r pne obliczył długość promienia Ziemi.

III w. p.n.e. Erastotenes (ok. 273 p.e.e - ?) dokonuje pierwszego pomiaru promienia Ziemi.

2. W 1686 Francuz Jean Richer odkrył spłaszczenie Ziemi przy biegunach, a Izaak Newton określił bryłę Ziemi jako elipsoidę obrotową, obliczył spłaszczenie Ziemi i stwierdził, że jej kształt jest

wynikiem ruchu wirowego planety.

3. Niemiec Johann Listing w XiX wieku wprowadził pojęcie geoidy - bryły , która powstałaby, gdyby

poziom swobodnej powierzchni mórz przedłużyć pod lądami.

4. Współcześnie kształt Ziemi opisuje się za pomocą elipsoidy lub geoidy.

5. Obecnie przyjmowane są następujące parametry elipsoidy ziemskiej:

a = półoś wielka (promień równikowy) = 6378,136 km

b = półoś mała (promień biegunowy) = 6356.755 km

spłaszczenie α = (a-b)/a = 1/298.257 = 0.00335

6. Współczesna definicja geoidy : powierzchnia prostopadła w każdym punkcie do lokalnego pionu,

przebiega na średnim poziomie niezaburzonych oceanów

geoida a elipsa

7. Długość łuku 1^o

na równiku - 110.6 km

na równoleżniku 50^o - 111.2 km

na biegunie - 111.7 km

8 Masa Ziemi

- Można wyznaczyć z prawa powszechnego ciążenia:

F = G m₁m₂/r² ,

gdy znamy stałą ciążenia G. Stała G została wyznaczona poraz pierwszy w 1798 roku przez H. Cavendisha za pomocą tzw. wagi skręceń. Współcześnie wyznacza się ją np. z badania ruchu sztucznych satelitów Ziemi.

Przyjmowana wartość:

G = 6.67 x 10^-11m^3'kg^-1s^-2

Oznaczając przez M masę Ziemi, przez m masę dowolnego ciała przyciąganego przez Ziemię oraz

zastępując siłę F iloczynem masy m i przyspieszenia ziemskiego g mamy:

mg = G mM/R²,

gdzie R jest promieniem Ziemi. Stąd

M = R²g/G.

- Masa Ziemi M = 5.975 10²⁴ kg ,Średnia gęstość Ziemi = 5500kg/m³ = 5.5 g/cm³

- Gęstość warstw leżących blisko powierzchni: 2.7 g/cm³

2. Pole grawitacyjne Ziemi

Potencjał grawitacyjny Ziemi:

gdzie GM = 3.986005 x 10¹⁴ m³s^-2 jest parametrem grawitacyjnym Ziemi.

III Budowa wnętrza Ziemi

Jak możemy badać wnętrze Ziemi ?

- W ograniczony sposób.

- Odwierty - do głębokości kilkunastu kilometrów

- Badania sejsmologiczne

Ziemia zbudowana jest z kilku koncentrycznych warstw o różnej grubości

Skorupa

grubość: 5 - 60 km; na kontynentach 20 - 60 km, pod oceanami 5 -10 km

tworzą ją skały głównie krzemowe i glinowe

Płaszcz

sięga do głębokości 2900 km ,skupia ok. 80% objętości i ok. 70% masy Ziemi

gęstość 3.5 - 5.5 g/cm³ składa się głównie z krzemu i magnezu

Jądro

zewnętrzne: głębokość 2900 - 5000 km, gęstość 10 - 14 g/cm³ metale w stanie ciekłym

wewnętrzne: kula o promieniu ok. 1400 km, gęstość 17 g/cm³ metale w stanie stałym

- Temperatura wzrasta wraz z głębokością o 25 K na każdy kilometr osiągając w środku Ziemi

wartość 4000 K

- Ciśnienie w środku Ziemi wynosi ponad 3,6x10¹¹ Nm^-2 (ok. 3.6 mln atmosfer)

Zjawiska zachodzące w warstwach powierzchniowych Ziemi:

- ruchy płyt tektonicznych,

- ruchy kontynentów,

- trzęsienia Ziemi,

- wybuchy wulkanów

IV Atmosfera Ziemi

1. Skład chemiczny atmosfery

azot N₂ - 78.03%

tlen O₂ - 20.99%

argon Ar - 0.94%

pozostałe gazy: wodór, neon,krypton,hel, xeon, i inne - < 0.04%

oprócz tego: para wodna, kropelki wody, kryształki lodu, drobne pyłki,zanieczyszczenia przemysłowe, drobny piasek, cząstki organiczne,materia meteorytowa itp.

2. Masa atmosfery : 5 x 10¹⁸kg = ok. jedna milionowa masy Ziemi

- W warstwie do 5 km mieści się prawie 50%,a do 15 km - 90% masy całej atmosfery

3. Budowa atmosfery

Troposfera - najniższa warstwa, sięga 7-10 km na biegunach, 16-18 km nad równikiem

- znajduje się tu 90% całej pary wodnej zawartej w atmosferze

- średni gradient temperatury -0.65^oC/100m

- temperatura na górnej granicy troposfery: -56^oC

- zachodzą w niej niemal wszystkie zjawiska meteorologiczne: chmury, opady, burze,itp.

Tropopauza - izotermiczna warstwa przejściowa o grubości 1-2 km

Stratosfera - sięga do wysokości ok. 50km, temp w dolnych warstwach stratosfery wynosi -55^oC i wzrasta z wysokością, osiągając 0^oC w statopauzie

- na wysokości 20-30 km nad Ziemią zalega warstwa ozonu O₃ powstająca pod wpływem ultrafioletowego promieniowania słonecznego. Ozon całkowicie pochłania promieniowanie elektromagnetyczne o długościach fal mniejszych niż 300 nm (3000Å),co ma istotne znaczenie dla ochrony organizmów żywych.

Stratopauza -następuje zahamowanie wzrostu temperatury z wysokością.

Mezosfera - warstwa atmosfery sięgająca od ok. 50 km do ok. 80 km

- temperatura ponownie spada z wysokością osiągając na górnej granicy ok. -80^oC do -90^oC

Mezopauza -zahamowanie spadku temperatury z wysokością i ponowny jej wzrost

Termosfera - warstwa atmosfery sięgająca od ok. 80km do ok. 500 km.

- w tej warstwie wystepuje jednostajny wzrost temperatury z wysokością do ok. 1000^oC

W mezosferze i termosferze na wysokościach 80-400 km znajduje się kolka zjonizowanych nazywanych łącznie jonosferą.

Egzosfera - warstwa atmosfery leżąca powyżej 500 km dzieli się na metasferę: 500-1500 km

oraz protosferę: powyżej 1500 km

Protosfera stopniowo przechodzi w przestrzeń międzyplanetarną.

4. Znaczenie atmosfery dla obserwacji astronomicznych

- atmosfera przepuszcza do powierzchni Ziemi promieniowanie tylko w przedziale „okna optycznego” i „okna radiowego” ,

- światło ulega w atmosferze załamaniu, czyli refrakcji; ulega pochłanianiu,

- swiatło ulega rozproszeniu, czyli ekstynkcji

- w atmosferze zachodzi zjawisko turbulencji, wywołane pionowymi ruchami mas powietrza, dzięki czemu obraz ciała niebiesjiego jest niespokojny, drga, oscyluje wokół pewnego średniego położenia,

- w obserwacjach astronomicznych należy wprowadzić odpowiednie poprawki uwzględniające te wpływy

5. Modele atmosfery: temperatura, gęstość

- stacjonarne

- dynamiczne

V Wiek Ziemi ok. 4.6 mld lat

VI Pole magnetyczne i magnetosfera Ziemi

- Pole magnetyczne Ziemi może być rozumiane jako pole pochodzące od dipola magnetycznego znajdującego się wewnątrz Ziemi. Mniej więcej na osi tego dipola znajdują się na powierzchni Ziemi bieguny magnetyczne.Nie pokrywają się one z biegunami geograficznymi.

Bieguny magnetyczne

- Miejsca przecięcia osi symetrii ziemskiego pola magnetycznego z powierzchnią Ziemi nazywa się biegunami geomagnetycznymi.

- Bieguny cały czas przesuwają się po powierzchni Ziemi z prędkością około 15 km na rok zataczając kręgi.

- Bieguny magnetyczne nie leżą dokładnie po przeciwnych stronach Ziemi, ich położenie przedstawia tabela:

Północny biegun (1965) 73,5° N 100,6° W

(2001) 81,3° N 110,8° W

(2004) 82,3° N 113.4° W

(2005 ) 82,7° N 114,4° W

Południowy biegun (1965) 66,5° S 140,3° E

(1998) 64,6° S 138,5° E

(2004) 63,5° S 138,0° E

5.Istnienie pola magnetycznego Ziemi wyjaśnia się teorią samowzbudzającego się dynama.

* Pole magnetyczne powstaje wskutek prądów konwekcyjnych płynących w płynnym, metalicznym

jądrze Ziemi, o stosunkowo wysokiej temperaturze i znacznym przewodnictwie elektrycznym.

6.Oprócz regularnego pola, w pobliżu Ziemi obserwuje się również pole magnetyczne związane z silnymi wiatrami wiatrami wiejącymi w jonosferze z prędkością ok. 100 m/s

7. Pasy radiacyjne Van Allena

- odkryte w 1958 r. przez satelitę Explorer I

- wewnętrzny: 2400 - 5000 km nad Ziemią, zewnętrzny: 12000 - 25000 km nad Ziemią

- wypełnione są protonami i elektronami o bardzo wysokich energiach

VII Ruchy Ziemi

1. Ruch obiegowy Ziemi wokół Słońca

- płaszczyzna ekliptyki: płaszczyzna w której następuje obieg Ziemi,

- prędkość ruchu orbitalnego: ok. 30 km/s,

- orbita Ziemi: elipsa o półosi wielkiej równej 149 600 000 km,mimośród orbity e=0.017

- odległość do Słońca w peryhelium:147 100 000 km (początek stycznia),

- odległość do Słońca w aphelium:152 100 000 km (początek lipca)

2. Paralaksa heliocentryczna (roczna,trygonometryczna)

3. Jednostki odległości

- jednostka astronomiczna (j.a.) -AU: półoś wielka orbity Ziemi 1 j.a. = 149.6 mln km

- parsek (pc) - odległość obiektu którego paralaksa równa się 1^” lub - odległość z której 1 j.a. jest widziana pod kątem 1^” 1 pc = 206 265 j.a. 1 kpc - kiloparsek 1 Mps - megaparsek

- rok świetlny - odległość jaką światło przebiegaw ciągu 1 roku

1 pc = 3.2615 lat świetlnych = 3.0857 x 10¹³ km

4. Ruch obrotowy

- dowód na istnienie tego ruchu: doświadczenie Foucaulta (1851 r.) - wahadło Foucaulta w

paryskim Panteonie (67 metrów),

- zmiany płaszczyzny wahań wahadła Focaulta są obrazem efektu Coriolisa,

- oś obrotu Ziemi jest nachylona do płaszczyzny orbity Ziemi pod kątem 66^o,5,

- okres obrotu: doba gwiazdowa 23^h56^m, nieregularności w ruchu obrotowym Ziemi,

- zegary atomowe a czas uniwersalny

-zmiany osi obrotu względem bryły Ziemi: ruchy biegunów Ziemi

Pochodzenie Układu Słonecznego

- Obecnie przyjmuje się, że Słońce wraz z otaczającym je Układem Planetarnym powstało około 4,5 mld lat temu. Wtedy Galaktyka miała za sobą już około 9 mld lat ewolucji.

- W jednym z licznych obłoków molekularnych występujących w jej dysku powstało zagęszczenie materii, które, kondensując się, stopniowo przekształcało się najpierw w Protosłońce, a później stało się centralną gwiazdą Układu.

- Zarówno Słońce, jak i wszystkie inne ciała Układu Słonecznego, a w tym i Ziemia, powstały z tej samej materii skupionej w pierwotnym obłoku.

- Obecne różnice między poszczególnymi ciałami są wynikiem odmiennych procesów, które doprowadziły do ich uformowania się, a także różnic w ich dalszej ewolucji.

1. Dysk protoplanetarny

-Formujące się gwiazdy są otoczone kokonem materii gazowo-pyłowej.

• Wskutek wirowania tworzy się wokół protogwiazdy dysk z materii otaczającej

• Materia między gwiazdowa, z której powstało Protosłońce skladał się głównie z H i He oraz domieszki cięższych pierwiastków

• Kurczenie się obłoku, a potem Protosłońca powodowało wzrost temp. i ciśnienia w jego centrum

• Wszystkie ciała układu poruszają się tym samym ruchem wirowym

2. Planetezymale

• ziarna pyłu odgrywają istotną rolę w procesie tworzenia się planet

• w dysku tworzyły się lokalne zagęszczenia, wzrasta gęstość ziarna pyłu zlepiają się tworząc grudki, które zwiększały swoją wielkość

• gdy osiągną 1 km nazywamy je planetezymalami, a po osiągnięciu rozmiarów 500 km nazywamy je embrionami planet

3. Protoplanety

• podczas zderzeń następowało zlepianie lub fragmentacja

• protoplanety miały większe rozmiary od obecnych planet, były jednorodne

• w podobny sposób powstały wokół zewnętrznych protoplanet systemy księżyców

• protoplanety przeszły zasadnicze przekształcenia zewnętrzne koncentryczne warstwy o różnym składzie chemicznym

• materia stopiła się substancje cięższe opadły do jądra, lżejsze natomiast wypłynęły na powierzchnię źródłem ciepła pierwiastki promieniotwórcze oraz liczne kolizje

4. Różnice w budowie protoplanet

• różne temp mają wpływ na skład chemiczny

• planety grupy ziemskiej - zlepiające się grudki materii były pozbawione substancji lotnych, składały się głównie z metali i krzemianów H i He z łatwością uzyskiwały prędkość ucieczki i opuszczały dysk

• istotnym czynnikiem był wiatr słoneczny - znacznie intensywniejszy niż obecnie

5. Powstanie pasa planetoid

- Między orbitami Marsa i Jowisza nie powstała jedna duża planeta, lecz wiele tysięcy małych ciał, które nazwano „planetoidami” potężne siły grawitacyjne uniemożliwiały jej powstanie skutek zderzeń

6. Powstanie Księżyca

- Istnieje kilka hipotez opisujących powstanie Księżyca.

- 1 dwa ciała powstały w odrębnych miejscach, a siły grawitacyjne Ziemi przechwyciły Księżyc.

- 2 gdy Ziemia była ciałem płynnym, nastąpiło zderzenie z dużym ciałem, wyrwanie lżejszej materii z lżejszych warstw zewnętrznych i z niej uformował się Księżyc, stąd mniejsza gęstość

7. Wielkie bombardowanie

• planetezymale spadały na powierzchnie jeszcze nie zastygłych planet i księżyców

• kratery uderzeniowe - ślad po wielkim bombardowaniu

- zakończyło się około 3,5 mld lat temu.

8. Wielkie sprzątanie

• usunięcie resztek pierwotnej materii przez wiatr słoneczny oraz działanie grawitacji planet

• usunięcie planetezymali za granice Układu Słonecznego wskutek oddziaływania grawitacyjnego wielkich planet

• obłok Oohrta i pas Kuipera miejsca „pobytu” planetezymali

Pierwsze planety pozasłoneczne

- Odkrywca: A. Wolszczan (1990) 3 planety wokół pulsara PSR B1257 +12

Jak poszukuje się planet pozasłonecznych?

- Bezpośrednia obserwacja - jeszcze niemożliwa

• Pomiar prędkości radialnych - z analizy widma

- Przejście na tle tarczy gwiazdy - fotometria

- Zakrycia gwiazd przez planety - mikrosoczewkowanie grawitacyjne - fotometria

- Obserwacja bezpośrednia - astrometria

Wyniki poszukiwań układów planetarnych (28 październik 2008 r.)

-Łącznie: 319 planet, w tym:

Planety odkryte metodą prędkości radialnych

- 258 układów planetarnych, 300 planet,30 układów wielokrotnych

Planety odkryte przez mikrosoczewkowanie - 8

Planety odkryte przez obrazowanie - 6

Planety wokół pulsarów- 2 układy, 4 planety

Poszukiwania planet - obecnie i w najbliższej przyszłości

Obserwacje naziemne - 41 projektów badawczych Obserwacje z przestrzeni kosmicznej - 16 misji

Małe ciała Układu Słonecznego

- W Układzie Słonecznym oprócz planet i ich księżyców znajduje się duża liczba ciał: planetoid, komet i meteoroidów - nazywanych przez astronomów małymi ciałami naszego Układu, choć rozmiary niektórych planetoid i wielu księżyców planet są porównywalne.

- Trudno oszacować liczbę komet i planetoid w Układzie Słonecznym. Dotychczas obserwowano około 3400 komet, z czego około 400 to komety okresowe, a w tym prawie 200 to komety krótkookresowe badane wielokrotnie. Prawdopodobnie liczba komet znajdujących się w naszym Układzie jest znacznie

większa. Cały Układ Słoneczny otacza hipotetyczny obłok zawierający 10¹² - 10¹³ komet, zwany obłokiem Oorta.

- Od odkrycia pierwszej planetoidy w 1800 r. do chwili obecnej zaobserwowano ponad 400 tysięcy planetoid. Wśród nich jest około 181 000 numerowanych planetoid o potwierdzonych orbtach. W ich głównym pasie, między orbitami Marsa i Jowisza, znajduje się prawdopodobnie bardzo duża liczba obiektów - odłamków skalnych osiągających rozmiary do kilku kilometrów. Ocenia się że jest to liczba rzędu kilku milionów

- Dolna granica wielkości planetoid nie jest ściśle określona. W wypadku małych obiektów, rzędu paru kilometrów, trudno rozstrzygnąć, czy dany obiekt jest planetoidą czy jądrem komety. W wypadku obiektów jeszcze mniejszych umowna staje się granica między ciałami zwanymi w astronomii planetoidami i meteoroidami.

- Łączna masa wszystkich planetoid w pasie głównym oceniana jest na 2.3x10²¹kg, co stanowi ok. 3% masy Księżyca, z tego 40% to masa największej planetoidy - Ceres.

- Planetoidy stanowią ciała o większych rozmiarach, które można obserwować za pomocą teleskopów. Meteoroidy to poruszające się w przestrzeni międzyplanetarnej mniejsze odłamki skalne. O ich istnieniu można się dowiedzieć dopiero wtedy, gdy wpadając do ziemskiej atmosfery, wywołują zjawisko meteoru lub bolidu. Zwiększające się możliwości obserwacji coraz mniejszych obiektów

sprawiają, że planetoidami nazywa się ciała, które jeszcze niedawno uważano za meteoroidy.

- Podział ciał Układu Słonecznego na planety, księżyce, planetoidy oraz komety jest umowny i wynika głównie z charakteru ich ruchu orbitalnego. Niektóre księżyce mają bowiem rozmiary większe od rozmiarów Merkurego i Plutona, uznawanych za planety, z kolei wiele planetoid przewyższa swoimi rozmiarami niektóre księżyce.

Planetoidy - planetki, małe planety, asteroidy

1. Odkrycia planetoid - Zanim odkryto pierwsze planetoidy, spodziewano się, że między orbitami Marsa i Jowisza istnieje jeszcze jedna planeta. Ze znanej empirycznej reguły Titiusa-Bodego wynika bowiem, że brakuje planety dla indeksu n = 3.

- Pod koniec XVIII w. prowadzono poszukiwania hipotetycznej planety.

- Nie było więc zaskoczenia, gdy 1 I 1801 r. sycylijski astronom Giuseppe Piazzi, obserwując w obserwatorium w Palermo przejścia gwiazd przez południk, przypadkowo odkrył nowy obiekt w Ukł Słonecznym w odległości 2,77 jednostki astronomicznej od Słońca, prawie dokładnie takiej, jaka wynika z prawa Titiusa-Bodego. Nazwał go Ceres - imieniem mitologicznej bogini, opiekunki Sycylii.

- W następnych latach poznano kolejne obiekty poruszające się w podobnych odległościach od Słońca. Nadawano im również imiona bogiń: Pallas, Juno i Westa. Zamiast jednej planety, co było sporym zaskoczeniem, odkryto kilka ciał.

- Ponieważ, stosując nawet największe teleskopy, żadne z nich nie było widoczne w postaci wyraźnej tarczy, nazwano je małymi planetami. Obecnie dla określenia tych obiektów używa się również kilku innych równorzędnych nazw: planetki, planetoidy lub asteroidy.

- Kolejne planetoidy odkryto dopiero po prawie czterdziestu latach. Najpierw dokonywano tego za pomocą żmudnych obserwacji wizualnych, wyszukując wśród mrowia gwiazd te, które zmieniają swoje położenie względem innych. Na niebie planetoidy od gwiazd można odróżnić wyłącznie po ich ruchu podobnym do ruchu dużych planet.

- Zastosowanie fotografii spowodowało, że liczba nowo odkrytych małych planet gwałtownie wzrosła. Porównując zdjęcia nieba wykonane w pewnych odstępach czasu, można stosunkowo prosto zidentyfikować planetoidę. Liczba jasnych planetoid jest jednak ograniczona i dalsze odkrycia obiektów coraz słabszych były możliwe jedynie dzięki zastosowaniu coraz większych teleskopów.

- Obecnie fotografia została zastąpiona głównie przez detektory CCD, które z jednej strony pozwalają na zwiększenie zasięgu teleskopów (tzn. umożliwiają obserwacje słabszych obiektów), a z drugiej pełną automatyzację obserwacji.

- Efektem tego jest ogromny wzrost liczby odkrywanych planetoid, w dodatku coraz słabszych i mniejszych.

- Współczesne, automatyczne teleskopy umożliwiają odkrycia planetoid w skali masowej. W ciągu miesiąca odkrywa się obecnie ok. 5 000 nowych planetoid. 21 marca 2008 roku liczba zarejestrowanych planetoid wynosiła 403 356, z czego 181 699 po weryfikacji orbity otrzymało swoje numery (planetoidy numerowane, a 14 438 otrzymało nazwy własne.

2. Orbity planetoid

- Zdecydowana większość planetoid obiega Słońce po orbitach eliptycznych, leżących prawie w płaszczyźnie ekliptyki, w tak zwanym głównym pierścieniu planetoid - między Marsem i Jowiszem.

- Niewiele spośród nich ma orbity o nachyleniu do płaszczyzny ekliptyki większym niż 20^o, również niewiele ma orbity silnie ekscentryczne.

- Planetoidy nie poruszają się wyłącznie w głównym pierścieniu między Marsem i Jowiszem. Odkryto wiele małych planet, których orbity przecinają nie tylko orbitę Marsa, ale również Ziemi (NEA - Near Earth Asteroids), oraz takie, które obiegają Słońce po torach zbliżonych do orbit najdalszych

planet Układu Słonecznego (planetoidy pasa Kuipera).

3. Główny pierścień planetoid

- Ciekawy jest rozkład półosi wielkich orbit, czyli średnich odległości od Słońca planetoid należących do głównego pierścienia. Pierścień planetoid rozciąga się od około 1,8 j.a. do 4,0 j.a., a średnia wartość półosi wielkich orbit wszystkich planetoid należących do tego pierścienia wynosi około 2,8 j.a., tak jak to wynika z reguły Titiusa-Bodego.

- Jednak planetoidy w tym pierścieniu nie są rozmieszczone równomiernie. Ich orbity grupują się wokół pewnych wartości półosi wielkiej i unikają innych wartości. Dla pewnych wartości półosi wielkiej liczba planetoid spada prawie do zera. Miejsca te na wykresie nazywa się lukami Kirkwooda od nazwiska ich odkrywcy.

4. Rodziny planetoid

- Uważna analiza katalogów orbit tysięcy małych planet doprowadziła do wyłonienia spośród nich grup o podobnych orbitach, które nazwano rodzinami planetoid. Rodziny noszą nazwy planetoid, które pierwsze zostały do nich zakwalifikowane. Planetoidy należące do danej rodziny mają nie tylko zbliżone półosie wielkie swoich orbit, ale także mimośrody i nachylenia.

- Dotychczas wyłoniono co najmniej kilkadziesiąt rodzin planetoid. Do najliczniejszych należą rodziny związane z planetoidami Themis, Flora i Koronis.

- Przypuszcza się, że członkowie poszczególnych rodzin to fragmenty większych planetoid, które w przeszłości zderzały się i rozpadły na mniejsze części. Wskazują na to również zbliżone cechy fizyczne planetoid należących do danej rodziny.

9. Własności fizyczne planetoid

- Najdokładniejszą metodą określania średnic planetoid jest obserwowanie ich przejść na tle gwiazd. Znacznie mniej dokładne są oszacowania rozmiarów planetoid na podstawie ich jasności przy założeniu pewnej wartości albedo.

-Spośród planetoid największe rozmiary ma Ceres. Jej średnica wynosi 970 km.

- Jest to wartość znaczna, bowiem zaledwie kilka planetoid ma rozmiary większe niż 300 km, a średnice tylko około dwustu małych planet wynoszą więcej niż 100 km. Ogromna większość planetoid to ciała niewielkie o rozmiarach od kilkudziesięciu do kilku kilometrów.

- Kształt i okres obrotu planetoid wokół własnej osi wyznacza się na podstawie fotometrycznych pomiarów zmian jasności tych ciał. Tylko planetoidy największe mają kształty zbliżone do kuli.

- W wypadku planetoid mniejszych odstępstwa od kształtu kulistego są większe. Wiele małych planetoid to prawdopodobnie fragmenty większych ciał, rozbitych na części wskutek wzajemnych zderzeń - mają więc nieforemne kształty odłamków skalnych.

- Okresy obrotu planetoid wokół własnej osi wynoszą od kilku do kilkudziesięciu godzin.

- Na podstawie analizy widma światła odbitego od powierzchni planetoid oraz pomiaru wartości albedo można wyciągać pewne wnioski odnośnie do składu chemicznego materii, z której są zbudowane --Większość planetoid (około 75%) ma powierzchnie utworzone z minerałów zawierających węgiel - są to planetoidy typu C. Ich widma przypominają widma czarnych meteorytów, chondrytów węglistych. -- Powierzchnie tego typu planetoid są bardzo ciemne, ich albedo wynosi zaledwie 0,035-0,04.

- Mniej licznie (ok. 17%) występują planetoidy typu S, zbudowane z krzemianów żelaza i magnezu z domieszką żelaza i niklu. Ich albedo jest większe i wynosi 0,065-0,23.

- Istnieją jeszcze planetoidy innych typów, w szczególności typu M, których powierzchnie utworzyły się przede wszystkim z żelaza i niklu. Mają one cechy podobne do meteorytów żelaznych.

Komety

- Najbardziej tajemniczymi ciałami w Układzie Słonecznym są komety. W przeszłości z pojawianiem się komet łączono różne nieszczęśliwe zdarzenia. Wierzono w ich niezwykłą moc. Miały przynosić na Ziemię choroby i epidemie, zapowiadały rzekomo nadejście wojen i kataklizmów.

- Jeszcze na początku XX w., gdy astronomowie ogłosili, że w 1910 r. Ziemia ma przejść przez warkocz komety Halleya, oczekiwano niezwykłych wydarzeń. Tymczasem ani pojawienie się tej komety, ani żadnej innej nie spowodowało jakichkolwiek nieszczęść na Ziemi i dla Ziemi.

- Wiadomo jednak, że kometa może być przyczyną katastrofy, nawet na wielką skalę, gdy zderzy się z innym ciałem. Przykładem jest kometa Shoemaker-Levy 9, która w lipcu 1994 r. zderzyła się z Jowiszem.

- Podobne zdarzenie, choć na mniejszą skalę, miało prawdopodobnie miejsce w 1908 r. na Syberii, gdzie, jak się przypuszcza, jądro komety spadło na las tunguski.

- Pierwsze informacje o pojawieniu się na niebie komet znaleziono w najstarszych dokumentach pisanych. Na podstawie starych kronik chińskich można odtworzyć nawet orbity ówczesnych komet

- Po wprowadzeniu teleskopów do obserwacji astronomicznych okazało się, że oprócz wzbudzających powszechne zainteresowanie i pojawiających się co kilka lub kilkadziesiąt lat komet bardzo jasnych znacznie częściej można obserwować na niebie komety słabsze.

- Obecnie każdego roku odkrywa się kilkdziesiąt komet. Niektóre są tak słabe, że dostrzega się je tylko za pomocą największych teleskopów. Dotychczas obserwowano około 3500 komet.

- Dużą liczbę komet (ok. 1300) odkryła sonda SOHO, która obserwuje Słońce i jego najbliższe otoczenie. Dlatego te komety czasami nazywa się muskającymi Słońce

1. Obserwowane własności komet

- Kometę od innych obiektów na niebie odróżnia jej szczególny wygląd. Gdy jest bardzo oddalona (znajduje się wówczas na ogół w odległości kilku j.a. od Słońca), wygląda jak mała, okrągła lub owalna mgiełka - rozmyta plamka.

- Gdy mgiełka zbliża się do Słońca, staje się coraz większa i jaśniejsza. W jej środku można wówczas wyróżnić jądro o bardzo niewielkich rozmiarach.

- Sama mgiełka otaczająca jądro nosi nazwę komy, a wraz z nim tworzy głowę komety. Średnica głowy może osiągnąć kilkaset tysięcy kilometrów, gdy kometa jest już dostatecznie blisko Słońca, pojawia się na ogół warkocz ułożony w kierunku przeciwnym Słońcu.

- Warkocze jasnych komet rozciągają się czasami kilkadziesiąt stopni na sferze niebieskiej, a ich długości mogą dochodzić nawet do kilkuset milionów kilometrów. Czasami pojawia się również drugi

warkocz skierowany do Słońca. a w przypadku dużych komet nawet milion kilometrów.

- Po przejściu przez peryhelium swej orbity kometa zaczyna się oddalać od Słońca. Wtedy w jej wyglądzie obserwuje się proces odwrotny: warkocz słabnie i znika, a kometa staje się coraz mniejszą mgiełką, aż wreszcie w pewnym momencie przestaje być w ogóle widoczna.

2. Orbity komet

- Orbity komet różnią się znacznie od orbit innych ciał Układu Słonecznego.

- Orbity planet i większości planetoid przypominają koło lub lekko spłaszczoną elipsę (ich mimośrody są na ogół mniejsze od 0,25) i leżą w pobliżu płaszczyzny ekliptyki.

- Orbity większości komet mają kształt bardzo wydłużonych elips (o mimośrodach bliskich 1,0) lub hiperbol, a ich nachylenie do ekliptyki przyjmuje różne wartości.

- Ze względu na obserwowany ruch orbitalny komety dzieli się na: okresowe i jednopojawieniowe.

3. Komety okresowe

- Komety okresowe mogą być obserwowane wielokrotnie. Pojawiają się na niebie okresowo w mniej więcej równych odstępach czasu.

- Ich orbity są zbliżone do elips o mimośrodach wyraźnie mniejszych od jedności.

- Stanowią około 15% populacji wszystkich obserwowanych komet. Obecnie znanych jest około 190 tego typu komet.

- Okresy ich obiegu wokół Słońca wynoszą kilka lub kilkanaście lat, a w niektórych wypadkach nawet kilkadziesiąt lat. Najkrótszym okresem (3,3 roku) charakteryzuje się kometa Enckego.

- Do komet o długim okresie obiegu należy natomiast kometa Halleya, której jeden pełny obieg wokół Słońca trwa około 75 lat.

- Komety okresowe mogą przybliżać się do planet, co wywiera duży wpływ na ich dalszy ruch orbitalny. W trakcie znacznego zbliżenia siły grawitacyjne planet, w szczególności tych największych - Jowisza i Saturna - mogą bardzo silnie zmienić orbitę komety.

- Wskutek tych oddziaływań komety poruszające się pierwotnie po orbitach hiperbolicznych lub bardzo wydłużonych eliptycznych, mogą zmienić na przykład orbity na okresowe i w ten sposób zostać przechwycone w wewnętrznej części Układu Słonecznego

- Może także wystąpić zjawisko odwrotne - komety okresowe zostaną wyrzucone z Układu z powodu zmiany orbity na hiperboliczną.

68

---