FIZYKA ZIEMI

Galaktyki

- Galaktyki są ogromnymi skupiskami materii - „wyspami we Wszechświecie” - uformowanymi z gwiazd oraz pyłowo-gazowej materii międzygwiazdowej.

- Oprócz tych widocznych składników zawierają one prawdopodobnie materię niewidoczną - ciemną, której charakteru dotychczas nie znamy.

- Za pomocą teleskopów obserwujemy na niebie wiele milionów galaktyk.

- Spoglądając na nie, bez trudu stwierdzamy, że charakteryzują się one różnorodnością form i kształtów.

- W odróżnieniu od punktowych obrazów gwiazd obrazy galaktyk są

rozciągłe.

- Ich rozmiary kątowe, zależne od wielkości galaktyki i jej odległości od Ziemi, wahają się od sekund do dziesiątek minut łuku

2. Klasyfikacja galaktyk

• Na podstawie obserwowanego rozkładu jasności powierzchniowej promieniowania galaktyk dokonuje się ich klasyfikacji morfologicznej.

• W tym celu najczęściej stosuje się udoskonaloną wersję systemu klasyfikacji, zaproponowanego w 1925 roku przez Edwina Hubble'a, dzielącego galaktyki na: eliptyczne, soczewkowe, spiralne

i nieregularne.

• Należy podkreślić, że klasyfikacja Hubble'a nie jest schematem ewolucji galaktyk, lecz być może odpowiada skutkom różnych warunków początkowych

2.1 Galaktyki eliptyczne

- Galaktyki eliptyczne - typ E mają kształt elipsy, a w zależności od stopnia spłaszczenia (od sferycznych do najbardziej spłaszczonych)oznaczane są symbolami E0, E1, ..., E7.

- Składają się głównie z gwiazd i małej ilości rozproszonej materii pyłowo-gazowej.

- W wielu galaktykach eliptycznych gazu nie dostrzegamy w ogóle.

- W obrazach tego typu galaktyk na ogół nie widać żadnych szczegółów budowy, jedynie w niektórych z nich widoczne są gromady kuliste gwiazd.

- Rozmiary galaktyk eliptycznych są bardzo różne: od karłowatych, o średnicach rzędu 2000 parseków i masach równych kilka milionów mas Słońca do gigantycznych, o średnicach rzędu kilkudziesięciu tysięcy parseków i masach rzędu 10¹³ M, przewyższających swoimi rozmiarami wszystkie inne typy galaktyk.

Przykłady galaktyk eliptycznych

- Przykładami małych galaktyk eliptycznych są dwie karłowate galaktyki sąsiadujące z naszą Galaktyką, a także galaktyka M32 towarzysząca galaktyce Andromedy.

- Do największych galaktyk tego typu należą znajdujące się w gwiazdozbiorze Panny duże galaktyki eliptyczne M49 i M87.

- Galaktyka M49 jest oddalona od Ziemi w przybliżeniu o 42 mln lat świetlnych, a jej średnica wynosi 50 000 lat świetlnych.

- Ta prawie kulista galaktyka nie zawiera gazu i pyłu międzygwiazdowego, jak również widocznych obszarów formowania się gwiazd

- Niezwykle ciekawa jest M87 - ogromna galaktyka znajdująca się w centrum gromady galaktyk w gwiazdozbiorze Panny (Virgo). Składa się głównie z chłodnych gwiazd, co nadaje jej kolor żółtawy.

Jej masa wielokrotnie przekracza masę Galaktyki. Przypuszcza się, że jądro tej galaktyki może zawierać czarną dziurę.

• M87 należy do gigantycznych galaktyk eliptycznych typu cD („całkiem duże”), obserwowanych zwykle w centrach gromad galaktyk.

2.2 Galaktyki soczewkowe

- Galaktyki soczewkowe - typ S0 charakteryzują się cechami przypisywanymi zarówno galaktykom eliptycznym, jak i spiralnym.

- Mają słabo spłaszczone zagęszczenie centralne, a materia bardziej odległa od centrum tworzy dysk w wyraźnie wyróżnionej płaszczyźnie. Gdy kierunek widzenia pokrywa się z płaszczyzną dysku, obserwator widzi obiekt w postaci soczewki - stąd nazwa tego typu galaktyk.

- Wyróżnia się także galaktyki soczewkowe z poprzeczką - typu SB0 -posiadające zagęszczenie centralne o kształcie przypominającym poprzeczkę. W odróżnieniu od galaktyk eliptycznych obserwuje się w nich materię międzygwiazdową (np. w promieniowaniu radiowym o długości 21 cm).

- Przykładami galaktyk soczewkowych są M84, zaliczana także do galaktyk eliptycznych, oraz M104 - Sombrero, należąca również do galaktyk spiralnych.

2.3 Galaktyki spiralne

- Galaktyki spiralne - typ S są wyraźnie spłaszczonymi zbiorowiskami materii z centralnym jądrem o dużej koncentracji i wychodzącymi z niego spiralnymi ramionami tworzącymi dysk.

- W odróżnieniu od galaktyk eliptycznych galaktyki spiralne mają wyraźnie widoczną strukturę wewnętrzną. W zależności od tego, jaki kąt tworzy płaszczyzna dysku z kierunkiem widzenia obserwatora z Ziemi, przybierają różne postacie - od wyraźnie rozwiniętych spirali, przez elipsy,

do kształtu wrzecionowatego.

2.3.1 Typy galaktyk spiralnych

- Galaktyki Sa i SBa mają duże jądra z ciasno ułożonymi ramionami spiralnymi, w podtypach Sb i SBb jądra są mniejsze, a ramiona spiralne bardziej rozwinięte, natomiast w podtypach Sc i SBc jądra są niewielkie, a spiralne ramiona bardzo szerokie.

- Wraz z przechodzeniem do kolejnych podtypów rośnie zawartość gazu i pyłu, a widoczna niebieska barwa świadczy o tym, że w gęstych obłokach gazowo-pyłowych istnieją dobre warunki do formowania się gwiazd.

- Większość galaktyk spiralnych ma średnice od kilkuset do kilkudziesięciu tysięcy parseków oraz masy od 10⁸ do 10¹² M.

- Nasza Galaktyka i zbliżona do niej rozmiarami galaktyka M31 w Andromedzie należą do największych galaktyk spiralnych.

2.3.2 Galaktyki spiralne z poprzeczką

- Wśród galaktyk spiralnych osobną grupę stanowią galaktyki spiralne z poprzeczką. Różnią się one od zwykłych galaktyk spiralnych tym, że ich centralne zagęszczenie jest uzupełnione poprzeczką, a spiralne ramiona rozwijają się z końców tej poprzeczki.

-W zależności od stopnia koncentracji materii w jądrze i rozwoju spiralnych ramion zwykłe galaktyki spiralne oznaczane są symbolami Sa, Sb, Sc, a spiralne z poprzeczką - SBa, SBb, SBc.

2.3.3 Galaktyka Andromedy

- Typowym przykładem galaktyk spiralnych jest galaktyka M31 (NGC 224) w gwiazdozbiorze Andromedy nazywana także Galaktyką Andromedy lub Mgławicą w Andromedzie.

- Obok Układu Drogi Mlecznej należy do największych galaktyk Lokalnej Grupy Galaktyk. Znajduje się w odległości około 2,25 mln lat świetlnych od Ziemi i jest najdalej leżącym obiektem widocznym gołym okiem (jej jasność wynosi 4,8 magnitudo).

- Pod względem wielkości, masy, kształtu, struktury i sposobu rotacji jest ona bardzo podobna do naszej Galaktyki.

2.4 Galaktyki nieregularne

- Galaktyki nieregularne - typ Irr to galaktyki, których nie można zaliczyć do eliptycznych, soczewkowatych i spiralnych.

- Nie posiadają wyraźnego jądra, a ich struktura nie jest symetryczna.

- Mają bardzo różną naturę, niektóre prawdopodobnie powstały wskutek kataklizmów, takich jak wybuchy lub zderzenia dwu galaktyk.

- Typowymi przykładami galaktyk nieregularnych są Wielki i Mały Obłok Magellana - dwie najbliższe nam galaktyki widoczne na niebie na półkuli południowej.

2.5 Galaktyki osobliwe

- Wiele galaktyk należących do różnych typów cechują pewne osobliwości i dlatego określamy je dodatkową nazwą galaktyki osobliwe (ang. peculiar).

-Jednym z przykładów tego typu obiektów jest gigantyczna galaktyka eliptyczna M87, z jądra której wypływa struga materii (tzw. dżet).

2.5.1 Centaurus A

- Ciekawym przykładem galaktyki osobliwej jest częściowo przysłonięta pyłem eliptyczna galaktyka nieba południowego NGC 5128 Centaurus A. Jest ona uformowana z wielu miliardów gwiazd, w większości starych, żółtawych.

- Przesłaniające galaktykę szerokim pasmem gęste pyły ubarwiają ją na czerwono lub całkowicie zasłaniają znajdujące się dalej gwiazdy. W centrum tej galaktyki znajduje się dysk, składający się z pyłu, gazu i młodych gwiazd - jest to region intensywnego formowania się gwiazd.

- Centaurus A jest silnym źródłem promieniowania radiowego, promieni X oraz gamma, a także promieniowania podczerwonego

2.5.2 Galaktyka Obrączkowa

- Przykładem galaktyk osobliwych jest również tak zwana Południowa

Galaktyka Obrączkowa. Jest ona odległa o 6,5 stopnia od Wielkiego Obłoku Magellana.

- Do niedawna sądzono, że stanowi część tej galaktyki. Dokładne pomiary odległości wykazały jednak, iż jest ona odległa niemal o 270 mln lat świetlnych, co oznacza, że leży poza Lokalną Grupą Galaktyk, a więc z Wielkim Obłokiem Magellana nie ma nic wspólnego.

3. Galaktyki aktywne

- Wśród obiektów pozagalaktycznych wypełniających Wszechświat istnieją również takie, które posiadają cechy wyraźnie odróżniające je od „typowych” galaktyk.

- Są to galaktyki, które emitują duże ilości energii w innych zakresach promieniowania niż promieniowanie widzialne. Należą do nich kwazary i galaktyki posiadające aktywne jądra, w szczególności są to galaktyki Seyferta oraz radiogalaktyki.

- Wszystkie te obiekty charakteryzują się tym że ich głównym źródłem energii są ich jądra, stąd nadano im wspólną nazwę galaktyki o aktywnych jądrach, albo aktywne jądra galaktyk (ang. activ galactic nuclei - AGN), mówi się więc o obiektach AGN.

3.1 Galaktyki Seyferta

- Odkryte w 1943 roku przez G. K. Seyferta galaktyki aktywne wyróżniają się jasnym punktowym jądrem, emitującym zmienne w czasie promieniowanie o dużej mocy w różnych zakresach widma -

od podczerwieni do nadfioletu.

- Obiekty te wysyłają na ogół intensywne promieniowanie rentgenowskie oraz słabe promieniowanie radiowe. W ich widmach występują silne i szerokie linie emisyjne.

- Ten typ obiektów nosi nazwę galaktyki Seyferta pochodzącą od

nazwiska odkrywcy.

- Na przykład w gwiazdozbiorze Perseusza znajduje się galaktyka Seyferta NGC 1275, która jest silnym źródłem promieniowania radiowego oraz promieni X. Jądro tej galaktyki zawiera znaczne ilości gorącej plazmy i wykazuje bardzo dużą aktywność.

- Również w gwiazdozbiorze Złota Ryba, oddalonym prawie o 50 milionów lat świetlnych, znajduje się galaktyka Seyferta. Galaktyka ta charakteryzuje się bardzo jasnym jądrem, które posiada

wiele cech kwazarów, choć jest od nich mniej energetyczne.

- W centrum tej galaktyki znajduje się aktywny rejon, który zmienia się w okresie prawie co miesiąc, jest to wskaźnik jego niewielkich rozmiarów.

- Z analizy widma wynika, że wokół niedużego centralnego jądra z bardzo dużą prędkością porusza się gaz.

3.2 Radiogalaktyki

- Do galaktyk aktywnych zaliczane są również radiogalaktyki. Przykładami radiogalaktyk są galaktyki M87 i Centaurus A, charakteryzujące się silnym promieniowaniem w zakresie radiowym.

- Wiele radiogalaktyk cechuje podwójna natura, która przejawia się tym, że obok centralnie położonej galaktyki znajdują się dwa źródła promieniowania radiowego położone niemal symetrycznie.Najbardziej znanym przykładem tego typu radiogalaktyk jest radioźródło Cygnus A.

3.3 Kwazary

- Najbardziej niezwykłymi obiektami pozagalaktycznymi są, odkryte w 1963 roku przez Maartena Schmidta, kwazary. Ich nazwa powstała od słów quasi-stellar object (obiekt prawie gwiazdowy), gdyż uzyskane z obserwacji obrazy kwazarów przypominają obrazy gwiazd. Jednak wiele innych cech tych obiektów wskazuje na to, że nie są one gwiazdami - stąd słowo quasi.

- Od 1963 roku odkryto wiele kwazarów.

3.3.1 Własności kwazarów

- Optyczne obrazy kwazarów przypominają obrazy gwiazd z naszej Galaktyki, Jednak ich widma wyraźnie wskazują, że są to bardzo odległe obiekty pozagalaktyczne.

- Podobnie jak w widmach galaktyk Seyferta 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.

- Znane są kwazary o prędkości oddalania wynoszącej ponad 90% prędkości światła. Muszą to być zatem duże obiekty o rozmiarach galaktyk, a nie gwiazd,znajdujące się w wielkich odległościach, emitujące promieniowanie o niesłychanej mocy, wielokrotnie przewyższającej moc promieniowania

typowych galaktyk, galaktyk Seyferta i radiogalaktyk.

3.3.2 Czym są kwazary?

- Kwazary są prawdopodobnie jądrami bardzo odległych galaktyk, w których zachodzą gwałtowne procesy o nie wyjaśnionym do końca charakterze.

- W wypadku niektórych kwazarów zaobserwowano słabą otoczkę, przypominającą zwykłe galaktyki znajdujące się w wielkiej odległości.Być może pewien typ galaktyk w czasie wczesnych etapów swojej ewolucji przechodzi przez stadium, które obecnie obserwujemy jako kwazary.

- Ze względu bowiem na ogromne oddalenie kwazary obserwujemy takimi, jakimi były kilkanaście miliardów lat temu, a więc krótko po uformowaniu się galaktyk.

- Stadium pośrednim między kwazarami i zwykłymi galaktykami mogą być galaktyki Seyferta, które wykazują pewne wspólne cechy z kwazarami.

3.3.3 Soczewkowanie grawitacyjne

- Za pozagalaktycznym położeniem kwazarów przemawia również wynikający z ogólnej teorii względności efekt tak zwanego soczewkowania grawitacyjnego światła kwazarów przez galaktyki.

- Zwykła galaktyka znajdująca się niemal dokładnie między nami a kwazarem jest w stanie swoim przyciąganiem grawitacyjnym odchylić mijające ją promienie światła kwazara, dając w efekcie kilka obrazów tego samego kwazara.

- O tym, że jest to ten sam kwazar, przekonujemy się dzięki identyczności widm i ich przesunięciu ku czerwieni. Oczywiście, by efekt taki zaistniał, kwazar musi się znajdować znacznie dalej niż soczewkująca galaktyka.

4. Dynamika galaktyk

- Ważną właściwością galaktyk, utrzymującą je w równowadze dynamicznej, jest ruch obiegowy materii galaktycznej - gwiazd oraz obłoków gazów i pyłów - wokół środka galaktyki. Ruch ten ma odmienny charakter w różnych typach galaktyk.

- Obserwacje widmowe galaktyk eliptycznych wskazują, że gwiazdy w tych układach 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. Wyznaczone okresy obrotu galaktyk wynoszą od 50 mln do

5 mld lat, przy czym najszybciej wirują galaktyki typów S0 i Sa, a najwolniej typu Sc i galaktyki nieregularne.

4.1 Ciemna materia w galaktykach

- Badania dynamiki galaktyk oraz gromad galaktyk wykazują, że obserwowanych ruchów materii galaktycznej nie da się wyjaśnić, przyjmując, że całkowitą masę galaktyk stanowi obserwowana w

różnych zakresach widma materia świecąca.

- 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.

- W zależności od typu galaktyk masa ciemnej materii może stanowić od kilkudziesięciu do kilkuset procent masy świecącej materii, czyli może być nawet kilkakrotnie wyższa od masy materii obserwowanej. W niektórych ocenach przyjmuje się, że owa niewidoczna materia

może stanowić nawet 90% całkowitej masy Wszechświata.

- Dotychczas natura ciemnej materii nie jest znana, nie wiemy więc jeszcze, jakiego rodzaju materia wypełnia Wszechświat

Nasza Galaktyka

Droga Mleczna

1. Nasza Galaktyka - Układ Drogi Mlecznej

- W pogodną, bezksiężycową noc widzimy na niebie szeroką, nieforemną wstęgę, ułożoną z ogromnej liczby blisko siebie świecących gwiazd, która na półkuli północnej przechodzi przez gwiazdozbiory: Bliźniąt, Byka, Woźnicy, Perseusza, Kasjopei, Cefeusza i Łabędzia.

- Przecina ona również gwiazdozbiory nieba południowego, między innymi: Tarczy Sobieskiego, Strzelca, Skorpiona, Wielkiego Psa i Oriona.

- To skupisko gwiazd przypominające smugę rozlanego mleka nazywamy Drogą Mleczną. Droga Mleczna jest obrazem na sferze niebieskiej wielkiego zgrupowania gwiazd, pyłów i gazów - układu, w którym znajduje się również Słońce, a wraz z nim krążące wokół niego planety, w tym nasza

planeta Ziemia. Układ ten nazywamy Układem Drogi Mlecznej. Inna nazwa: „Galaktyka”, pisana dużą literą jest jej nazwą własną i odróżnia Układ Drogi Mlecznej od innych galaktyk.

2. Jak badamy strukturę Galaktyki?

- Określenie szczegółów budowy Układu Drogi Mlecznej napotyka wiele trudności. Obraz naszej Galaktyki tworzymy na podstawie obserwacji wykonywanych z Ziemi, która wraz ze Słońcem znajduje się wewnątrz tego układu. Nie możemy opuścić Galaktyki i spojrzeć na nią z zewnątrz.

- Astronomowie badają strukturę Galaktyki, wykonując zliczenia gwiazd w różnych kierunkach oraz analizując położenie i ruchy obłoków materii gazowo-pyłowej. Jednak używając nawet największych teleskopów, można oglądać tylko część gwiazd należących do Galaktyki.

- Obserwowana jasność gwiazdy zależy bowiem od ilości emitowanego przez nią promieniowania i jej odległości od Ziemi.

- Gwiazdy leżące w odległych rejonach i te położone bliżej, które wysyłają niedostateczną ilość światła, nie mogą być obserwowane ze względu na zbyt małą jasność.

-Innym czynnikiem utrudniającym lub wręcz uniemożliwiającym obserwacje i badania gwiazd są obłoki rozproszonej materii gazowo-pyłowej, przysłaniające znaczne obszary Galaktyki.

- Wszystko to powoduje, że zliczenia gwiazd w różnych kierunkach są niekompletne i dla określenia przestrzennej gęstości materii w niektórych rejonach Galaktyki trzeba stosować metody pośrednie.

3. Spiralna struktura Galaktyki

- Dokładniejszych danych o strukturze spiralnej Galaktyki dostarczyły obserwacje, głównie za pomocą fal radiowych, rozkładu i prędkości obłoków neutralnego i zjonizowanego wodoru.

- Galaktyka prawdopodobnie należy ona do galaktyk typu Sbc - pośredniego między typami Sb i Sc - i wyglądem przypomina galaktykę M31 w gwiazdozbiorze Andromedy.

- Najnowsze badania sugerują jednak, że nasza Galaktyka może posiadać poprzeczkę, co oznacza, że prawdopodobnie należy do galaktyk spiralnych z poprzeczką.

- Gęstość przestrzenna materii w spiralnych ramionach Galaktyki jest znacznie większa niż poza nimi, jednak jednocześnie dużo mniejsza niż w jądrze.

- Oprócz gwiazd spiralne ramiona zawierają duże ilości materii gazowo-pyłowej, która skupia się w obłoki. Materia rozproszona jest obserwowana w postaci mgławic emisyjnych, refleksyjnych i ciemnych mgławic pyłowych.

- Galaktyka ma cztery główne ramiona spiralne i szereg mniejszych segmentów

4. Budowa Galaktyki

- Swoim kształtem Galaktyka przypomina spłaszczony dysk z wyraźną centralną wypukłością, otoczony tak zwanym halo galaktycznym, utworzonym z kulistych gromad gwiazd.

- Układ Drogi Mlecznej jest galaktyką spiralną prawdopodobnie typu Sbc.

- Gdybyśmy mogli spojrzeć na naszą Galaktykę z zewnątrz, to prawdopodobnie wyglądałaby ona podobnie jak galaktyki spiralne M31, M65 lub NGC 2997.

- Materia galaktyczna rozłożona jest niejednorodnie. Grupuje się głównie w centralnym jądrze i wychodzących z niego spiralnych ramionach, leżących w dysku galaktycznym.

- Liczbę gwiazd wchodzących w skład Galaktyki szacuje się na 100-200 mld.

- Oprócz gwiazd w skład Galaktyki wchodzi materia międzygwiazdowa - pyły i gazy, w szczególności duże obszary neutralnego i zjonizowanego wodoru.

- Poza płaszczyzną dysku galaktycznego w tzw. halo galaktycznym obserwuje się gromady kuliste gwiazd oraz jeszcze mało zbadane, poruszające się z dużymi prędkościami (100 km/s i więcej) obłoki gazu

- W strukturze Galaktyki wyróżnia się cztery elementy: jądro, centralną wypukłość, dysk i halo

4.1 Rozmiary i masa Galaktyki

- Rozmiary Galaktyki są określone przede wszystkim przez rozmiary dysku.

- Średnicę dysku galaktycznego ocenia się prawie na 50 000 parseków, to jest około 160 000 lat świetlnych. Gdy przyjmiemy, że odległe gromady kuliste również należą do Galaktyki, wtedy jej średnica osiąga prawie 200 000 lat świetlnych.

- Największa grubość dysku nie przekracza zaś 10 000 lat świetlnych.Całkowita masa Galaktyki oceniana jest na ok. 6×10¹¹ mas Słońca. Jest ona skupiona głównie w gwiazdach.

- Masa obserwowanej materii międzygwiazdowej stanowi 5-10% masy całego Układu Drogi Mlecznej, przy czym 99% masy tej materii to gaz, a masa pyłu stanowi tylko 1%.

- Rozproszona materia gazowo-pyłowa skupia się silnie w płaszczyźnie dysku galaktycznego.

- Na podstawie obserwacji radiowych stwierdzono, że przeważająca część wodoru znajduje się blisko płaszczyzny Galaktyki.

4.2 Jądro Galaktyki

- Znajdujące się w geometrycznym centrum jądro Galaktyki jest niewielkim co do rozmiarów, ale wysokoenergetycznym źródłem promieniowania.

- Można je obserwować jedynie w zakresie fal radiowych, w podczerwieni oraz w twardym promieniowaniu Rentgena i promieniowaniu gamma.

- Prawdopodobnie jądro ma kształt spłaszczony. Jego rozmiary wynoszą 50×100 lat świetlnych.

- Jądro otoczone jest gazowym dyskiem o średnicy 5000 lat świetlnych. W samym centrum jądra znajduje się silne, zwarte źródło promienio-wania radiowego Sagittarius A. Znajduje się ono w gwiazdozbiorze Strzelca, a jego rozmiary są mniejsze niż 0,0003 roku świetlnego, czyli mniejsze niż 20 jednostek astronomicznych.

- Obserwacje ruchów materii w otoczeniu jądra sugerują, że ogromna masa znajdująca się w stosunkowo niewielkiej objętości utworzyła czarną dziurę.

- Na podstawie analizy ruchu chmur neutralnych gazów w centrum Galaktyki ocenia się, że wewnątrz centralnego obszaru o średnicy kilku parseków znajduje się koncentracja masy rzędu miliona mas Słońca.

- Obserwacje jądra Galaktyki są jednak bardzo utrudnione ze względu na przysłaniające je gęste chmury pyłów i gazów. Stąd o jego strukturze wiemy na razie stosunkowo mało.

- Jądro galaktyki jest otoczone kulistym zgrupowaniem gwiazd o średnicy około 10 000 lat świetlnych, które nazywane jest centralną wypukłością. Zawiera ono populację starych gwiazd o wieku porównywalnym z wiekiem Galaktyki.

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

4.3 Dysk galaktyczny

- Dysk galaktyczny składa się z dysku utworzonego przez gwiazdy i z dysku gazowego.

- Dysk gwiazdowy rozciąga się na odległość prawie 55 000 lat świetlnych od jądra, a dysk gazowy jeszcze dalej, bo na odległość co najmniej 70 000 lat świetlnych od jądra, przy czym jego grubość jest wyraźnie mniejsza.

- W okolicy Słońca, które znajduje się w odległości około 30 000 lat świetlnych od centrum Galaktyki, grubość dysku zawierającego gaz molekularny wynosi 250 lat świetlnych, a gwiazdowego - 1200 lat świetlnych.

- W porównaniu ze średnicą grubość dysku jest bardzo mała. Są to proporcje przyrównywane do płyty gramofonowej. W takiej skali centralna wypukłość Galaktyki miałaby wielkość piłki do tenisa.

4.4 Halo galaktyczne

- Halo galaktyczne jest sferoidalną, rzadko wypełnioną gwiazdami przestrzenią, która otacza Galaktykę. Obok gwiazd pojedynczych, nazywanych gwiazdami tła, w halo występują gromady kuliste.

- Gwiazdy znajdujące się w halo są najstarszymi gwiazdami w Galaktyce. Składają się głównie z wodoru i helu.

- Rozmiary halo galaktycznego nie są dobrze określone, ale gromady kuliste mogą znajdować się nawet w odległości 130 000 lat świetlnych od jądra.

5. Ruch wirowy Galaktyki

- Galaktyka wykonuje ruch obrotowy wokół jądra w płaszczyźnie swojego dysku.

- Z badań ruchów gwiazd i obłoków materii międzygwiazdowej wynika, że szybciej obiega jądro Galaktyki materia znajdująca się bliżej centrum, wolniej zaś materia bardziej od niego oddalona.

Nazywamy to rotacją różnicową.

- Słońce, znajdujące się w odległości około 30 000 lat świetlnych od jądra, dokonuje pełnego obiegu w ciągu około 240 mln lat.

- Obserwowanych prędkości nie daje się wyjaśnić oddziaływaniem grawitacyjnym widocznej materii w Galaktyce.

- Należy przyjąć, że oprócz świecącej materii Galaktyka musi zawierać także materię ciemną w nieznanej dotąd postaci.

- Ocenia się, że masa ciemnej, nie świecącej materii w Układzie Drogi Mlecznej przewyższa od dwóch do dziesięciu razy masę materii świecącej.

- Od pewnego czasu podejmowane są różne próby wyjaśnienia charakteru ciemnej materii w naszej Galaktyce, a także w innych galaktykach. Problem ten nie został jednak dotychczas rozwiązany.

6. Miejsce Słońca w Galaktyce

- Słońce, a wraz z nim cały Układ Słoneczny, znajduje się w jednym ze spiralnych ramion w odległości około 8,5 kiloparseków, czyli około 30 000 lat świetlnych, od centrum Galaktyki.

- Nie leży ono dokładnie w płaszczyźnie dysku galaktycznego, lecz w odległości około 8 parseków na północ od tej płaszczyzny.

- Osie obrotu Galaktyki i Ziemi znacznie się różnią. Przyjmuje się, że północna strona Galaktyki to ta, po której wypada północny biegun osi Ziemi.

- Rozpatruje się dwa rodzaje ruchu Słońca w Galaktyce:

* względem otaczających gwiazd i

*względem centrum Galaktyki.

- Punkt na sferze niebieskiej, w kierunku którego porusza się Słońce, nosi nazwę apeksu ruchu Słońca. Położenie apeksu i prędkość Słońca mogą być różne w zależności od doboru gwiazd odniesienia. Względem otaczających gwiazd Słońce porusza się ze średnią prędkością 19,5 km/s w kierunku gwiazdozbioru Herkulesa, gdzie znajduje się jego apeks.

- Jest to prędkość własna Słońca względem otaczającego strumienia gwiazd.

- Oprócz ruchu względem sąsiednich gwiazd Słońce porusza się ruchem obiegowym wokół centrum Galaktyki z prędkością około 220 km/s, dokonując jednego pełnego obiegu w ciągu 240 mln lat.

Apeks tego ruchu znajduje się obecnie w gwiazdozbiorze Łabędzia.

Promieniowanie elektromagnetyczne

- Najbogatszym źródłem informacji o obiektach astrono-micznych 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:

2. 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,δ₁ = δ₂ + 180^o = δ,mamy γ = δ, E₀ = E₀₁ - E₀₂. Otrzymujemy wtedy osłabienie fali lub jej wygaszenie, gdy E₀₁ = E₀₂ . Wtedy światło

nie rozchodzi się w ośrodku

3. Polaryzacja światła

- Drgania wektora elektrycznego mogą odbywać się w stałejpłaszczyźnie (wektor E nie zmienia kierunku). Wtedymówimy o promieniowaniu spolaryzowanym liniowo.

- Płaszczyznę, w której odbywają się drgania wektora elektrycznego nazywamy płaszczyzną polaryzacji światła

-Jeżeli płaszczyzna drgań wektora elektrycznego ulegazmianie, to światło nie jest spolaryzowane liniowo.

- Jeżeli wektor elektryczny drga w płaszczyźnie prostopadłej do kierunku rozchodzenia się światła tak, że zakreśla elipsę, to światło jest spolaryzowane eliptycznie.

- Szczególnym przypadkiem polaryzacji eliptycznej jest polaryzacja kołowa.

4. Korpuskularna teoria światła

- Traktuje światło jako zbiór cząstek - fotonów poruszających się z prędkością c. Każdy foton jest niepodzielny, tzn. może on być tylko całkowicie pochłonięty, albo jest całkowicie przepuszczony przez ośrodek. Jednocześnie foton zajmuje określone miejsce w przestrzeni, podczas gdy fala, stanowiąc zjawisko ściśle okresowe, posiada nieskończoną rozciągłość. W rzeczywistości „sygnały” świetlne wysyłane przez źródła światła są ograniczone w przestrzeni i czasie, a więc nie są zjawiskami ściśle okresowymi.

Energia fotonu E zależy od częstości promieniowania ν i wyraża się wzorem:

E = hν,

gdzie h = 6.625 x 10^-34 J s jest stałą Plancka.

5. Rozkład widmowy

- Promieniowanie dające się opisać jako zbiór fal o jednej,określonej częstotliwości ν, bądź jako wiązka fotonów o tej samej energii E, nosi nazwę monochromatycznego.

- W rzeczywistości wszystkie obiekty astronomiczne wysyłają promieniowanie o różnych częstotliwościach. Część tego promieniowania, charakteryzująca się długo-

ściami zawartymi między 4000Å i 7500 Å (1Å=10^-8cm,1Å=0.1 nm=10^-10m), wywołuje u człowieka wrażenia wzrokowe, nazywana jest światłem widzialnym.

- Pozostałe promieniowanie może być rejestrowane tylko za pomocą specjalnej aparatury.

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.

Rozkład widma ciągłego dostarcza informacji o temperaturze ciała promieniującego oraz o grubości i właściwościach optycznych ośrodka rozpraszającego znajdującego się między

obiektem i obserwatorem.

Rozkład linii widmowych dostarcza informacji o składzie chemicznym obiektu.

Położenie linii w obserwowanym widmie zależy także od wzajemnego ruchu obserwatora i źródła światła - zjawisko Dopplera. Wykorzystanie tego zjawiska dostarcza informacji o prędkościach radialnych obiektów astronomicznych.

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

Refraktory -Używane głównie do obserwacji astrometrycznych

Ograniczenia w rozmiarach z następujących przyczyn:

- precyzja w wykonaniu układów soczewek,

- znaczny ciężar obiektywu,

- gięcia konstrukcji,

- pochłanianie światła w szkle.

Wady soczewek:

- aberracja chromatyczna,

- aberracja sferyczna

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,

- 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.

Układy optyczne reflektorów

Newtona, Cassergaina, coude, Schmidta, Maksutowa,

Rodzaje montażu teleskopow

Niemiecki, angielski, amerykański(widłowy),

Podstawowe charakterystyki teleskopów

D - średnica obiektywu

f - ogniskowa

D/f - światłosiła teleskopu

Przy obserwacjach obiektów rozciągłych naistotniejszą jest korzystna światłosiła teleskopu, natomiast przy obserwacjach gwiazd możliwie duża średnica obiektywu.

Zdolność rozdzielcza - wiąże się ze zjawiskiem dyfrakcji, czyli ugięcia na przesłonie kołowej jaką stanowi obiektyw. Zjawisko dyfrakcji światła powoduje, że punktowe źródło światła, jakim jest gwiazda, odwzorowuje się w postaci jasnego krążka otoczonego współśrodkowymi pierścieniami

na przemian ciemnymi i jasnymi.

Średnica kątowa ρ centralnie położonego krążka dyfrakcyjnego, będącego miarą zdolności rozdzielczej, wyraża się wzorem:

ρ [radiany] = 2.44 λ/D,

gdzie λ jest długością fali padającego światła. Przy obserwacjach wizualnych ( maksymalna czułość oka przypada dla długości fali 5,5 x 10 ^-7m, czyli 5500Ĺ )minimalny kąt ρ” pomiędzy dwiema gwiazdami tej samej jasności, widocznymi jeszcze jako oddzielne obiekty w danym teleskopie, oblicza się według przybliżonego wzoru:

ρ” = 12/D[cm].

Powiększenie teleskopu: W = f/f_ok

Odbiorniki promieniowania

1. Ludzkie oko:

- jeden z najbardziej czułych odbiorników światła,

- każda komórka siatkówki reaguje na kilka fotonów padających w interwale rzędu 0,1 sek.

- łatwo adaptuje się,

- może obserwować promień światła miliard razy jaśniejszy od najsłabszego, który rejestruje

- rozróżnia kolory

- zakres ok. 4000Ĺ - 7000Ĺ

- max. wrażliwość - 5500Ĺ

- rozdzielczość - 1'

2. Klisza fotograficzna:

- zdolność kumulowania światła,

- na kliszy uzyskuje się informacje o wielu obiektach,

- ma charakter dokumentu,

- niedogodność - błędy systematyczne związane z właściwościami materiałów fotograficznych,

- różne typy klisz, czułość,

- fotometria fotograficzna - pomiar stopnia zaczernienia

- zależność pomiędzy zaczernieniem D i log oświetlenia E:

3. Fotopowielacz:

- działa na podstawie zewnętrznego zjawiska fotoelektrycznego,

- stanowi najistotniejszą część fotometru fotoelektrycznego,

- wykorzystywany jest np. do obserwacji gwiazd zmiennych

- pomiary fotometryczne wykonuje się na ogół w kilku barwach, uzyskując dodatkowo informacje o rozkładzie natężeń w widmie gwiazdy

- do najczęściej stosowanych filtrów należą: ultrafioletowy (U), niebieski (B) oraz żółty - taki

pomiar nosi nazwę fotometrii UBV

- dokładność fotometrów fotoelektrycznych jest rzędu 1%

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

- do każdego piksela doprowadzona jest elektroda

- pod wpływem przyłożonego do niej napięcia powstaje studnia potencjału, w której może zgromadzić się pewien ładunek

- padający w tym miejscu foton dzięki efektowi fotoelektrycznemu wewnętrznemu przekazuje swoją energię elektronowi, który przemieszcza się w kierunku dodatnio naładowanej elektrody i zostaje tam zatrzymany

- na końcu każdego rzędu pikseli znajdują się elektrody, przez które po zakończeniu ekspozycji zgromadzony sygnał (w postaci elektronów) trafia do wyjściowego wzmacniacza i opuszcza chip

- kolejnym elementem jest przetwornik analogowo-cyfrowy, jego zadaniem jest zamiana wzmocnionego wcześniej sygnału na postać cyfrową, która po wyprowadzeniu z kamery może być przetwarzana przez urządzenia zewnętrzne np. komputer z odpowiednim oprogramowaniem

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

Instrumenty heliofizyczne

Instrumenty radioastronomiczne

1931 r. - Karl Jansky z Bell Telephone Laboratories odkrywa naturalne pozaziemskie promieniowanie radiowe

1937 r. - w USA powstaje pierwsza paraboloidalna antena do odbioru radiopromieniowania dochodzącego z kosmosu

po II wojnie światowej - gwałtowny rozwój radioastronomii

obecnie - jedna z podstawowych technik obserwacyjnych astronomii

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.

W obserwacjach radioteleskopem również:

Średnica kątowa ρ centralnie położonego krążka dyfrakcyjnego, będącego miarą zdolności rozdzielczej, wyraża się wzorem:

ρ [radiany] = 2.44 λ/D,

gdzie λ jest długością fali padającego światła.

Jednak ze względu na dużą wartość długości fali radioteleskopy muszą mieć duże średnice.

- aby zapewnić zdolność rozdzielczą na długości fali 1m identyczną jak dla teleskopu optycznego o średnicy 50 cm, antena radioteleskopu powinna mieć średnicę 1000 km

- radioteleskop o średnicy 100 m na długości fali 1m ma zdolność rozdzielczą 2/3 stopnia

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

3c

SŁOŃCE

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

masie i rozmiarach.

- Słońce jest jedną z kilkuset miliardów gwiazd w Galaktyce. Znajduje się w jednym z ramion spiralnych, w odległości około 8.5 kiloparseka od środka i 8 parseków od płaszczyzny Drogi Mlecznej.

- Słońce jest centralnym ciąłem Układu Słonecznego, skupiając w sobie 99.87% jego całkowitej masy. Jest głównym źródłem energii docierającej do Ziemi, głównie w postaci elektromagnetycznych, a także najjaśniejszym i największym obiektem na niebie.

- Specyficzne warunki obserwacji Słońca (rozciągłość i duże natężenie promieniowania) wymagają stosowania innych instrumentów pomiarowych i metod niż w przypadku pozostałych gwiazd.

- Z tego powodu, jak i ze względu na wpływ zjawisk zachodzących na Słońcu na warunki panujące w przestrzeni międzyplanetarnej oraz na Ziemi, wyodrębniony został dział astrofizyki poświęcony badaniom najbliższej gwiazdy - heliofizyka.

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

Odległość do Słońca

Klasyczne metody wyznaczania odległości do Słońca:

- pomiar paralaksy geocentrycznej, utrudniony ze względu na brak możliwości jednoczesnych obserwacji Słońca i gwiazd,

- wyznaczanie odległości z III prawa Keplera, wykorzystuje się niektóre planetoidy, np. Eros

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

Po przekształceniu:

Wielkości po prawej stronie są znane z obserwacji lub innych wyznaczeń. Po podstawieniu odpowiednich wartości otrzymujemy:

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.

Rodzaje widma: ciągłe, absorpcyjne, emisyjne

Na podstawie obserwacji linii widmowych można określić skład chemiczny fotosfery słonecznej:

procentowa zawartość masy

wodór H 67.2%

hel He 31.3%

tlen O 0.62%

wegiel C 0.22%

magnez Mg 0.13%

Łącznie w widmie słonecznym odkryto linie absorbcyjne ok. 70 pierwiastków oraz pasma charakteryzujące najprostsze cząsteczki CH, CN, NH, OH i in. Jeden z najbardziej znanych pierwiastków - hel został odkryty najpierw w widmie Słońca (1868 r.), a dopiero potem

stwierdzono jego obecność na Ziemi.

Skład chemiczny całego Słońca (na podstawie modelowania wnętrza Słońca) procent masy Słońca

wodór H 76.4%

hel He 21.8%

tlen O 0.8%

węgiel C 0.4%

neon Ne 0.2%

żelazo Fe 0.1%

azot N 0.1%

i inne

Promieniowanie i temperatura Słońca

Miarą całkowitej energii emitowanej przez Słońce jest tzw. stała słoneczna. 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

Znając średnią odległość Ziemia-Słońce oraz wartość stałej słonecznej można obliczyć ilość energii L_a przepływającej w jednostce czasu przez powierzchnię kuli o promieniu 1 AU:

L_a = 4πa²S = 3.854x10²⁶W = 3.854x10³³erg s^-1.

Jednocześnie ta sama ilość energii L w jednostce czasu opuszcza powierzchnię Słońca:

L_a = L,

gdzie L jest mocą promieniowania Słońca.

- 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.

• Modele Słońca konstruowane są w następujący sposób:

- obserwacje pozwalają na określenie masy Słońca, wartości jego promienia, średniej gęstości, składu chemicznego, mocy promieniowania

- uwzględniając znane prawa fizyki można opisać matematycznie warunki jakie panują wewnątrz

Słońca, w szczególności zmiany ciśnienia, gęstości i temperatury w zależności od promienia, tworząc w ten sposób model Słońca

- testowanie modelu polega na porównywaniu z możliwie wszystkimi dostępnymi obserwacjami

• Równania budowy wewnętrznej:

- równania określające budowę Słońca mają identyczną postać dla olbrzymiej większości gwiazd

- podstawowym założeniem jest, że każda gwiazda stanowi kulę gazu doskonałego, do którego stosują się prawa gazowe

- pomijamy tu pewne szczególne typy gwiazd jak białe karły czy gwiazdy neutronowe

- Przyjmujemy następujące założenia upraszczające,dobrze spełnione dla większości gwiazd pojedynczych:

* Słońce jest gwiazdą stacjonarną, czyli znajduje się w równowadze hydrostatycznej i termodynamicznej w wystarczająco długim okresie czasu, tj. nie zmienia się promień Słońca i moc promieniowania, a cała wyprodukowana wewnątrz energia jest wypromieniowana przez warstwy zewnętrzne

*Słońce ma symetrię sferyczną, gwiazda jest obiektem pojedynczym

*materia we wnętrzu gwiazdy, w tym również w jej środku, ściśle spełnia prawa gazów doskonałych

Heliosejsmologia - fale akustyczne

Akustyczne fale stojące, przemierzające wnętrze Słońca, są przyczyną okresowo powtarzających się odkształceń jego powierzchni. Drgania o ściśle określonej częstości tworzą odkształcenia o prostym wzorze szachownicy. Rzeczywiste odkształcenia powierzchni Słońca mają bardziej skomplikowaną postać, gdyż powstają w wyniku złożenia się fal różnej długości i częstości

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

II. Chromosfera

III. Korona słoneczna

Fotosfera

- Warstwa, w której powstaje widmo ciągłe,Najbardziej wewnętrzna część atmosfery słonecznej,

- Grubość fotosfery - kilkaset kilometrów. Temperatura fotosfery - 5000 - 6000K,

- Jedyne miejsce na Słońcu, gdzie znajduje się neutralny wodór, ale również jest tam sporo zjonizowanych atomów metali, co sprawia, iż jest wiele swobodnych elektronów.

- Granulacja: powierzchnia Słońca ma subtelną strukturę przypominającą ziarnka ryżu które nazywane są granulami, a całe zjawisko jest nazywane granulacją. Rozmiary granul wynoszą około 1500 km, ich czas życia ok. 10 min.,a temperatura granul jest o 100 K wyższa od otoczenia.

- Granulacja jest efektem pionowych ruchów konwekcyjnych.

Chromosfera

- Rozciąga się do wysokości ok. 10 000 km,Jej najniższe warstwy przy fotosferze mają

temperaturę rzędu 4300K,

-Temperatura chromosfery wzrasta z wysokością, osiągając w górnej części kilkanaście tysięcy kelwinów, a w warstwie przejściowej do korony milion kelwinów,

- Jasność chromosfery jest kilkaset razy mniejsza od jasności fotosfery,jej obserwacje są bardzo utrudnione: możliwe w trakcie całkowitych zaćmień Słońca, lub specjalnymi metodami

Korona słoneczna

- Najbardziej zewnętrzna warstwa atmosfery słonecznej,Widoczna w czasie całkowitego zaćmienia Słońca,

- Poza zaćmieniami można ją obserwować za pomocą koronografu,

- Kształt i wielkość korony zmieniają się wraz ze zmianami aktywności słonecznej,

-Temperatura korony: do dwóch milionów kelwinów,

- Korona składa się protonów i elektronów, tzw. plazmy,

- Materia z korony wypływa w postaci wiatru słonecznego

Aktywność słoneczna

- W atmosferze Słońca zachodzi wiele zjawisk, trwających od kilku minut do kilku miesięcy, które łącznie nazywamy aktywnością słoneczną.

- Najbardziej znanym przejawem aktywności są plamy słoneczne.Mają kształt nieregularny i na ogół składają się z centralnej części zwanej jądrem plamy i otaczajacego jądro półcienia.

- Rozmiary plam są różne: od rozmiarów pojedynczych granul do kilkudziesięciu tysięcy kilometrów. Temperatura plam jest około 1500 K niższa od temperatury fotosfery, stąd przez kontrast plamy wydają się ciemniejsze.

- Czas życia pojedynczej plamy wynosi od kilku do kilkudziesięciu godzin, ale niektóre z nich pozostają na powierzchni Słońca przez kilka miesięcy.

- Większość plam występuje w grupach zawierających od kilku do kilkudziesięciu pojedynczych plam.

Plamy a magnetyzm słoneczny

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

Pochodnie

- Nieco jaśniejsze od fotosfery obszary w sąsiedztwie plam.

- Szczególnie wyraźnie widoczne przy brzegu tarczy, co świadczy że występują w górnych warstwach fotosfery.

- Temperatura pochodni jest o 200 - 300 K wyższa od temperatury otaczającej je fotosfery.

- Pochodnie, podobnie jak i plamy, związane są z obecnością silnych pól magnetycznych, które wpływaja na ruchy materii w rejonie tworzenia się plam.

Protuberancje

- Z obecnością pól magnetycznych w chromosferze i koronie Słońca związane są także protuberancje. Są one plazmą „mrożoną” w system chromosferycznych i koronalnych pól magnetycznych. Mają postać pionowo sterczących kurtyn o strukturze włóknistej.

- Ich przeciętne rozmiary: długość - 200 000 km,wysokość 50 000 km, grubość - 6000 km.

Czas życia: od kilku tygodni do roku.

Wybuchy i burze radiowe

- Aktywność słoneczna szczególnie dobitnie zaznacza się w promieniowaniu radiowym.

- Promieniowanie radiowe o charakterze wybuchowym zachodzi w okresach wysokiej aktywności Słońca. Cechuje się ono gwałtownym wzrostem natężenia przede wszystkim w zakresie fal metrowych i decymetrowych.

- Wybuchy sa krótkotrwałe, rzędu sekund, ale obserwuje się też wybuchy trwające kilka godzin.

GWIAZDY

- To najbardziej rozpowszechnione, najbardziej liczne obiekty we Wszechświecie.

- Są to masywne,gorące kule gazowe składające się głównie z plazmy,czyli zjonizowanych atomów i elektronów, wytwarzające obecnie lub w przeszłości energię w procesach reakcji syntezy

termojądrowej, co odróżnia je od planet, które świecą głównie światłem odbitym.

- Dokładniej, gwiazdy definiuje się jako zbudowane z plazmy, kuliste obiekty utrzymywane siłami własnej grawitacji w równowadze hydrostatycznej, które produkują własną energię w procesach syntezy termojądrowej.

Gwiazdozbiory

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

Nazwy gwiazd

-Kilkadziesiąt gwiazd ma nazwy własne, niektóre z nich zostały w starożytności lub średniowieczu.

-Tycho Brache (1546-1601) i Johann Bayer (1572-1605) wprowadzili system oznaczania gwiazd, który częściowo przetrwał do czasów obecnych. Opiera się on na zasadzie oznaczania kolejnych gwiazd w danym gwiazdozbiorze wg malejących jasności kolejnymi literami najpierw alfabetu greckiego, potem małymi i dużymi literami alfabetu łacińskiego, a następnie kolejnymi liczbami, wszystko poprzedzone łacińskim skrótem nazwy gwiazdozbioru. Jednak od tej zasady jest szereg wyjątków.

- Liter alfabetu łacińskiego obecnie się raczej nie używa, z wyjątkiem oznaczania składników gwiazd podwójnych. Litery R do Z po raz pierwszy zostały użyte w 1862 r. Przez F.W. Argelandera do oznaczania gwiazd zmiennych.

- Obecnie, dla oznaczania gwiazd, najczęściej używa się numeruzwiązanego z określonym katalogiem gwiazd. II Podstawowe parametry fizyczne gwiazd

Odległości gwiazd

- Wyznaczanie odległości gwiazd to jedno z najbardziej fundamentalnych zagadnień astronomii gwiazdowej gdyż znajomość odległości gwiazd z jednej strony daje nam skalę rozmiarów Wszechświata, a z drugiej umożliwia wyznaczanie innych parametrów.

1.1 Metody wyznaczania odległości

-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”

2. 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 tangencjalna gwiazdy

Znając ruch własny gwiazdy μ można określić o jaki kąt na sferze niebieskiej przesunie się dana gwiazda w ciągu roku. Jeżeli znana jest odległość d gwiazdy ( w parsekach) i jej ruch własny μ, to można obliczyć wartość prędkości tangencjalnej:

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

- Różnice w obserwowanych jasnościach gwiazd spowodowane są

* rzeczywistymi (fizycznymi) różnicami w ilości emitowanego promieniowania,

* różnicami w odległości gwiazd od obserwatora.

- Jasność obserwowana albo jasność widoma to gwiazdy mierzonaz powierzchni Ziemi. Odpowiada ona natężeniu oświetlenia. Jasność gwiazd wyraża się jednostkach nazywanych wielkościami gwiazdowymi (z łac. magnitudo) - w skrócie mag. .

- Skala wielkości gwiazdowych opiera się na klasyfikacji wprowadzonej w II w p.n.e. przez Hipparcha, który podzielił gwiazdy na 6 grup zaliczając najjaśniejsze do grupy pierwszej, a najsłabsze do szóstej.

- John Herschel ok. roku 1830 powiązał pojęcie wielkości gwiazdowych z natężeniem światła gwiazd stwierdzając, że różnicom w wielkościach gwiazdowych odpowiadają określone stosunki natężeń całkowitego blasku. Ocenił, że gwiazda pierwszej wielkości daje około 100 razy więcej światła niż gwiazda szóstej wielkości.

- Ta zasada została później przyjęta przez Normana Pogsona(w roku 1856), który zdefiniował skalę fotometryczną gwiazd.

- Skala wielkości gwiazdowych opiera się na klasyfikacji wprowadzonej w II w p.n.e. przez Hipparcha, który podzielił gwiazdy na 6 grup zaliczając najjaśniejsze do grupy pierwszej,

a najsłabsze do szóstej.

- John Herschel ok. roku 1830 powiązał pojęcie wielkości gwiazdowych z natężeniem światła gwiazd stwierdzając, że różnicom w wielkościach gwiazdowych odpowiadają określone stosunki natężeń całkowitego blasku. Ocenił, że gwiazda pierwszej wielkości daje około 100 razy więcej światła niż gwiazda szóstej wielkości.

- 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.

Punkt zerowy skali wielkości gwiazdowych został tak wybrany, aby z regułą zaproponowaną przez Hipparcha i upowszechnioną przez Ptolemeusza najsłabsze gwiazdy widoczne gołym okiem miały

wielkość 6^m. Przy takiej definicji jasność najjaśniejszej gwiazdy Syriusza wynosi -1.5^m.

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:

Wielkości bolometryczne gwiazd

- Całkowitą energię wysyłaną przez gwiazdy we wszystkich długościach fali światła charakteryzuje tzw. wielkość bolometryczna, której nie wyznacza się bezpośrednio z obserwacji, lecz oblicza się z wielkości fotometrycznych na podstawie znanej temperatury gwiazdy przy założeniu, że gwiazda promieniuje jako ciało doskonale czarne.

- Na ogół wielkości bolometryczne są obliczane przez dodanie do wielkości wizualnej (np.wielkości V w układzie fotometrycznym U,B,V) tak zwanej poprawki bolometrycznej (BC):

m_bol = m_wiz +BC

-Przyjęto,że poprawka BC jest równa zeru dla gwiazd o temperaturze efektywnej 6800 K. Dla Słońca poprawka BC wynosi ok.-0.07 mag,dla gwiazdy o temperaturze 4000 k wynosi -0.6 mag.4.

- Moc promieniowania (światłość) gwiazdy jest to całkowity strumień energii, jaką wypromieniowuje gwiazda we wszystkich kierunkach w jednostce czasu.

- Moc promieniowania bezpośrednio można wyznaczyć jedynie dla Słońca.

- Dla gwiazd moc promieniowania może być obliczona przez porównanie ich jasności absolutnej z jasnością absolutną Słońca.

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

Analiza widmowa gwiazd

- Nawet za pomocą największych teleskopów nie można oglądać bezpośrednio powierzchni gwiazd. - Ze względu na ogromne odległości wyglądają tylko jak punkty na sferze niebieskiej.

- Wiedza o fizycznych i chemicznych parametrach gwiazd pochodzi z:

- analizy promieniowania w różnych jego zakresach,

- zmian jego natężenia w czasie,

- a przede wszystkim z analizy widmowej.

- 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.

Klasyfikacja harvardzka gwiazd

- Badania widm gwiazdowych zostały zapoczątkowane na szerszą skalę w ostatnim dziesięcioleciu XIX wieku w obserwatorium Uniwersytetu Harvardzkiego w USA. Kierowała nimi Annie Jump Cannon, która zaproponowała stosowaną do dziś klasyfikację widmową gwiazd.

- Analiza widmowa jest podstawą harwardzkiej klasyfikacji, która grupuje gwiazdy o zbliżonym wyglądzie widma.

- Ponieważ widmo w dużej mierze odzwierciedla stan energetyczny fotosfery, czyli zewnętrznej warstwy gwiazdy, jej temperatura jest głównym wskaźnikiem decydującym o przynależności do określonego typu widmowego.

- Poczynając od gwiazd najgorętszych, rozróżnia się następujące podstawowe typy widmowe: O - B - A - F - G - K - M. („Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me!”)

- Początkowe typy tego ciągu nazywa się wczesnymi, końcowe - późnymi.

- Ponad 1% gwiazd należy do dalszych pięciu typów widmowych:

W - gwiazd Wolfa-Rayeta o temperaturze powierzchni 100 000 K

Q - gwiazd nowych

R i N - gwiazd węglowych

S gwiazd cyrkonowych.

- 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 )

Natomiast za symbolem oznaczającym typ widmowy można spotkać litery:

* p - gdy gwiazda ma swoiste osobliwe widmo ( ang. peculiar )

* e - gdy w widmie gwiazdy są linie emisyjne

* n - gdy linie w widmie są rozmyte ( ang. nebular )

* s - gdy linie w widmie są ostre ( ang. sharp )

* k - gdy widmo zawiera linie międzygwiazdowego gazu

* m - gdy zawiera linie metalu

- Istnieją też gwiazdy o tak osobliwym widmie, że trudno je zaliczyć do jakiegokolwiek typu widmowego i takie oznaczamy symbolem pec (pekularne).

- Zdarza się czasami, że gwiazda jest bardziej czerwona, niż wynikałoby to z jej typu widmowego. - Typ widmowy wskazuje na przykład na temperaturę, przy której kolor gwiazdy powinien być białoniebieskawy, a gwiazda jest wyraźnie żółtawa itp. Tego rodzaju efekt nazywa się nadwyżką (ekscesem) barwy. Świadczy on jednak nie o osobliwościach fizycznych samej gwiazdy, lecz o ekstynkcji międzygwiazdowej wywołanej obecnością pyłu kosmicznego między gwiazdą obserwatorem.

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,

- metoda oparta na analizie zmian jasności gwiazd podwójnych zaćmieniowych.

-Największe gwiazdy - ok. 1000 razy większe od Słońca Najmniejsze gwiazdy - gwiazdy neutronowe o średnicach 10 - 20 km8. Diagram Hertzprunga-Russella (H-R)

- W 1911 roku duński astronom Ejnar Hertzprung, a dwa lata póżniej niezależnie amerykański astronom Henry Norris Russell odkryli zależność między typem widmowym gwiazdy (mającym ścisły związek z temperaturą powierzchniową) i jasnością absolutną (związaną z kolei ściśle z mocą promieniowania). Zależność ta jest przedstawiana na wykresie, który nosi nazwę

diagramu Hertzprunga-Russella, w skrócie diagramu H-R.

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

- Położenie gwiazdy na diagramie H-R i jej przynależność do określonej

klasy jasności są podstawą dwuparametrowej klasyfikacji widmowej

gwiazd, w której obok typu widmowego podaje się cyfrę rzymską

odpowiadającą klasie jasności. Np.

Słońce - G2V

Antares - M1Ib

Wega - A0V

Syriusz - A1V

- 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

- Gwiazdy ciągu głównego są gwiazdami podobnymi do Słońca, o podobnym składzie chemicznym, ale o różnych masach. Dla gwiazd ciągu głównego istnieje bezpośrednia zależność między masą i mocą promieniowania - im gwiazda bardziej masywna, tym większa jej moc promieniowania.

- Gwiazdy ciągu głównego o masach równych 10 mas Słońca posiadają moc promieniowania ok. 3000

razy większą niż moc promieniowania Słońca, a gwiazdy o masie O.1 masySłońca mają moc promieniowania równą 0.005 mocy pr. Słońca.

- Gwiazdy ciągu głównego można podzielić na dwie grupy:

*gwiazdy gorące, o masie większej niż masa Słońca - wczesnych typów widmowych

*gwiazdy chłodniejsze, o masie mniejszej od masy Słońca - póżnnych typów widmowych.

- Dla obu grup źródłem energii są reakcje termojądrowe syntezy helu z wodoru:

* w gwiazdach gorących, o masach większych od masy Słońca panują warunki w których przemiana wodoru w hel następuje głównie w cyklu węglowo-azotowym (CNO), który jest bardziej wydajny od cyklu (p-p) - gwiazda szybciej zużywa wodór, a tym samym czas życia gwiazdy masywnej jest znacznie krótszy od gwiazdy mniej masywnej, chłodniejszej,

* w gwiazdach chłodniejszych, o masach mniejszych od masy Słońca dominuje cykl reakcji (p-p)

- Budowa wewnętrzna gwiazd ciągu głównego również zależy od masy gwiazdy:

* W gwiazdach bardziej masywnych od Słońca produkcja energii w jądrze jest na tyle duża, że promieniowanie nie jest w stanie przenieść do warstw wyższych i musi być wspomagane przez konwekcję w centralnych warstwach gwiazdy. Na przykład, w gwieździe o masie 10 mas Słońca, wewnętrzna strefa konwekcji obejmuje ok. ¼ promienia gwiazdy, potem są kolejno warstwa promienista i zewnętrzna konwektywna.

*Gwiazdy chłodniejsze, o masach mniejszych od Słońca są zbudowane podobnie do Słońca. Wokół ich jąder nie ma warstwy konwektywnej,a cała energia transportowana jest przez promieniowanie.

11. Olbrzymy

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

- Z prawa Stefana-Boltzmanna wynika, że obiekt o niskiej temperaturze emituje przez jednostkową powierzchnię w jednostce czasu mniej energii niż obiekt gorący, zatem, tego typu gwiazdy muszą mieć ogromne rozmiary skoro są tak jasne. Dlatego nazywane są olbrzymami.

- Ich rozmiary 10-100 razy przewyższają rozmiary Słońca. Większość olbrzymów ma moc promieniowania 100-1000 razy większą niż moc promieniowania Słońca.

- Temperatury powierzchniowe olbrzymów zawierają się w zakresie 3000K-6000K.

- Chłodniejsze gwiazdy tego typu o temperaturze powierzchniowej 3000K-4000K ze względu na swoją czerwonawą barwę nazywane są czerwonymi olbrzymami. Aldebaran i Arktur są typowymi

olbrzymami.

- Pewna, stosunkowo nieduża liczba gwiazd ma jasność i rozmiary wyraźnie większe od typowych czerwonych olbrzymów. Ich promienie są rzędu 1000 promieni Słońca. Nazywa się je nadolbrzymami. Typowymi przedstawicielami nadolbrzymów są Betelgeuse i Antares.

- Budowa wewnętrzna olbrzymów znacznie różni się od budowy wewnętrznej gwiazd ciągu głównego:

* w centrum olbrzymów znajduje się helowe, izotermiczne jądro o promieniu 1/1000 promienia całej gwiazdy, w którym nie zachodzą żadne reakcje termojądrowe gdyż panująca tam temperatura rzędu 4x10⁷K jest zbyt niska by zachodziły reakcje syntezy węgla,

* w jądrze skupiona jest ¼ masy całej gwiazdy, a gęstość materii w w środku jądra może osiągnąć 350 kg/cm³,

* jądro otacza warstwa o grubości 1/1000 promienia całej gwiazdy, w której zachodzą reakcje syntezy helu z wodoru,

* ponad tą warstwą znajduje się rozległa otoczka, w której znajduje się wodór, ale temperatura i ciśnienie są zbyt niskie by zachodziły tam reakcje termojądrowe,

* średnia gęstość olbrzymów jest bardzo mała: na przykład,dla Arktura (olbrzym) wynosi 0.0004 średniej gęstości Słońca, a dla Antaresa (nadolbrzyma) 0.000 001 średniej gęstości Slońca.

12. Białe karły

- Te gwiazdy zajmują lewą, dolną część diagramu H_R, a więc charakteryzują się wysoką temperaturą i jednocześnie małą mocą promieniowania.

- Zatem muszą mieć małe rozmiary - dlatego nazwano je białymi karłami.

- Ich promienie są rzędu 10^-2 promienia Słońca, a więc pod względem rozmiarów są zbliżone do rozmiarów Ziemi.

- Masy białych karłów zawierają się w przedziale 0.4 - 1.4 masy Słońca, a zatem ich średnia gęstość jest rzędu 10⁶kg/cm³. Zbudowane są z gazu zdegenerowanego, czyli specyficznego

stanu materii składającej się z jąder atomów i elektronów znajdujących się tak blisko siebie, że niemożliwe jest istnienie normalnych powłok elektronowych. w gazie zdegenerowanym odległości pomiędzy jądrami są rzędu 10^-12m, podczas gdy w ciałach stałych i cieczach wynoszą ok. 10^-10.

- We wnętrzach białych karłów nie zachodzą żadne reakcje termojądrowe, jedynie szczątkowe reakcje zachodzą w cienkiej warstwie powierzchniowej. Źródłem ich promieniowania (stosunkowo niewielkiego) jest promieniowanie powstałe kosztem nagromadzonego ciepła.

- Białe karły powoli stygną, a czas ich stygnięcia ocenia się na kilkaset milionów lat.

- Masy białych karłów nie mogą przekroczyć 1.44 masy Słońca,granicznej masy, która nazywa się granicą Chandrasekhara.

- Gwiazda o masie większej od 1.44 masy Słońca by stać się białym karłem musi odrzucić nadmiar swej masy

13. Gwiazdy zmienne

- Mają wyraźne fluktuacje jasności. Mogą charakteryzować się:

*regularnie powtarzającymi się zmianami o ustalonej amplitudzie,

*zmianami powtarzalnymi, ale nieregularnymi,

*a także gwałtownymi pojaśnieniami związanymi z wybuchami.

- Ze względu na przyczyny powodujące fluktuacje jasności gwiazd, dzieli się je na kilka typów:

*jeżeli zmiana jasności następuje wskutek wzajemnych zaćmień zachodzących w układzie podwójnym gwiazd, to jest to gwiazda zmienna zaćmieniowa

* jeśli natomiast przyczyną zmian jasności gwiazdy są zachodzące w niej procesy fizyczne, to taką gwiazdę nazywamy zmienną fizycznie.

- Z kolei, ze względu na charakter zachodzących zjawisk, których skutkiem są owe zmiany jasności, wyróżnia się kilka typów gwiazd zmiennych fizycznie.

Gwiazdy zmienne zaćmieniowe

- Zmiana jasności gwiazdy może wynikać z przyczyn czysto geometrycznych. Ma to miejsce wtedy, gdy w układzie dwóch gwiazd obiegających wspólny środek masy występują wzajemne

zaćmienia powodujące fluktuacje ich łącznej mocy promieniowania.

- Ze względu na to, że takie gwiazdy znajdują się blisko siebie, widzimy je jako jeden obiekt zmieniający swoją jasność. Są to gwiazdy zaćmieniowe.

- Okres zmienności w tym wypadku jest ściśle związany z okresem obiegu gwiazd względem środka masy i wynosi od kilkudziesięciu minut do kilkudziesięciu lat.

Układy wielokrotne i gromady gwiazd

- Tylko niespełna połowa obserwowanych gwiazd to, podobnie jak Słońce, gwiazdy pojedyncze.

- Ponad 50% gwiazd należy do systemów składających się z dwóch lub więcej obiektów.

- Charakterystyczną cechą układów gwiazd jest ich wspólne pochodzenie. Prawdopodobnie powstały one z tej samej materii i w tym samym czasie, a obserwowane różnice wynikają z innego

tempa ewolucji, uzależnionego od pierwotnych mas poszczególnych składników układu.

- Układy składające się z wielu gwiazd nazywają się gromadami. Dzielą się na otwarte i kuliste.

Układy podwójne gwiazd

- Parę gwiazd znajdujących się blisko siebie na sferze niebieskiej nazywa się gwiazdą podwójną.

- Układem podwójnym są Mizar (ζ Ursae Maioris) oraz Alkor

- William Herschel jako pierwszy zajął się systematycznym wyszukiwaniem gwiazd podwójnych i w latach 1782-1821 opublikował katalogi zawierające ponad 800 gwiazd podwójnych,

- Część gwiazd podwójnych to tzw. układy optycznie podwójne widoczne jako podwójne tylko wskutek przypadkowej zbieżności kierunków,

- Gwiazdy znajdujące się blisko siebie w przestrzeni i związane ze sobą grawitacyjnie, tzn. obiegające wspólny środek masy,nazywa się fizycznie podwójnymi.

- Istnienie układu podwójnego można stwierdzić różnymi metodami obserwacyjnymi w zależności od wzajemnej odległości jego składników.

- Jeśli poszczególne składniki są zauważalne gołym okiem lub za pomocą teleskopu to jest to układ wizualnie podwójny. Jeżeli podwójność układu stwierdza się na podstawie analizy widma, wtedy mówi się o układzie spektroskopowo podwójnym, a gdy istnienie dwóch składników wynika z pomiarów fotometrycznych, to taki układ nazywa się zaćmieniowym.

- Warto zwrócić uwagę na ciasne układy podwójne, w których odległości między gwiazdami są porównywalne z ich rozmiarami.

- Może wówczas zachodzić przepływ materii z jednej gwiazdy do drugiej.

- Gwiazdy wchodzące w skład układów podwójnych i wielokrotnych mają wspólne pochodzenie: powstały w tym samym czasie z tej samej materii, a obecnie obserwowane różnice wynikają z różnego tempa ewolucji, zależnego głównie od początkowej masy danej gwiazdy,

- Odległości między poszczególnymi gwiazdami układu podwójnego mogą być bardzo różne: w niektórych układach gwiazdy niemal stykają się, w innych odległość ta wynosi kilka lat świetlnych.

Układy wizualnie podwójne

- poszczególne składniki można dostrzec gołym okiem lub za pomocą teleskopu,

- rozpatruje się ruch jednego ze składników względem drugiego

- obserwacje polegają na wyznaczeniu odległości kątowej między składnikami oraz kąta pozycyjnego,

- okresy obiegu gwiazd wizualnie podwójnych wynoszą co najmniej kilka lat

• wyznaczenie orbit składników układu podwójnego umożliwia obliczenie ich mas.

Układy spektroskopowo podwójne

- nie można dostrzec oddzielnie gwiazd stanowiących układ, nawet za pomocą dużych teleskopów,

- rozpoznaje się je po okresowo występujących przesunięciach linii w widmie,

Ciasne układy podwójne

- odległość między składnikami jest porównywalna z rozmiarami gwiazd tworzących układ podwójny,

- okresy obiegu składników są na ogół mniejsze niż 100 dni,

- prędkości orbitalne mogą osiągać 300-350 km/s,

- gwiazdy będące składnikami układu na ogół nie mają kształtu sferycznego, są zdeformowane przez siły pływowe,

- przykładem są gwiazdy zaćmieniowe

- powierzchnia ekwipotencjalna dla układów podwójnych: powierzchnia równego potencjału grawitacyjnego,

- krytyczna powierzchnia Roche'a: powierzchnia ekwipotencjalna dwu gwiazd przechodząca przez wewnętrzny punkt Lagrange'a L₁,

-materia (gaz, pył) poruszająca się po tej powierzchni może przechodzić z okolicy jednego składnika w pobliże drugiego

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

- Gwiazdy mogą tworzyć nie tylko pary, ale również ugrupowania,składające się większej liczby składników. Przyjmuje się, że ugrupowania składające się do 10 gwiazd noszą nazwę układu

wielokrotnego. Mogą być układy optycznie wielokrotne i fizycznie wielokrotne.

- W układach fizycznie wielokrotnych ruch poszczególnych składników odbywa się wokół środka masy, wspólny jest ruch gwiazd w przestrzeni, ponadto poszczególne gwiazdy układu maja zazwyczaj takie same ruchy własne i prędkości radialne. Np. Mizar - układ pięciokrotny, Kastor - układ sześciokrotny

3. Gromady otwarte

- Układy zawierające na ogół więcej niż 10 gwiazd: od kilkunastu do kilkuset składników bez wyraźnego zagęszczenia centralnego, odległości między gwiazdami w gromadzie są znacznie mniejsze od średnich odległości między gwiazdami w galaktyce,

- średnice gromad otwartych: 10 - 15 lat świetlnych, gwiazdy wchodzące w skład gromady mają podobne prędkości radialne i ruchy własne,

- posiadają podobne charakterystyki, powstały w przybliżeniu w tym samym czasie z tego samego obłoku materii np. Plejady - ponad 120 gwiazd w gwiazdozbiorze Byka Hiady - również w Byku

4. Gromady kuliste

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

środka gromady, średnice 6 -70 parseków, łączna jasność absolutna 4 - 12 mag.,

- masy 10⁵ - 10⁶ masy Słońca,

- zawierają na ogół znaczną liczbę gwiazd zmiennych typu RR Lyrae, koncentrują się wokół środka Galaktyki, co najmniej 10% gromad kulistych emituje promieniowanie rentgenowskie,

- przypuszczalnie mają w swoich centrach czarne dziury,

- brak materii międzygwiazdowej w gromadach kulistych, całkowicie opadła na masywne obiekty, w tym centralną czarną dziurę,

---