KSIĘŻYC nat.satelitaZiemi;najbliższe ciało nieb Orbita Księżyca ruch obiegowy K.zsynchronizow. z jego ruchem obrotowym,K.obiega Z.po orbicie eliptycznej o półosi wielkiej a=384 400 km i mimośrodzie e=0.055,Nachylenie orbity K.do ekliptyki jest stałe:5^o 09^'',nachylenie do równika zmienia się od 18^o 18^' do 28^o 36^',Okres obiegu-odstęp czasu,w kt.K.dokonuje pełnego obiegu wokół Z.i zajmuje to samo położ.względem ustalonego kier.w przestrzeni wynosi 27^d,3217 i nazywa się miesiącem gwiazdowym, Linia węzłów orbityK: dokonuje pełnego obrotu w kier.przeciw.do jego ruchu w okresie 18.6 lat,Linia absyd orbity K: prosta leżąca w płaszczyźnie orbity, przechodzi przez perygeum i apogeum orbity K, Linia węzłów orbity K: prosta przechodząca przez węzły (pkty przecięcia orbity K.z płaszczyz.ekliptyki),Miesiąc smoczy=27^d,2122: interwał czasu,jaki upływa między 2 kolejnymi przejściami K.przez ten sam węzeł, Miesiąc anomalistycz=27^d,5556: interwał czasu,jaki upływa między 2 kolejnymi przejściami K.przez perygeum Wskutek libracji Kca widzimy z Zok.59% całej jego pow,libracja w szerokości:skutkiem tego,że oś obrotu K.tworzy z normalną do płaszczyzny jego orbity kąt 6,7^o, dzięki czemu możemy oglądać okolice biegunów, libracja w długości:skutek nierownomiernego ruchu K.po orbicie eliptycznej,Teoria ruchu K-1 z podstawowych, klasycz.zad.mechaniki nieba.Fazy Księżyca Miesiąc synodyczny=29^d,5306 - odstęp t między kolejnymi nowiami/ innymi fazami Światło popielate:po nowiu,widoczna nieoświetlona cz.tarczy K;efekt oświetlenia K.przez Z Rozmiary i kształt K:liniowe rozmiary K.wyznaczyć znając odległość i rozmiary kątowe,wart.śr.średnicy kątowej K-31^' 05^”,a zmienia się od 29^' 21^” do 33^' 30^” -średnica K-3476 km,tj. ok. ¼ średnicy Z Masa i gęstość K:wyznaczania masy-analiza ruchu Sł,kt.jest odbiciem ruchu barycentrum ukł.Ziemia-K; współcześnie wyznacza się ją z analizy ruchu sztucz.satelitów Zi Kca; w ten spos.wyznacza się też modele pola grawitacyjnego K, masa K:7.35x10²²=1/81 masy Z, śr.gęstość:3.3 g/cm³Bud.wewn.K: z analizy badań sejsmologicz, aparatura sejsmiczna pozostawiona przez załogi Apollo zarejestrowała trzęsienia;K.z kilku warstw:

najbardziej zewn.o grub. ok.25 km-sk.bazaltowe,skorupa do głęb150-200 km,płaszcz ze skorupą ok.90% masy,jądro niewielkie,z bazaltu w stanie stałym,temp.ok.1600 K;Cały K-bud. Zróżnicowana,gęstość materii na pow.bliska śred.gęstości.Maskony-obsz.o zwiększ. przyciąganiu grawitacyj;pod powierz,na niewielkiej głębokości zalegają duże meteoryty o średnicach 50-200 km.Zaćmienia Sł:na obszPol.ostatnie całkow:28.07.1851, 19.08.1887, 30.06.1954, najbliższe 13.07.2075 PowierzchK:albedo:stos.światła odbitego od pow.ciała nieb.do padającego światła słonecz,często wyrażany w %,śr.albedo całej pow:0.07=7%,

morza i oc-rozległe równiny-obsz.najciemniejsze, albedo ok. 5%,najjaśniej.obsz-alb.17%,

występują:równiny, nazywane morzami,najbardziej char.tworami-kratery o średnicach od kilku cm do >200km,licz.kraterów o śr.>2 km- >200tys,występ. też: łańcuchy górskie, uskoki tektonicz,rowy,szczeliny,teorie poch.kraterów księżycowych: wulkaniczna i meteorytowa,K.nie posiada atmosfery-duże róż.temp.na pow.między obsz.oświetlonymi i nieoś.w granicach 100 - 410K,grunt księżycowy-niewielkie przewodnictwo cieplne - wahania tem.wnikają na głębokość ok.1m, związki na powierz:tlenki krzemu,glinu,żelaza, wapnia i tytanu, minerały-pirokseny ZIEMIAKulistość-Arystoteles IVw pne, Erastotenes ok.230 r pne obliczył dł. promienia Z;1686 Richer odkrył spłaszczenieZ.przy biegunach, I.Newton Z-elipsoida obrotowa, oblicz.spłaszcz.Z.i stwierdził, że kształt wynikiem ruchu wirowego planety;Listing w XiX w-geoida-bryła,kt.powstałaby,gdyby poziom swobodnej pow.mórz przedłużyć pod lądami;współcześ.ksztZ-elipsoida/geoida;parametry elipsoidy z:

a=półoś wielka(prom.równikowy)=6378,136km, b=półoś mała(biegunowy)=6356.755 km

spłaszczenie α=(a-b)/a=1/298.257=0.00335 elipsoida:pow.najbardziej zbliż.do hydrostatycz.pow.Z geoida:pow_|_ w każdym pkcie do lokal.pionu,przebiega na śred.poz. niezaburz.oceanów Dł.łuku 1^o na równiq-110.6km,równoleż50^o-111.2km,biegunie-111.7 kmWiek:4.6 mld lat Masa Z: wyznaczyć z prawa powszech.ciążenia:F=G m₁m₂/r²,

Stała G wyznacz.w1798r.Cavendish za pom.wagi skręceń,teraz wyznacza się ją np.z badania ruchu sztucz.satelitówZ;G=6.67x10^-11m^3'kg^-1s^-2 ;oznaczając:M masę Z, m masę dowol.ciała przyciąg.przez Z.oraz zastępując siłę iloczynem masy m i przyspiesz.z.g:

mg=G mM/R², R- prom.Z. Stąd M=R²g/G.MasaZ.M=5.975 10²⁴ kg ,śr.gęstZ=5500kg/m³ =5.5 g/cm³ Gęstość warstw leżących blisko pow:2.7 g/cm³ Budowa wnętrza Z:

badanie:odwierty-do kilkunastu km,bad.sejsmologicz;Skorupa: grubość:5-60 km;na kontynentach20-60 km,pod oc5-10km;skały gł.krzemowe i Al Płaszcz:do 2900 km, skupia ok.80% objętości i ok.70% masy Z,gęstość 3.5-5.5g/cm³;gł.z krzemu i Mg

Jądro:zewnętrzne:głębokość2900-5000 km,gęstość10-14 g/cm³ metale w stanie ciekłym

wewn: kula o prom.ok.1400 km,gęstość 17g/cm³ metale w stanie stałym; temp.wzrasta z głęb.o 25 K/km, w środku Z.4000 K; ciś.w środku Z.>3,6x10¹¹ Nm^-2 (ok3.6 mln atmosfer)

Zjaw.w warstwach powierzch Z: ruchy płyt tektonicz,kontynentów,trzęsZ,wybuchy wulk

Atmosfera Z: skł.chem:N₂-78.03%,O₂-20.99%,argon Ar-0.94%,pozos.gazy:H,neon,xeon, krypton,hel,i in-< 0.04%,oprócz tego: para w, kropelki wody, kryształki lodu, drobne pyłki,zaniemczysz.prz, drobny piasek, cząstki org,materia meteorytowa itp. Masa: 5x10¹⁸kg= ok.jedna milionowa masy Z;w warstwie do 5km ok.50%,a do 15km - 90% masy całej atm. Bud.atm:Troposf- najniż.warstwa,7-10 km na biegunach,16-18km nad równikiem;90% całej pary w.w atm;śr.gradient tem-0.65^oC/100m;tem.na górnej granicy trop:-56^oC;niemal wszystkie zjaw.meteoro:chmury,opady,burze,itp. Tropopauza-izotermicz.warstwa przejściowa o grubości 1-2 km Stratosf-do wys.ok. 50km,temp w dolnych warstwach stratosfery-55^oC i wzrasta z wys,0^oC w stratopauzie na wys.20-30km nad Z.zalega warstwa ozonu O₃ powst.pod wpływem ultrafiol.prom.sł;ozon całkowicie pochłania pr.elektromagnet.o dł.fal <300nm Stratopauza-zahamow.wzrostu tem.z wys Mezosf-warstwa atm.od ok.50km do ok.80km;tem.ponownie spada z wys.osiągając na górnej granicy ok.-80^oC do-90^oC Mezopauza-zahamow.spadku tem.z wys. i ponowny jej wzrost Termosf-warstwa at.od ok.80km do ok.500km;jednostajny wzrost tem.z wys.do ok.1000^oC W mezosferze i termosferze na wys.80-400 km-kolka zjonizowanych nazywanych łącznie jonosferą. Egzosf-warstwa at.>500 km dzieli się na metasferę 500-1500km i protosferę:>1500 km Protosf stopniowo przech.w przestrzeń międzyplanetarną

Znaczenie atm.dla obserwacji astronomicz:atm.przepuszcza do powZ.pr.tylko w przedziale okna optycznego i radiowego,św.ulega w at.załamaniu-refrakcji;ulega pochłanianiu;św.ulega rozproszeniu- ekstynkcji;w at. turbulencja-wywoł.pionowymi ruchami mas pow- obraz ciała niebiesjiego niespokojny,drga,oscyluje wokół pewnego średniego położ, Pole magnetyce.i magnetosferaZ:Pole magZ- pole poch.od dipola magnetycz.z wewnątrz Z; na osi tego dipola znajdują się na powZ.bieguny magnetyce,nie pokrywają się one z biegunami geo.Bieguny magnetycz:mjsca przecięcia osi symetrii ziemskiego pola mag.z powZ-bieguny geomagnetycz.i bieguny cały czas przesuwają się po powZ.z v ok.15km/ rok zataczając kręgi,bieguny mag.nie leżą dokładnie po przeciwnych strZ,położenie:Pn 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 Pd biegun (1965) 66,5°S 140,3°E

(1998) 64,6° S 138,5° E (2004) 63,5° S 138,0° E Istnienie pola magZ.wyjaśnia się teorią samowzbudzającego się dynama;pole mag.powst.wskutek prądów konwekcyj.płynących w płynnym, metalicz.jądrze Z, o wys.temp.i znacznym przewodnictwie el;w pobliżu Z. obserwuje się pole mag.związ.z silnymi wiatrami wiejącymi w jonosf.z v ok.100 m/s

Pasy radiacyjne Van Allena1958 r. przez satelitęExplorer I,wewnętrzny: 2400-5000km nad Z,zewn:12000-25000km nadZ;wypełnione protonami i elektr.o b.wys.energiach

RuchyZ: obiegowy płaszczyzna ekliptyki: w niej obieg Z,v ruchu orbitalnego:30km/s; orbita Z:elipsa o półosi wielkiej 149 600 000 km,mimośród orbity e=0.017;odl.do Sł.w peryhelium:147 100tyskm(początek stycznia),odl.doSł.w aphelium:152 100tys km(lipiec); Paralaksa heliocentrycz(roczna,trygonometryczna) Jednostki odl: jednostka astro.(j.a.) -AU:półoś wielka orbityZ.1 j.a.=149.6 mln km parsek (pc)-odl.obiektu kt.paralaksa=1^” lub-odl.z kt.1 j.a.jest widziana pod kątem 1^” 1 pc = 206 265 j.a. 1 kpc - kiloparsek 1 Mps - megaparsek;rok świetlny-odl.jaką światło przebiega w ciągu 1 roku 1 pc=3.2615 lat świetlnych=3.0857 x 10¹³ km obrotowy:dowód:(1851)-wahadło Foucaulta w Panteonie (67m),zmiany płaszczyzny wahań wahadła Focaulta-obraz efektuCoriolisa,oś obrotuZ.nachylona do płaszczyz.orbityZ.pod k/66^o,5,okres obrotu:doba gwiazdowa 23^h56^m, nieregularność,zmiany osi obrotu względem bryły Z: ruchy biegunów Z.

POCH.UKŁ.SŁ: Sł.z otaczającym je Ukł.Planetarnym powst.4,5 mld lat temu,Galaktyka miała za sobą już 9 mld lat ewolucji;w1 z licznych obłoków molekularnych występ.w jej dysku powst.zagęszcz.materii, kt], kondensując się, stopniowo przekształcało się najpierw w Protosłońce,potem stało się centralną gwiazdą układu;ciała UkłSł,powst.z tej samej mat.skupionej w pierwotnym obłoku;różnice między ciałami-wynik odmiennych procesów,kt.doprowadziły do ich uformowania,także różnic w ich dalszej ewolucji.

Dysk protoplanetarnyFormujące się gwiazdy są otoczone kokonem materii gazowo-pyłowej.Kondensujące się protogwiazdy skupiają tylko część mat.należącej do pierwot. obłoku molekularnego,reszta mat.pozost.natomiast wokół nich.Zas.zachow.momentu pędu-kurczący się obłok zaczyna coraz szybciej wirować;mat. otaczająca tworzącą się protogwiazdę,wirując z nią,formuje się w postaci dysku;w ten spos.siły grawit. doprowadz.do ukszt.się dysków protoplanetarnych wokół powstających gwiazd.Mat. międzygwiazdowa,z kt.ukszt.się Protosłońce, składała się z H, He i pierwiastków od nich cięższych,tworzących się w reak.syntezy termojądr.we wnętrzach gwiazd poprzednich generacji;cięższe pierwiastki były zawarte gł.w ziarnach pyłu,kt.stanowił 2%masy obłoku; resztę obłoku stanowiły gazy:H(77% masy) i He(21%);był to obłok b. zimny,tem.10K. Z kurczeniem się obłoku,potemProtosł.wzrastało ciś.i tem.w jego centrum.Gdy rozpoczęły się reakcje termojądrowe-gdy Protosłońce stało się jużSł,tem.w jego jądrze10mln K, gęstość mat.10²⁰x większa niż w obłoku pierwotnym.Z kurczeniem się obłoku wzrastała v ruchu wirowego-uformowanie się wokół centralProtosłońca gazowo-pyłowego dysku. Spłaszczony dysk mat,z kt.później utworzyły się planety,wirował w tym samym kier,w kt. wirowało centralneProtosłońce w płaszczyźnie prostopadłej do jego osi obrotu.Obserwow. obecnie cechy ruchu orbitalnego i obrotowegoSł,planet,ich księżyców,planetoid,i in.ciał UkłSł.zostały uzależnione od ruchu wirowego dysku.Planetezymale W procesie tworz.się planet gł.rolę odegrały ziarna pyłu międzygwiazd,znajdujące się w dysku protoplanetar;ich rozmiary sięgają 0,1 mikrometra,z nich-planety,w tym Z.i żywe organizmy.W wirującym obłoku mat-centralne zagęszcz,z ktProtosłońce-powst.też liczne lokal.zagęszcz. W cienkim dysku gęstość mat.duża,mikrometrowej wielkości ziarna pyłu,zderzając się, zlepiały i tworzyły małe grudki;z czasem większe,w ciągu1000 lat do 1m;siły wzajemnego przyciąg.grawitac.między poszczegól.grudkami doprowadziły do utworz.się większych ciał-powstała ogromna licz.niekształt.zlepków mat.o rozmiarach rzędu km- planetezymale.

Tylko w rejonie planet ziemskich po prawie kołowych orbitach obiegało Sł.10¹² tych ciał. W ciągu10tys.lat podobne procesy doprowadziły do powst.planetezymali o rozmiarach 500 km-embriony planet.Protoplanety po uformow.się planetezymali dalsze procesy zachodz.wolniej;odległości między planetezymalami większe,nadal zderzenia i zlepianie/ fragmentacja;oddziaływania grawit,między planetezymalami-utworz.masywnych skupisk wychwytujących więcej materii-powst.protoplanety;większe od obecnych planet;później procesy zach.w ich wnętrzach-ukszt.planet w obecnej postaci-księżyce też tak powst; Protoplanety-przekształcenia wewnętrzne-dowód:układające się koncentrycznie warstwy o róż.skł.ch,z kt.składają się wnętrza tych ciał,materia była płynna,cięższe subst.opadły do jądra;Źr.ciepła do stopienia się pierwotnej materii-pierwiastki promieniotw. przy kolizji ciał.Wsteczny ruch wirowy Wenus, ruch wirowy Urana zachodzący prawie w płaszczyźnie ekliptyki,pozbawienie Merkurego jego otoczki zewn.i powstKsięż-efekty zderzeń wielkich planetezymali/ protoplanet. Różnice w bud.protoplanet:w zależn.od odl.odProtosłońca tem.skupiającej się mat.sięgała od 2tysK w jego otoczeniu do 20 K w rejPlutona-inny skł.ch;na obsz.formow.się planet gr.ziemskiej-tem.wys-H,He -v ucieczki, opuszczając dysk,zlepiające się grudki materii-pozbawione subst.lotnych,gł.z metali i krzemianów;dalej od Protosł-niż.tem-pokrywały się lodami wody i dwutlenku węgla,w rejonach najdalszych planet-lodami amoniaku i metanu,ucieczka gazu mała-dużo H.

- Zróżnicow.tem.też w ramach gr.planet-Merkury powst.w t.1400K-duże jądro gł.z Fe;w rejMarsa w mgławicy t.450K-jądro dużo mniejsze i brak metalicznego Fe,śr.gęst.mniejsza od Merk;tem.i wiatr sł-gł.czynniki, wiejący intensywniej we wczesnych etapach ewolucji Sł, lekka mat.gazowa,z HiHe zdmuchnięta z rej.bliżejProtosł.tam, gdzie planety olbrzymy i poza Ukł

Powstanie pasa planetoid:między orbitami Marsa iJowisza powst.wiele tys.małych ciał-planetoidy,potężne siły grawit.Protojowisza nie pozwoliły na uformow.się w tym mjscu planety,najw-prawie sferyczne formy,mniejsze-niekształtne bryły,między tymi ciałami-zderzenia-fragmentacja i powst.rodzin planetoid,/zlepianie,PowstKsięż:gdy Z.w st. płynnym,z wykrystalizow.warstwami o róż.gęst,zderzyła się z innym ciałem o porównyw. wielkości,odZ.oderwała się cz.mat.z lżejszych warstw zewnętrz. i z niej uformował się K. stąd mniejsza gęstK. Wielkie bombardowanie: zakończyło się 3,5 mld l.t,między protoplanetami poruszały się mldy planetezymali,drobniejszych grudek i resztki pyłu; zanim oczyszcz.przestrzeni międzyplanetar.z tych ciał,planety i ich księż.przeszły przez wielkie bombardow;na ich niezastygłe powierzch,spadały poruszające się chaotycz. planetezymale;w mjscu upadku- kratery uderzeniowe,wyraźne efekty w.b-Merkury iKs

Wielkie sprzątanie:proces formowaniaUkłSł.zakończyło wielkie sprząt.USł.z resztek pierwot.mat.nastąpiło dzięki 2 mechanizmom.I-wiatr sł,kt.we wczesnych etapach ewolucjiSł.był intensywniejszy i spowod. rozprosz.w przestrzeni międzygwiazd.lekkich cząstek obłoku otaczającego Sł;II-oddziaływ.grawit.wielkich planet,kt.z wiatrem sł.wymiotło planetezymale z wnętrza USł.poza sferę planet,z nich-obłok jąder komet-obłokOorta;oczyszcz.nie dosięgnęło najbar.zewnętrz.obsz.dysku protoplanetar,pozost.tam planetezymale tworzą pierścień Kuipera. I planety pozasł:Wolszczan(1990)3 planety wokół pulsara PSR B1257 +12 Jak poszukuje się planet pozasł:pomiar v radialnych z analizy widma,przejście na tle tarczy gwiazdy-fotometria,zakrycia gwiazd przez planety-mikrosoczewkowanie grawitacyjne-fotometria,obserwacja bezpośr-astrometria

Wyniki poszukiwań ukł.planetarnych:319 planet,w tym:odkryte met.v radialnych

258 ukł.planetarnych,300 planet,30 ukł.wielokrotnych; planety odkryte przez mikrosoczewkowanie-8,przez obrazowanie-6,wokół pulsarów-2 ukł,4 planety Obserwacje naziemne-41 projektów badawczych,obserwacje z przestrzeni kosmicz-16misji

MAŁE CIAŁA UKŁ. SŁ3400 komet,400-k.okresowe,w tym200 krótkookresowe; USł.otacza hipotetyczny obłok zawierający 10¹²-10¹³komet-obłok Oorta.I planetoida1800 r,400 tys.planetoid,181tys. numerowanych o potwierdzonych orbtach,w ich gł.pasie, między orbitamiMarsa iJowisza,duża licz.obiektów-odłamków skalnych rozmiary do kilku km;w wypadku małych obiektów,paru km, trudno rozstrzygnąć,czy planetoida czy jądro komety. W wypadku jeszcze mniejszych-planetoidy czy meteoroidy;masa planetoid 2.3x10²¹kg-3% masyKsięż,40%-masa największ-Ceres;Planetoidy-ciała o większych rozmiarach,obserwować za pom.teleskopów. Meteoroidy- poruszają się w przestrzeni międzyplanetar.mniejsze odłamki skalne,wpadając do ziemskiej atmosf,wywołują zjaw.meteoru / bolidu.Podział ciał USł.na planety,księż,planetoidy i komety wynika z char. ich ruchu orbitalnego.PLANETOIDY:Planetki/ asteroidy Odkrycia-zanim odkryto planetoidy, myslano że między orbitami Marsa iJowisza jeszcze 1 planeta,z empirycz.regułyTitiusa-Bodego wynika,że brakuje planety dla indeksu n=3. 1801 r.Piazzi, obserwując przejścia gwiazd przez południk,odkrył w odl.2,77 jednostki astronomicz.od Sł,Ceres-im.opiekunki Sycylii.nastepnym też imiona bogiń:Pallas,Juno,Westa;obserwacje wizualne, wyszukując wśród gwiazd te, kt.zmieniają swoje położ.względem innych;na niebie planetoidy od gwiazd można odróżnić po ich ruchu podobnym do ruchu dużych planet.Zastosow.fotografii-licz.małych planet wzrosła;porównując zdj.nieba wykon.w pewnych odstępach t-zidentyfik.planetoidę;fotografia zastąpiona przez detektory CCD,kt.pozwalają na zwiększ.zasięgu teleskopów,i pełną automatyzację obserwacji.

w ciągu miesiąca odkrywa się 5tys.nowych planetoid.21 III2008licz.planetoid 403 356

Orbity:większość obiega Sł.po orbitach eliptycz,leżących prawie w płaszczyźnie ekliptyki,w gł.pierścieniu planetoid-międzyMar.iJow;niewiele ma orbity o nachyl.do płaszczyz.ekliptyki >20^o i silnie ekscentryczne;odkryto wiele małych planet,kt.orbity przecinają orbitę Marsa i Z(NEA-NearEarth Asteroids),oraz takie,kt.obiegają Sł.po torach zbliż.do orbit najdalszych planet USł(planetoidy pasa Kuipera). Gł.pierścień

rozciąga się od 1,8 j.a. do 4,0 j.a.,śr.wart.półosi wielkich orbit planetoid należących do tego pierścienia-2,8 j.a.;planetoidy w tym pierścieniu są rozmiesz.nierównomier;ich orbity grupują się wokół pewnych wart.półosi wielkiej i unikają innych wart;dla pewnych wart. półosi wielkiej licz.planetoid spada prawie do 0,mjsca te na wykresie-luki Kirkwooda

Rodzinygr.o podobnych orbitach; planetoidy z1 rodziny mają zbliżone półosie wielkie swoich orbit,mimośrody i nachylenia;najliczniejsze:Themis,Flora iKoronis;członkowie poszcz.rodzin-fragmenty większych planetoid,kt.w przeszłości zderzały się i rozpadły na mniejsze cz-zbliżone cechy fiz.Planetoidy zbliżające się do Z(NEA-NearEarth Asteroids)wg rodz.orbity grupy: Apollo,Ateny i Amora;orbity o dużych mimośrodach, większych niż p.gł.pierścienia;półosie wielkieAteny mniejsze od półosi wielkiej orbityZ;

orbity planetoidApollo iAmora-większe półosie,ich aphelia przebiegają w okolicach gł. pierścienia,różnią się odległościami peryheliów;Apollo przecina orbitę Z-peryhelia są mniejsze od 1 jednostki astro,gdyAmora peryhelia ma większe niż 1 jednostka astro-do orbity Z.może się zbliżać,ale jej nie przecina. P.trojańskie pod wzgl. dynamiki gr.p, porusz.się prawie dokładnie po orbicieJowisza,1z nich o 60^o wyprzedza J,II o tyle samo pozost.za nim;istnienie w tych mjscach planetoid-przyrodnicze potwierdzenie rozwiązań szczególnych-zagadnienia trzech ciał;2gr.w pobliżu trójkątnych pktów libracji ukł.Sł-Jowisz-wykonują swój ruch orbitalny w ten spos,że zawsze pojawiają się w jednakowej odl.od Sł.i odJowisza,obiekty należące do tych gr-planetoidy trojańskie,bo I członkom tych gr.imiona boh.Iliady, a odkrywanym późn- im.uczest.walki podTroją; 1800 P.z pasa Kuipera1992 r Jewitt iLuu,teleskop o 2,2-metrowej średnicy w obserwatorium na Mauna Kea na Hawajach-I p.należąca do pasa Kuipera. Kuiper 1952hipoteza-za orbitąPlutona,w odl.500-1000 j.a., znajduje się 10⁸ -10⁹ obiektów będących rezerwuarem jąder komet krótkookresowych;hipoteza analogicz.do h. istnienia obłokuOorta,kt.ma znajdować się w znacznie większ.odl.od Sł;1000 obiektów w odl.40 j.a.;rozmiary kilkuset kmWłas.fiz:

najdokład.met.określ.średnic-obserwowanie ich przejść na tle gwiazd,mniej dokładne są oszacowania rozmiarów na podst.ich jasności przy założ.pewnej wart.albedo. Ceres-średnica970km,większość p-do kilku km;kszt.i okres obrotu wokół włas.osi wyznacza się na podst.fotometrycznych pomiarów zmian jasności tych ciał,największe mają kszt.zbliż.do kuli; wiele małych planetoid to fragmenty większych, rozbitych-zderzeń-nieforemne kszt. odłamków skalnych;okresy obrotu wokół włas.osi od kilku do kilkudziesięciu godz;większość(75%) ma pow.z min.zawierających C-p.typu C,ich widma jak widma czarnych meteorytów,chondrytów węglistych,pow.tego typu p.są b. ciemne,ich albedo0,035-0,04; 17% p.typu S,z krzemianów Fe i Mg z domieszką Fe i niklu,albedo większe 0,065-0,23; p. typu M,pow. z Fe i niklu,cechy podobne do meteorytów żelaznych.

KOMETY Shoemaker-Levy 9,1994 r.zderzyła się z Jowiszem;1908 r.Syberia,jądro komety spadło na las tunguski;3500;1300odkryła sondaSOHO,kt.obserwujeSł.i jego najbliższe otocz- komety muskająceSł Własności:gdy oddalona-wygląda jak mała,okrągła mgiełka-rozmyta plamka;gdy mgiełka zbliża się do Sł-coraz większa i jaśniejsza,w środku jądro o niewielkich rozmiarach;mgiełka otaczająca jądro-koma,z nim tworzy głowę, średnica głowy kilkaset tys.km, gdy kometa jest blisko Sł,pojawia się warkocz ułoż.w kier.przeciwnym Sł. Warkocze jasnych komet rozciągają się kilkadziesiąt stopni na sferze niebieskiej,dł. do kilkuset mln km,czasami drugi warkocz skierow.do Sł;po przejściu przez peryhelium swej orbity kometa zaczyna się oddalać od Sł.-warkocz słabnie i znika,kometa staje się coraz mniejszą mgiełką, aż przestaje być widoczna. Orbity komet :różnią się od orbit innych ciał USł;orbity planet i większości planetoid przypominają koło (ich mimośrody są na < 0,25) i leżą w pobliżu płaszczyzny ekliptyki,orbity komet-kszt. wydłuż elips (mimośrody ok 1,0) / hiperbol,nachyl.do ekliptyki przyjmuje róż.wart; ze wzgl.na ruch orbitalny komety: okresowe i jednopojawieniowe. Komety okresowe pojawiają się na niebie okresowo w równych odstępach t;ich orbity zbliżone do elips o mimośrodach mniejszych od jedności;15%wszyst.obserwow.k; 190 tego typu;okresy ich obiegu wokół Sł.kilka(naście)lat,najkrótszy okres(3,3r)Enckego;dł.okres obiegu-Halleya 75 lat;mogą przybliżać się do planet- duży wpływ na ich dalszy ruch orbitalny,w trakcie znacznego zbliżenia siły grawit.planet mogą silnie zmienić orbitę komety;wskutek tych oddziaływań komety poruszające się pierwotnie po orbitach hiperbolicznych/ wydłuż. eliptycznych, mogą zmienić orbity na okresowe i zostać przechwycone w wewnętrznej czUSł;lub k.okresowe wyrzucone z Ukł.przez zmianę orbity na hiperbolicz

FIZ ZIEMI-Galakt są ogromnymi skupiskami mat-„wyspami we Wszechśw”-uformowanymi z gwiazd oraz pyłowo-gaz mat międzygwiazd./Oprócz tych widocznych skł zawierają one prawdopod mat niewidoczną-ciemną, której charak dotychczas nie znamy/charakt się one różnorodnością form i kszt/Klasyfi galak-najczęściej stosuje się udoskonaloną wersję sys klasyf, zaproponowanego w 1925 roku przez E. Hubble'a, dzielącego galak na:elipt, soczewkowe, spiralne

i niereg.G eliptyczne-typ E mają kszt elipsy, oznaczane są symb E0, E1, ..., E7/Składają się głównie z gwia i małej ilości rozproszonej mat pyłowo-gaz./W wielu g elipt gazu nie dostrzegamy w ogóle./W obrazach tego typu galak na ogół nie widać żadnych szczeg budowy, jedynie w niektórych z nich widoczne są gromady kuliste gwiazd.G soczewkowe-Cechy przypisywane zarówno g elipty jak i spiralnym./Mają słabo spłaszczone zagęszczenie centr, a mat bardziej odległa od centrum tworzy dysk w wyraźnie wyróżnionej płaszcz/Wyróżnia się g socz. z poprzeczką - typu SB0 -posiadające zageszcz centralne o kszta przypominającym poprzeczkę. W odróżnieniu od g elipt obserwuje się w nich mat międzygwiaz G spiralne- wyraźnie spłaszcz zbiorow mat z centralnym jądrem o dużej koncent i wychodzącymi z niego spiral ramionami tworz dysk./mają wyraźnie widoczną strukt wew. Nasza G i zbliżona do niej rozm g M31 w Andromedzie należą do największ g spiral.Galaktyki spiralne z poprzeczką- Wśród g spiralnych osobną gr 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.G nieregular-Nie można zaliczyć do elipty, soczew i spir./Nie posiadają wyraź jądra, a ich struk nie jest symetryczna. Mają bardzo różną nat niektóre prawdopodobnie powstały wskutek kataklizmów, takich jak wybuchy lub zderzenia2galak. Wielki i Mały Obłok Magellana // Centaurus A Przykładem g osobliwej W centrum tej g znajduje się dysk, skład się z pyłu, gazu i młodych gwiazd - jest to region intens formowania się gwiazd. Jest silnym źr promie radiowego, promieni X oraz gamma, a także promien podczerwo G Obrączkowa//G aktywne- Emitują duże ilości en w innych zakresach promien niż promieniowanie widzialne. Należą do nich kwazary i g posiadające aktywne jądra, w szczeg są to g Seyferta oraz radiogalaktyki./Radiogalaktyki-(aktyw)charakt się silnym promie w zakresie radiowym./Obok centralnie położonej g znajdują się 2 źr promi radiowego położone niemal symetrycznie. Np.Cygnus A /Kwazary-sa prawdopodobnie jądrami bardzo odleg g, w których zachodzą gwałtowne proc o nie wyjaśnionym do końca charak/Obserwuje się w nich szer linie emisyjne oraz linie absorpcyjne, Jednocześnie wszystkie linie widmowe są silnie przesunięte ku czerwieni, co świadczy o szyb oddalaniu się tych obiektów i o ich ogromnej odleg.//Dynamika galakt- Ruch obieg mat galakt- gwiazd oraz obłoków gazów i pyłów-wokół śr g. Ruch ten ma odmienny charakter w różnych typach g./Gwiazdy w ukł elipty poruszają się po chaotycznie zorientowanych orbitach o dużych mimośrodach. Ruchy uporządkowane (rotacja) mają małe znaczenie dla dynam tych g./Inaczej wygląda ruch mat w g spiral. Stwierdza się w nich wyraźną rotację mat dysku wokół centrum g. Jedynie jądra tych g pod względem dynamiki przypominają g elip.//Ciemna materia w g- Należy przyjąć istnienie jeszcze jakiegoś masywnego składnika, różnego od gwiazd i świecącej rozproszonej mat gazowo-pyłowej, który jest dominującym źr pola grawit.Ten niewidoczny składnik Wszechśw nazywa się ciemną lub brakującą mat//Nasza Galakt-Układ Drogi Mlecznej-W pogodną, bezksiężycową noc widzimy na niebie szer, nieforemną wstęgę, ułożoną z ogromnej licz blisko siebie świecą gwiazd, która na półkuli pn przechodzi przez gwiazdozb: Bliźniąt,Byka, Woźnicy,Perseusza,Kasjopei,Cefeusza i Łabędzia/Przecina ona również gwiazdozb nieba pd, między innymi: Tarczy Sobieskiego,Strzelca,Skorpiona,Wielkiego Psa i Oriona./To skupisko gwiazd przypominające smugę rozlanego mleka nazywamy Dr Ml-jest obrazem na sferze nieb 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 Z. Układ ten nazywamy Ukł Dr Ml. Inna nazwa: „Galaktyka”, pisana dużą literą jest jej nazwą własną i odróżnia Ukł Dr Mlecznej od innych galaktyk.//Jak badamy struk G?Określ szczeg budowy Ukł Dr Ml napotyka wiele trudności. Obraz naszej G tworzymy na podst obserwacji wykonywanych z Z, która wraz ze Słońcem znajduje się wew tego układu. Nie możemy opuścić G i spojrzeć na nią z zew./Astronomowie badają struk G, wykonując zliczenia gwiazd w różnych kier oraz analizując położenie i ruchy obłoków mat gazowo-pyłowej. Jednak używając nawet największych teleskopów, można oglądać tylko część gwiazd należących do G./Obser jasność gwiazdy zależy bowiem od ilości emitowanego przez nią promieni i jej odle od Ziemi./Gwiazdy leżące w odległych rejonach i te położone bliżej, które wysyłają niedostat ilość światła, nie mogą być obser ze względu na zbyt małą jasność/Innym czynnikiem utrudniającym lub wręcz uniemożliwiającym obser i bad gwiazd są obłoki rozproszonej materii gazowo-pyłowej, przysłaniające znaczne obszary Galaktyki./Wszystko to powoduje, że zliczenia gwiazd w różnych kier są niekompletne i dla okreś przestrzennej gęst materii w niektórych rejonach Galaktyki trzeba stosować metody pośrednie./Spiralna struktura Galaktyki Dokładniejszych danych o strukt spiral G dostarczyły obser, głównie za pomocą fal radiowych, rozkładu i prędkości obłoków neutralnego i zjonizowanego wodoru./G prawdopodobnie należy ona do galaktyk typu Sbc - pośredniego między typami Sb i Sc - i wyglądem przypomina g M31 w gwiazdozbiorze Andromedy. /Najnowsze bad sugerują jednak, że nasza G może posiadać poprzeczkę, co oznacza, że prawdopodobnie należy do g spira z poprzeczką./Gęst przestrzenna mat w spiralnych ramionach G jest znacznie większa niż poza nimi, jednak jednocześnie dużo mniejsza niż w jądrze./Oprócz gwiazd spiralne ramiona zawierają duże ilości mat gazowo-pyłowej, która skupia się w obłoki. Materia rozproszona jest obser w postaci mgławic emisyjnych, refleksyjnych i ciemnych mgławic pyłowych/G ma 4 główne ramiona spiralne i szereg mniejszych segmentów//Budowa Galaktyki Swoim kształ G przypomina spłaszczony dysk z wyraźną centr wypukłością, otoczony tak zwanym halo galaktycznym, utworzonym z kulistych gromad gwiazd./Ukł Dr Ml jest g spiralną prawdopodobnie typu Sbc./Gdybyśmy mogli spojrzeć na naszą G z zew, to prawdopodobnie wyglądałaby ona podobnie jak g spiralne M31, M65 lub NGC 2997/Mat galaktyczna rozłożona jest niejednorodnie. Grupuje się głównie w centra jądrze i wychodzących z niego spiral ramionach, leżących w dysku galaktycznym./Liczbę gwiazd wchodzących w skład G szacuje się na 100-200 mld./Oprócz gwiazd w skład G wchodzi mat międzygwiazdowa - pyły i gazy, w szczeg 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 prędk(100 km/s i więcej) obłoki gazu/W struk G wyróżnia się 4 elementy: jądro,centralną wypukłość,dysk i halo// Rozmiar i masa G Rozmiary G są określ przede wszystkim przez rozmi dysku./Średnicę dysku galakty ocenia się prawie na 50 000 parseków, to jest około 160 000 lat świetl. Gdy przyjmiemy, że odległe gromady kuliste również należą do G, wtedy jej śred osiąga prawie 200 000 lat świetl./Największa grubość dysku nie przekracza zaś 10 000 lat świet.Całkowita masa G oceniana jest na ok. 6×10¹¹ mas Słońca. Jest ona skupiona głównie w gwiazdach. Masa obserw materii międzygwiazdowej stanowi 5-10% masy całego Ukł Dr Ml, przy czym 99% masy tej mat to gaz, a masa pyłu stanowi tylko 1%./Rozproszona mat gazowo-pyłowa skupia się silnie w płaszczyźnie dysku galaktycznego./Na podstawie obser radiowych stwierdzono, że przeważająca część H znajduje się blisko płaszczyzny G.//Jądro Galaktyki Znajdujące się w geometrycznym centrum jądro G jest niewielkim co do rozmiarów, ale wysokoenerget źr promien. /Można je obse jedynie w zakresie fal radiowych, w podczerwieni oraz w twardym promien Rentgena i promien gamma./Prawdopodobnie jądro ma kszt spłaszczony.Jego rozmiary wynoszą 50×100 lat świetl./Jądro otoczone jest gaz dyskiem o średnicy 5000 lat świet.W samym centrum jądra znajduje się silne, zwarte źr promienio-wania radiowego Sagittarius A. Znajduje się ono w gwiazdozb Strzelca, a jego rozmiary są mniejsze niż 0,0003 roku świet, czyli mniejsze niż 20 jed astronomicznych./Obser ruchów mat w otoczeniu jądra sugerują, że ogromna masa znajdująca się w stosunkowo niewielkiej objęt utworzyła czarną dziurę./Na podstawie analizy ruchu chmur neutralnych gazów w centrum G ocenia się, że wew centralnego obszaru o średnicy kilku parseków znajduje się koncentracja masy rzędu miliona mas Słońca./Obser jądra G są jednak bardzo utrudnione ze względu na przysłaniające je gęste chmury pyłów i gazów. Stąd o jego struk wiemy na razie stos mało./Jądro g jest otoczone kulistym zgrupowaniem gwiazd o średnicy około 10 000 lat świetl, które nazywane jest centralną wypukłością. Zawiera ono populację starych gwiazd o wieku porównyw z wiekiem G.//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/Dysk galaktyczny składa się z dysku utworz przez gwiazdy i z dysku gaz./rozciąga się na odl prawie 55 000 lat świet od jądra, a dysk gazowy jeszcze dalej, bo na odl co najmniej 70 000 lat świetl od jądra, przy czym jego grubość jest wyraźnie mniejsza/W okolicy Słońca, które znajduje się w odl około 30 000 lat świetl od centrum G, grubość dysku zawierającego gaz molekularny wynosi 250 lat świet, a gwiazdowego - 1200 lat świetl./W porównaniu ze średnicą grubość dysku jest bardzo mała. Są to proporcje przyrównywane do płyty gramofonowej. W takiej skali centralna wypukłość G miałaby wielkość piłki do tenisa.//Halo galaktycznejest sferoidalną, rzadko wypełnioną gwiazdami przestrzenią, która otacza G. Obok gwiazd pojedynczych, nazywanych gwiazdami tła, w halo występują gromady kuliste./Gwiazdy znajdujące się w halo są najstarszymi gwiazdami w G. Składają się głównie z wodoru i helu/Rozmiary nie są dobrze okreś ale gromady kuliste mogą znajdować się nawet w odl 130 000 lat świet od jądra//Ruch wirowy G-G wykonuje ruch obrot wokół jądra w płaszczyźnie swojego dysku/Z badań ruchów gwiazd i obłoków mat międzygwiazdowej wynika, że szybciej obiega jądro G mat znajdująca się bliżej centrum, wolniej zaś mat bardziej od niego oddalona./Nazywamy to rotacją różnicową.-Słońce, znajdujące się w odległ około 30 000 lat świetl od jądra, dokonuje pełnego obiegu w ciągu około 240 mln lat./Obser pręd nie daje się wyjaśnić oddział grawita widocznej materii w G./Należy przyjąć, że oprócz świecącej mat G musi zawierać także mat ciemną w nieznanej dotąd postaci/Ocenia się, że masa ciemnej, nie świecącej materii w Ukł Dr Ml przewyższa od2-10 razy masę mat świecącej/Od pewnego czasu podejmowane są różne próby wyjaśnienia charakteru ciemnej mat w naszej G, a także w innych g. Problem ten nie został jednak dotychczas rozwiązany.//Miejsce Słońca w G-Słońce, a wraz z nim cały Ukł Słon, znajduje się w jednym ze spiralnych ramion w odl około 8,5 kiloparseków, czyli około 30 000 lat świet, od centrum G./Nie leży ono dokładnie w płaszczyźnie dysku galaktycznego, lecz w odl około 8 parseków na pn od tej płaszczyzny/Osie obrotu G i Ziemi znacznie się różnią.Przyjmuje się, że pn strona G to ta, po której wypada pn biegun osi Ziemi/ Rozpatruje się2 rodzaje ruchu Słońca w G:*względem otaczających gwiazd i*względem centrum G./Punkt na sferze nieb, w kierunku którego porusza się Słońce, nosi nazwę apeksu ruchu Słońca. Położenie apeksu i prędkość Słońca mogą być różne w zależ od doboru gwiazd odniesienia. Wzg otaczających gwiazd Słońce porusza się ze średnią pręd19,5 km/s w kier gwiazdozb Herkulesa, gdzie znajduje się jego apeks/Jest to pręd własna Słoń względem otaczającego strumienia gwiazd/Oprócz ruchu względem sąsiednich gwiazd Słoń porusza się ruchem obieg wokół centrum G z pręd około 220 km/s, dokonując1 pełnego obiegu w ciągu 240 mln lat/Apeks tego ruchu znajduje się obecnie w gwiazdozb Łabędzia/Promieniowanie elektromagnetyczne-Najbogatszym źr info o obiektach astrono-micznych jest docierające od nich prom elektro-mag./Do opisu wielu własności światła (tą nazwą będziemy okreś wszelkie prom elektromag,nie tylko widzialne) musimy stosować teorię falową//W myśl tej teorii, światło jest zaburzeniem pola elektro-mag rozchodzącym się we wszystkich kier od pkt będącego źr światła. Zaburzenie to rozchodzi się jako fala powodująca prostopadłe do siebiei do kier rozchodzenia się światła oscylacje lokalnego

pola elektr i mag.//Zmiany natęż pola elektromag dają się opisać za pomocą równania:

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

Odpowiednie równanie dla wektora mag ma postać:

przy czym

jest wersorem osi x.

Powyższe równania opisują drgania wekt elektr i mag 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 równościami rozchodzą się z pręd c. Pręd ta w próżni wynosi 299 792.458 km/sek i nosi nazwę pręd światła.

Stała

• okr fazę począt (faza dla x = 0 i t = 0). Czas T,który upływa pomiędzy2 kolejnymi pojawieniami siętej samej fazy drgań wektora elektr(magnetycznego)w tym samym pkt przestrzeni nazywa się okresem fali./Często zamiast okresu fali używa się częstot ν (liczby

drgań w ciągu jednej sekundy):

lub dł fali λ. Dł fali jest to odległość pomiędzy kolejnymi2 pkt na osi x, w których fazy są te same. Jest ona związana jednoznacznie z okresem i częstot za pomocą wzorów:Na przykład atomy wodoru emitują fale radiowe o dł 21.12 cm, które, zgodnie z powyższym wzorem mają następującą częstot:

Interferencja fal świetlnych//Interferencja - nakładanie się fal elektromag o tej samej dł λ

-Rozpatrzmy najpierw przypadek, gdy kier drgań wektora elektrycznego w obu falach jest ten sam. Wówczas wypadkowe drgania wektora elektrycznego okre 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 2 fal otrzymujemy wtedy wzmocnienie prom/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///Polaryzacja światła

Drgania wektora elekt mogą odbywać się w stałej płaszczyźnie(wektor E nie zmienia kierunku). Wtedy mówimy o promi spolaryzow liniowo./Płaszczyznę, w której odbywają się drgania wektora elektrycznego nazywamy płaszczyzną polaryzacji światła/Jeżeli płaszczy drgań wektora elektrycznego ulegazmianie, to światło nie jest spolaryzowane liniowo/ Jeżeli wektor elektryczny drga w płaszczyźnie prostopadłej do kier rozchodzenia się światła tak, że zakreśla elipsę, to światło jest spolaryz eliptycznie. /Szczeg przypadkiem polaryzacji eliptycznej jest polaryzacja kołowa.//Korpuskularna teoria światła-Traktuje światło jako zbiór cząstek - fotonów poruszających się z pręd c. Każdy foton jest niepodzielny, tzn. może on być tylko całk pochłonięty, albo jest całk przepuszczony przez ośrodek. Jednocześnie foton zajmuje okreś miejsce w przestrzeni, podczas gdy fala, stanowiąc zjawisko ściśle okresowe, posiada nieskończoną rozciągłość. W rzeczywi „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 promi ν i wyraża się wzorem:E = hν,gdzie h = 6.625 x 10^-34 J s jest stałą Plancka./Rozkład widmowy Promieni dające się opisać jako zbiór fal o jednej,określonej częstot ν, bądź jako wiązka fotonów o tej samej energii E, nosi nazwę monochromatycznego/W rzeczywistości wszystkie obiekty astron wysyłają promien o różnych częstot. Część tego promien, charakteryzująca się długościami 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 promie może być rejestrowane tylko za pomocą specjalnej aparatury//Widmo - podst wiad Widmo - rozkład natężenia okreś zjawiska w zależ od podanego parametru, najczęściej rozkład natężenia światła w zależ od dł fali lub częstotliwości tego prom.Widmo promieniowania elektromag- przebieg intensywności(rozkład natężenia) promieni elektromag w funkcji dł fali lub częstotl./Wygląd widma danego źr prom elektromag zależy od procesów fiz prowadzących do emisji promie lub od sposobu w jaki to prom jest absorbowane przez mat, przez którą przechodzi./Rozkład natęż prom emitowanego przez większość gwiazd można w przybliżeniu przedstawić za pomocą rozkładu natęż prom ciała doskonale czarnego./Ciało doskonale czarne, modelowe ciało całkowicie pochłaniające padające na nie prom niezależnie od dł (częstotliwości) fali elektromag, czyli mające zdolność absorpcyjną równą jedności w całym zakresie dł fal. Zgodnie z prawem Kirchhoffa ciało doskonale czarne ma największą ze wszystkich ciał zdolność emisyjną, czyli jest ciałem promieniującym w danej temp najwięcej energii.Widmo prom ciała doskonale czarnego jest widmem ciągłym. Dł fali odpowiadająca max natężenia prom jest odwrotnie proporcj do temp ciała doskonale czarnego(prawo przesunięć Wiena).//Rozkład prom w całym zakresie dł fal opisuje prawo prom Plancka, zgodnie z którym zdolność emisyjna ciała doskonale czarnego o temp w skali bezwzględnej T wyraża się wzorem:

gdzie ν — częstot prom, c — pręd 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 okreś 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 natęż prom I_λT przyjmuje wartość największą i temp bezwzględnej T jest stały:

gdzie b ma wartość 0.2898, jeżeli λ wyraża się w cm.// Prawo Stefana-Boltzmanna

Innym prawem wynikającym z prawa Plancka jest prawo Stefana-Boltzmanna głoszące, że całko energia prom wysyłanego przez ciało doskonale czarne jest proporcjonalna do czwartej potęgi temp 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 temp wyznaczona z powyższego związku nosi nazwę temp efektywnej//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 źr widma ciągłego powoduje powstanie absorbcyjnych linii widmowych - ciągu ciemnych linii na tle widma ciągłego. Ciemne linie absorbcyjne danych pierwiastków odpowiadają dokładnie tym samym dł fal co jasne linie emisyjne tego samego pierwiastka.//Występowanie linii absorbcyjnych i emisyjnych zależy od wzajemnych relacji między temp gazu i temp źr promi znajdującego się w tle. Linie absorbcyjne widoczne są wtedy, gdy tło jest gorętsze niż gaz,a linie emisyjne wtedy, gdy tło jest zimniejsze.//Związek linii widmowych z budową atomu i zjaw zachodzącymi w atomach

Model atomu wodoru Bohr Model atomu Rutherforda

Wzór Bohra na dł linii emisyjnych i absorbcyjnych w atomie wodoru.Na podstawie wzoru E = hc/λ Bohr wykazał, że dł λ emitowanego lub absorbowanego fotonu przy przejściu elektronu między wew orbitą N i zew nmożna wyznaczyć z następującego wzoru:

gdzie N - numer wewn orbity,n - numer zew orbity,R - stała Rydberga = 1.097 x 10⁷ m^-1 λ - dł fali (m) emitowanego lub absorbowanego fotonu./Dla N = 1 i n = ∞ , czyli dla najkrótszej dł fali w serii Lymana, λ = 91 nm, elektron jest wyrzucany z najniższej orbity na orbitę nieskończoną. W ten sposób atom wodoru jest pozbawiony elektronu. Ten proces nazywa się jonizacją//Obserwowane cechy prom elektromag;Kier - otrzymujemy info o położeniu obiektu na sferze nieb. Kilka pomiarów kier daje info o ruchu względnym obserwatora i obiektu Oświetlenie - ilość energii padającej w jed czasu na jed powierzchni ustawionej prostopadle do kier prom. Z oświetleniem wiążą się: strumień świetlny - ilość energii świetlnej padającej w jed czasu na pewną powierzchnię, oraz natęż światła - ilość energii zawartą w jed kąta bryłowego docierającej od źr w jed czasu./Oświetlenie przez promie docierające do obserwatora zależy od:ilości energii emitowanej w jedn czasu przez źr prom/odległości źr od obserwatora/własności optycznych (rozpraszanie, absorbcja) ośrodka znajdującego się na drodze światła/Z tego powodu pomiary oświetlenia dostarczają nam info o:odległości obiektów astron/warunkach energetycznych panujących na tych obiektach/materii znajdującej się w przestrzeni, przez którą przechodził promień świetlny.//Rozkład widma - rozkład docierającego promien w funkcji długości fali. //Rozkład widma ciągłego dostarcza info o temp ciała promieniującego oraz o grub i właści optycznych ośrodka rozpraszającego znajdującego się między obiektem i obserwatorem.//Rozkład linii widmowych dostarcza info o składzie chem obiektu.Położenie linii w obserwowanym widmie zależy także od wzajemnego ruchu obserwatora i źr światła - zjawisko Dopplera. Wykorzystanie tego zjaw dostarcza info o pręd radialnych obiektów astron. //Polaryzacja światła - powstaje w wyniku istnienia anizotropii optycznej w ośrodku prom, bądź też znajdującym się pomiędzy źr światła i obserwatorem.Z tego powodu pomiary polaryzacji są źr info o czynnikach, które tę anizotropię powodują.W praktyce promi obiektów astrono jest spolaryzowane częściowo, co oznacza, że obracając polaryzator obserwujemy zmiany natęż od pewnej wartości max do minimalnej//Instrumenty astronomiczne;Teleskopy optyczne,Refraktor - teleskop soczewkowy,Luneta astronomiczna//Refraktory -Używane głównie do obserw astrometrycznych//Ograniczenia w rozmiarach z następujących przyczyn:precyzja w wykonaniu ukł 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 elektromag z całego „okna widzialnego”/brak aberracji chromatycznejWady:ograniczone możliwości obser 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 ukł optycznych, polega na odwzorowywaniu pozaosiowych pkt nie jako pkt, a jako prostopadłych do siebie linii, leżących w przesuniętych względem siebie płaszczyznach.Daje obraz nieostry i zniekształcony/krzywizna pola - jedna z wad ukł optycznych polegająca na tym, że ostry obraz przedmio odwzorowywanego powstaje nie na płaszczyźnie, lecz na zakrzywionej powierzchni/dystorsja - wada ukł optycznego polegająca na uwypukleniu części obrazu bez zmiany jego ostrości//Układy optyczne reflektorów Newtona, Cassergaina, coude, Schmidta, Maksutowa//Rodzaje montażu teleskopow Niem, ang, amer(widłowy)//Podstawowe charakterystyki teleskopów D średnica obiektywu f - ogniskowa D/f - światłosiła teleskopu

Przy obser obiektów rozciągłych naistotniejszą jest korzystna światłosiła teleskopu, natomiast przy obser gwiazd możliwie duża średnica obiektywu/Zdolność rozdzielcza - wiąże się ze zjaw dyfrakcji, czyli ugięcia na przesłonie kołowej jaką stanowi obiektyw. Zjawisko dyfrakcji światła powoduje, że pkt źr 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 dł fali padającego światła. Przy obser wizualnych( max czułość oka przypada dla dł fali 5,5 x 10 ^-7m, czyli 5500Ĺ )min kąt ρ” pomiędzy 2gwiazdami tej samej jasności, widocznymi jeszcze jako oddzielne obiekty w danym teleskopie, obl się według przybliżonego wzoru:ρ” = 12/D[cm]//Powiększenie teleskopu:W = f/f_ok //Odbiorniki promieniowania1. 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 obser promień światła miliard razy jaśniejszy od najsłabszego, który rejestruje/ rozróżnia kolory/zakres ok. 4000Ĺ - 7000Ĺ/max. wrażliwość - 5500Ĺ/rozdzielczość - 1'/2.Klisza fotog: zdolność kumulowania światła/na kliszy uzyskuje się info o wielu obiektach/ma charakter dok/niedogodność - błędy systematyczne związane z właściw materiałów fotograf/różne typy klisz, czułość/fotometria fotograf - pomiar stopnia zaczernienia/zależność pomiędzy zaczernieniem D i log oświetlenia E:/3.Fotopowielacz działa na podst zew zjaw fotoelektry/ stanowi najistotniejszą część fotometru fotoelektr/wykorzystywany jest np. do obser gwiazd zmiennych/pomiary fotometryczne wykonuje się na ogół w kilku barwach, uzyskując dodatkowo info o rozkładzie natę w widmie gwiazdy/do najczęściej stosowanych filtrów należą: ultrafioletowy (U), nieb(B),żółty - taki pomiar nosi nazwę fotometrii UBV/dokładność fotometrów fotoelektr jest rzędu 1%/4. Inne odbiorniki prom:przetworniki elektro-optyczne/kamery telewizyjne/5. DetektorCCD krzemowa płytka, składa się z3 warstw: krzem podłoża, izolatora i metal 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 fotoelektr wewn przekazuje swoją energię elektronowi, który przemieszcza się w kier dod 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 elem jest przetwornik analogowo-cyfrowy, jego zadaniem jest zamiana wzmocnionego wcześniej sygnału na postać cyfrową, która po wyprowadzeniu z kamery może być przetwarzana przez urządz zew np. komp z odpowiednim oprogram//Zalety detektorów CCD:znaczna wydajność rejestracji kwantów prom, sięgająca70-80%(dla porównania: wydajność fotopowielacza wynosi10-20%kliszy fotograf - 1%)/liniowa zależ pomiędzy wskazaniami CCD i miarą padającego prom zachodząca w bardzo dużym zakresie/możliwość stos bardzo dł czasów ekspozycji/niski poziom szumów własnych i brak zniekształ geometr położenia obser obiektów//Spekrtoskopia Podst dział astrofizyki, obejmuje metody otrzym i interpretacji widm ciał nieb/widma uzyskuje się przez rozproszenie światła w pryzmacie lub przez ugięcie i interferencję na siatce dyfrakcyjnej/Podst przyrządy spektoskopii:pryzmat obiektywowy/spektrograf szczelinowy/spektrograf z siatką dyfrakcyjną

Instrumenty heliofizyczne//Instrumenty radioastronomiczne 1931 r. -Karl Jansky z Bell Telephone Laboratories odkrywa nat pozaziemskie prom radiowe/1937 r. - w USA powstaje 1 paraboloidalna antena do odbioru radioprom dochodzącego z kosmosu po II wojnie światowej - gwałtowny rozwój radioastronomii obecnie-jedna z podst technik obserw astronomii //Najprostszą anteną radiową jest dipol o dł równej połowie dł odbieranej fali. Antena składająca się wyłącznie z jednego dipola rejestruje prom radiowe dochodzące z całego obszaru nieba. Dla zapewnienia odbioru fal radiowych z okreś kier stosuje się metalowe anteny o kształ 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 dł fali padającego światła.

Jednak ze względu na dużą wart dł fali radioteleskopy muszą mieć duże średnice-aby zapewnić zdolność rozdzielczą na dł fali 1m identyczną jak dla teleskopu optycznego o śred 50 cm, antena radioteleskopu powinna mieć śred1000 km/radioteleskop o średnicy 100 m na dł fali 1m ma zdolność rozdzielczą 2/3 stopnia/Największy radioteleskop o ruchomej antenie - 100 m Effelsberg, Instytut Radioastronomii w Bonn//SŁOŃCE-jest typową gwiazdą stacjonarną, nie przejawiającą wyraźnej zmienności, o przeciętnej masie i rozm/jest jedną z kilkuset miliardów gwiazd w G. Znajduje się w jednym z ramion spiral, w odleg około 8.5 kiloparseka od środka i 8 parseków od płaszczyzny Dr Mlecz/jest centralnym ciałem Ukł Słon, skupiając w sobie 99.87% jego całko masy.Jest głównym źr energii docierającej do Z, głównie w postaci elektromag, a także najjaśniejszym i największym obiektem na niebie/Specyficzne warunki obser Słoń(rozciągłość i duże natęż prom)wymagają stosowania innych instrum pomiarowych i metod niż w przypadku pozostałych gwiazd.Z tego powodu, jak i ze względu na wpływ zjaw zachodz na Sło na warunki panujące w przestrzeni międzyplanet oraz na Ziemi, wyodrębniony został dział astrofizyki poświęcony bad najbliższej gwiazdy-heliofizyka/Obejmuje ona zarówno teorię budowy i ewolucji Sło, jego oddziaływ z otoczeniem, jak i olbrzymią różnorodność zjaw i proc związanych z jego aktywnością mag//Odleg do Słońca Klasyczne metody wyznaczania odl do S:pomiar paralaksy geocentrycznej,utrudniony ze względu na brak możliwo jednoczesnych obser Sło i gwiazd /wyznaczanie odległości z III prawa Keplera, wykorzystuje się niektóre planetoidy, np. Eros

Współcześnie:metoda radiolokacji daje tysiąckrotny wzrost dokład (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 odl Ziemia-Słońce i promień kątowy można wyznaczyć promień liniowy Słoń: R_* = 696 000 km,jest to 109 razy więcej niż promień Ziemi//Masa Słońca można wyznaczyć na podstawie III prawa Keplera (uogólnionego) zapisanego dla układów Ziemia-Księżyc i Słońce-Ziemia.Jeżeli:M, m, m_k - masy S, Z i K,/ a_Z, a_K - półosie wielkie orbit Z i K/P_Z, P_K - okresy obiegu Z wokół S i K wokół Z,to:

Po przekształceniu:

Wielkości po prawej str są znane z obser lub innych wyznaczeń. Po podst odpowiednich wartości otrzymujemy M = 1.99x10³⁰ kg Masa Słońca jest 330 000 razy większa od masy Ziemi.

Śr.gęst. Sł.wyn: ρ = 1.41X10³ kg/m³ (1.41g/cm³) ,co stan. 0.25 śr. gęst.Z. Przysp. grawitacyjne na pow.Sł.- 274 m/s² i jest 28 razy większe niż na pow. Z. Obrót Sł.- Sł. obraca się wokół wł.osi nachyl.do prostopadłej do płaszczyzny ekliptyki pod k.7°15′. Równik słon.- płaszcz. prostop.do osi obrotu przechodz.przez śr.Sł. Współrz.: szer.i dł. heliograficzna, - Prędk. kątowa obrotu pktów na pow.Sł. zal.od szer. heliograf. -Punkty na pow.w pobl. równika słoneczn. obiegają Sł.w ciągu 25 dni, okolice bliskie biegunów dokon. obr. w30 dni. Rodz widma: ciągłe, absorpcyjne, emisyjne. Na podst. obserwacji linii widmowych można okr. skład chem. fotosfery słonecz: (%zawart. Masy) wodór H- 67.2%, hel He 31.3%, tlen O 0.62%, wegiel C 0.22%, magnez Mg 0.13%. Łącznie w widmie słoneczn.odkryto linie absorbcyjne ok. 70 pierw.i pasma charaktery. najprostsze cząsteczki CH, CN, NH, OH i in. 1z najb. znanych pierw.-hel został odkryty najpierw w widmie Sł., potem stwierdzono jego obecność na Z. Skł. chem.Sł.(w %):H 76.4, He 21.8, O 0.8, C 0.4, Ne 0.2, Fe 0.1, N 0.1i inne. Promieniow.i temp.Sł: Miarą całk. en. emitor. przez Sł.jest tzw. stała słoneczna -ilość ener. prom.sł. padającego prostopadle na pow. 1cm² poza atmosf. Z. w ciągu 1min.: S = 1.95 cal/cm²/min = 1.36x10³ J m^-2s^{-1 .} Znając śr. odl. Z-Sł.i wartość stałej słoneczn. można obl. ilość energ. L_a przepływaj.w jednostce czasu przez pow. kuli o prom.1 AU: L_a = 4πa²S = 3.854x10²⁶W = 3.854x10³³erg s^-1.

Jednocz.ta sama ilość energii L w jednost. czasu opuszcza pow.Sł: L_a = L,gdz.L jest mocą prom. Sł.- Znając promień Sł. można obl.ile en.w ciągu 1sek. wysyła każdy metr2 pow. słon. Rozkł. promien.w całym zakresie dł.fal opisuje prawo prom. Plancka, zgodnie z kt. zdolność emisyjna ciała doskonale czarnego o temp.w skali bezwzgl. T wyraża się: Prawo to sformułowane przy założ., że atom może emitować energ.jedynie w określ. porcjach, zw. kwantami energii, stało się 1z podstaw mechaniki kwantowej. Pr. Wiena - wynika z niego inne pr.- pr. Wiena. Głosi że ilocz. dł. fali λ_max dla kt. natęż. prom. I_λT przyjm. wartość najw.i temp. bezw. T jest stały. Pr. Stefana-Boltzmanna-Inne pr.wynik. z pr.Plancka. Gł.że całkow.en. promieniow. wysył. przez ciało dosko. czarne jest proporc.do 4potęgi temp. bezwzgl. tego ciał: E = σT⁴, gdz. σ = 5.67x10^-8Wm^-2K^-4 to st. Stefana. Jeż.jest znana całk.en.E wysył. przez gw.,to temp. wyznacz.z powyższego zw. nosi naz. temp. efektywnej. Zastos.pr. Wiena: λ_maxT = const. do widma słon. prow.do wyznacz. temp.Sł., zw.temp.W. Wyn. 6200K. Inne spos. wyz. temp: temp.barwna, wyznacz.ze stos. natęż. w2 dł. fal ,temp. wzbudzenia, t. jonizacji, t. kinetycz. Bud. Sł.- jest kulą zjonizow. gazu, skł.się główn.z wodoru i helu., kula plazmy słon. utrzym.jest w równowadze hydrostatycznej z 1str. przez siły grawit, z 2przez rosn.z głębok. ciśn. gazu kt. równoważy coraz więk. ciężar mat.znajd. się wyżej, Tylko zewn. warstwy Sł.- atmosf ,dost.są bezpośr. szczegół. obserw. O bud. jego wn.i zachodz. tam proc. możemy wniosk.tylko pośrednio bo z wyj. przenikl. neutrin żadne cz.powst.w gł. warstw.nie mogą ich opuścić w niezm. postac. ,W oparc.o rozważ. teoret., gł. teorię ewolucji gw., konstruow.są matemat. modele opis.bud. Sł.i zm. zachodz.w jego strukt.od mom.narodz.do dziś i dalej., War. panuj. we wn.wpływ.na obraz warstw powierzchn., zatem porówn.cech modelowych pow. Sł.z obserwowanymi staje się testem poprawności modelu. Modele Sł. konstr. są w nast.spos:- obserw. Pozwal.na określ. masy Sł, wart. jego prom., śr. gęst., skł. chem, mocy promien.- uwzgl. znane pr. fiz.można opis.matemat. war. jakie pan. wewn. Sł, w szczeg. zm. ciśn., gęst.i temp.w zależn.od prom, tworząc w ten sp. model Sł.- testow.modelu pol. na porównyw.z możliwie wszystk. dost. obserw. Równania bud.wewn: - równ. określ.bud. Sł. mają ident. post.dla olbrzymiej większ. gw.,- podst. założ. jest że każda gw.stan. kulę gazu dosk, do kt. stos. się prawa gazowe. Przyjm. nast. założ. upraszcz.,dobrze spełnione dla większ. gw. pojed: * Sł. jest gw. stacjon- znajd.się w równow. hydrostat.i termodynamiczn.w wystarcz. dł. okr.czasu, tj. nie zmienia się promień Sł.i moc promien. a cała wyprodukow. wewn.en.jest wyprom. przez warstwy zewn. *Sł.ma symetrię sferyczną,*materia we wn. gw, w tym równ.w jej śr., ściśle spełnia prawa gazów dosk. Heliosejsmologia - fale akustyczne- Akust.fale stojące, przemierzające wnętrze Sł.są przycz. okresowo powtarz. się odkształc. jego pow. Drgania o ściśle określ. częstości tw. odkształc.o prostym wzorze szachown. Rzeczyw. odkształc. pow.Sł. mają bardziej skompl. postać gdyż powst.w wyn. złożenia się fal różnej dł.i częst. Źr.en. słonecz.- We wn. Sł.temp. wyn. ok.. 15 mln K,a ciśn. ok. 3x10¹⁶Nm^-2. W tych war.poszczeg. atomy mogą poruszać się z ogromnymi prędk. setki km/sek. - Przy znacz. gęst.mat. istn. możl. zderzeń pom. jądrami at., prowadz.do reakcji termojądr. Cykl protonowo-protonowy (p-p) W centr. Sł. najcz. zachodzi cykl reakcji w wyn. kt.z 4 prot. powst. jądro helu ->cykl (p-p),a poszczeg. jego etapy są nast: I. 2 prot.zderz.się w wyn. czego pows. jądro ciężk. wodoru skł.się z protonu i1 neutronu. Podcz.tej reakcji nast. emisja pozytonu e⁺, kt. ulega anihilacji z1 ze swobodn. elektronów i neutrina. Neutrino unosi pewną ilość en. kinet. II. Powst. deuter łączy się z jeszcze 1 prot.Powst. izotop helu przy czym emitowany jest kwant prom. gamma. III.2 izotopy helu łączą się, powst.jądro helu kt. jest trw. Cykl węglowo-azotowy (CNO) W tym c.równ. nast. synteza jąder helu z protonów, w tym przyp. przy udz. węgla, azotu i tlenu jako katalizatorów. Cykl CNO przeb.w wyż. temp. w porówn. p-p. Neutrina słoneczne- W trak. reakcji termojądrowych we wn.Sł. oprócz kwantów gamma powst.też neutrina. - Strumień neutrin w b. niewielk. stop.oddział.z mat. Dz. temu powst.w jądrze Sł. neutrina bez przeszk. docier. w pobl. Ziemi niosąc inf.o war. panuj.we wn. Sł.

- W 1cyklu reakcji termojądr. powst.2 neutrina, przy czym zostaje wydziel. en. E = 4x10^-12J. w kt. powstaje N = 2x10³⁸ neutrin. Transp. en. wewn.Sł.- Należy przyj.założ. że ilość en. produk. wew. Sł. jest dokł.= ilości en. wyprom. Zatem nieprzerwanie nast. przepł. en.wewn. Sł. Ogólnie moż.są 3 spos. transp.en:konwekcja, promien, przewodnictwo. W gw. przewodn. nie odgr. żadnej roli,gdyż współcz. przew.gazów=0. Konwekcja - ruchy mat. wzdł. prom.Sł. - gaz o wyższej temp. unosi się ku górze, część swój. ciepła oddaje warstwom chłodn. i oziębiony spływa w kier. środka Sł.,odbywa się w zewn. warstw. Sł. Promien. - zanim prom. wytw. w jądrze Sł. dotrze do pow.ulega wielokrotn. oddziaływ.z mat. zawartą w kolejn. warstw. wnętr Sł. - pojedynczy kwant prom. potrz. ok.30 000 lat do wyrost.się ze śr. Sł.na pow. - w tym cz. stosunk. niewielka l. wysokoenergetycznych kwantów gamma przekształca się wskutek oddział.z materią w lawinę fotonów niskoenergetycznych.

Atmosf. Sł.:Fotosf.- Warst, w kt.powst. widmo ciągłe,Najb. wewn.cz. atmosf.sł., -Gr. fotosf - kilkas.km. Temp. 5000 - 6000K, - Jedyne miejs.na Sł, gdzie znajd.się neutralny wodór, ale rów.jest tam sporo zjonizow. atomów metali, co spr.iż jest wiele swobodn. elektr.- Granulacja: powi.Sł. ma subtelną strukt. przypom. ziarnka ryżu kt.nazyw.są granulami, a całe zjaw.-granulacją. Rozm. Granul ok. 1500 km, czas ż.ok. 10 min.- Granul. jest ef. Pionow.ruchów konwekc. Chromosf.- Rozc. się do wys.ok. 10 000km,Jej najniż. warst. przy fotosf. mają temp.ok 4300K,-Temp.chromosf. wzr.z wys., w górnej cz. kilkan.tys. kelwinów,- Jasn. chromosf. jest kilkaset razy mn.od jasn. fotosfery,jej obserw. są b.utrudn: możliwe w trakc.całkow. zaćmień Sł. Korona słon.- Najb.zewn. warstwa atmosf. sł.,Widoczna w cz. całkow.zaćm. Sł,- Poza zaćm.można ją obserw.za pom. koronografu,- Kształt i wielk. korony zm.się wraz ze zm. aktywn. słon,-Temp. korony: do dwóch mln kelwinów,-Korona skł. się prot.i elekt, tzw. plazmy, -Materia z kor.wypływa w post.wiatru słon. Aktywn. słon.- W atmosf. Sł.zachodzi wiele zjaw., trwaj.od kilku min. do kilku mies, kt. łącznie nazyw. aktywnością słon- Najb. znanym przejawem aktywn. są plamy słon.Mają kszt. Niereg.i na ogół skł.się z centr.cz. zwanej jądrem plamy i otacz. jądro półcienia.- temp. plam jest ok.1500 K niższa od temp. fotosfery, stąd przez kontrast plamy wyd.się ciemn.- Czas życia 1pl. Wyn.od kilku do kilkudz.godz, ale niekt.z nich pozost.na pow.Sł przez kil.mies. -większ.plam wyst. w gr.zawieraj. od kilku do kilkudz. Pojed.plam. Plamy a magnetyzm słon. Z pl.zw.jest silne pole magn.Cykliczność pl.: Licz.Wolfa: W = k ( 10 g + f ),

Inne f.aktywn. słon. Pochodnie - jaśn.od fotosf. Obsz.w sąsiedztwie plam. -Szczeg. wyraźnie widocz.przy brzegu tarczy, co świadczy że wyst.w górnych warst. fotosf.- Temp. pochodni jest o 200-300K wyższa od t.otacz. je fotosf.-Pochodnie, podobnie jak i pl., zw. są z obecn. silnych pól magn, kt.wpływ.na ruchy mat. w rejonie tworz.się plam. Protuberancje- Z obecn.pól magn.w chromosf.i koronie Sł. zw.są także protuberancje. Są plazmą „mrożoną” w syst. chromosferycznych i koronalnych pól magn. Mają postać pionowo sterczących kurtyn o strukt. włóknistej. -Ich przec.rozm.: dł 200 000 km,wys 50 000km, gr 6000km. Czas ż.od kilku tyg.do roku.Wybuchy i burze radiowe -Aktywn. słon. szczeg. dobitnie zazn.się w promien. radiowym.-Pr. radiowe o char. wybuchowym zach. w okr. wys. aktywn. Sł. - Wybuchy sa krótk, rzędu sek, ale są się też trw.kilka godz. GWIAZDY-najb. rozpoisz.i liczne obiekty we Wszech.-masywne, gorące kule gaz. skład.się gł.z plazmy,- dokł, gw. def.się jako zbud.z plazmy, kuliste obiekty utrzym. siłami włas.grawit.w równow. hydrost, kt.produk. własną en. w proc. syntezy termojądr. Gwiazdozb.W 1928 roku MUA podz. niebo na 88fragm -gwiazdozb. Nazwy gw.-Kilkadz. gw.ma nazwy wł., niekt.z nich zost.w staro żyt.lub śred.-Tycho Brache i Johann Bayer wprowadz. syst.oznacz. gw., kt.częściowo przetrwał do dziś. Opiera się on na zas. oznacz. kolejnych gw.w danym gwiazdoz. wg malejących jasności kolejn. literami najpierw alf.grec.,potem mał.i duż. Lit.łac, a nast kolejn.liczb, wszystko poprzedz. Łac. skr. nazwy gwiazdozb. Jest szereg wyj. Odległości gwiazd - Wyznacz.odległ. gw.to 1z najb.fundamentalnych zagadn. astronomii gwiazd. gdyż znajomość odl. Gw.z1 str.daje nam skalę rozm.Wszech, a z 2umożl. wyznacz. innych parametr. 1.1 Met. wyznacz. odl.-Radarowe pom.odl - tylko najbl.obiekty w Ukł.Sł.- Met. paralaksy heliocentrycznej - najbl. gw. Najbliższe gwiazdy -Wewn.sfery o prom.3 pc znajd.się10 gw, w sferze o pr.4 pc- 30.-Z pom. naziemnych można mierzyć paralaksy do 0.01”,wyznaczać odl. gw do 100 pc. 2. Ruch gwiazd w przestrzeni względem Słońca - Ruch wł. μ gw.- obser. Prędk. tangencjalna - ruch gw.tle innych, bardziej odległych gw.Ruch własny μ wyraża się w sek/rok. Prędk. tangencjalna gw. Zn.ruch wł. gw. μ można okr. o jaki kąt na sferze nieb. przes.się dana gw.w c.roku. Jasn, gw, -Różn, w obserw, jasn, gw, spow,są * rzeczyw. różn. w ilości emit.promien.,* różn. w odl.gw.od obserwat.- Sk. wielk. gw. opiera się na klasyf. wprowadz. wII p.n.e. przez Hipparcha, kt. podz.gw. na 6gr. zalicz. najjaś.do gr.1, a najsł. do6 .Pkt 0 sk.wielk. gwiazd.zost.tak wybr, aby z regułą zaprop.przez Hipparcha i najsłab. gw. widocz. gołym okiem miały wielk. 6^m. Przy takiej def.jasn. najjaś.gw.Syriusza wyn. -1.5^m. Wielk. absol. gw.- Jasn. obserw.gw. zal.od jej odl. Dla wyeliminowania wpływu odl. wprowadz. poj. Jasn. absol.- to taka jasn.jaką miała by gw. gdyby znajd. się w odl. 10parseków.- wyraża się w tzw. absol. wielk. gwiazdowych. Wielk. bolometryczne gw.- Całkow.en. wysył. przez gw.we wszyst. dł.fali światła charak. tzw. wielk. bolometryczna, kt. nie wyzna.się bezpośr. z obserw., lecz obl. z wielk. fotometrycznych na podst. znanej temp. gw. przy założ., że gw. promieniuje jako ciało doskonale czarne. - Moc prom. (światłość) gw. jest to całkowity strumień en., jaką wypromieniow. gw. we wszyst. kier.w jedn. czasu.- Moc promi. bezpośr. można wyzn. jedynie dla Sł.- Dla gw.moc prom. może być obl. przez porówn. ich jasności absol. z jasn.abs. Sł.Widma i temp. gw. Analiza widmowa gw. - Nawet za pom. najw. teleskopów nie można oglądać bezpośr. pow.gw. - Ze wzgl.na ogromne odl. wyglądają tylko jak punkty na sferze nieb. - Wiedza o fiz. i chem.parametrach gw. poch.z: - analizy prom. w różnych jego zakresach, zmian jego natężenia w czasie, Widma dost. podst. inf: o temp. i skł.chem. zewn. warstw, o ciśn.i gęst.atm., o prędk.radialnej i ruchu wirowym, o nt. pola magnet. danej gw. Klasyf. harvardzka gw.- Badania widm gwiazd. zost.zapoczą. na szerszą skalę w ost. 10leciu XIX Kierowała nimi Annie Jump Cannon, kt. zaprop. Stos.do dziś klas. widmową gw- Anal. widm. jest pods. Harw. klas., kt.grupuje gw. o zbliż. Wygl.widma. - Poni. widmo w dużej mierze odzwierc. stan energetyczny fotosfery, jej temp. jest gł.wskaźn. decyd. o przynależn. do określonego typu widmowego. - Poczynając od gwiazd najgorętszych, rozr.się nast.pods. typy widmowe: O - B - A - F - G - K - M. - Poszczeg. typy widm.gw. dziel.się na podtypy, ozn. cyfr. 0-9. Wprow. w ten sp. Klas. Gw.wg ich typów widm. nie określ.jednak ściśle niekt.typów gw. o takiej sam. temp. pow.. Do tego samego typu widm. nal.karły, olbrzymy i nadolbrz. -Pewne gw. mają szczeg, niecodzienne widma.Dlat. wprowadz. dalsze dodat.symb. dla oznacz. typów widmowych. Przed nazwą typu dodaje się: sd - gdy gw.jest podkarłem * d - karłem *w - biał.karł.* sg - podolbrz.* g - olbrzymem * c - nadolbrz. Za symb. oznacz.typ widmowy można spotk:* p - gdy gw.ma swoiste osobliwe widmo * e - gdy w widm.gw. są linie emisyjne* n - gdy linie w widmie są * s - gdy ostre * k - gdy widmo zaw. linie międzygwiazd.gazu* m - gdy zaw.linie metalu Masy gw.-wyzn. się najdokł., gdy są one składn. układów podwójn. - Obserw.ruch gw. układu podw. wzgl.ich wsp. środka masy, można korzyst.z III prawa Keplera, określ.masy składn.tego ukł.- Masy większ. gw. mieszcza się w przedz. 0,1 - 50 masy Sł. - Ciała o masach mn.niż kilka setnych masy Sł.nie mogą być gw., gdyż w ich wn. nie dojdz. do przem. wodoru w hel. Nat. gw. o masach zbyt dużych są niestabilne i żywot ich jest b.krótki. Średnice gw.- Ze wzgl.na duże odl. do gw. wyznacz.ich rozm.jest zad.szczeg.trudn. Jedynie śr. Sł. można zmierzyć bezpośr. z dobrą dokładn.- Dotychcz.uzysk. obrazy tarczy zaledwie kilku gw. Do bezpośr. wyznacz.rozm. gw. potrzeba znajomości jej średnicy kątowej i odległości do niej.- Średn. większ.gw. można wyzn. jedynie met. pośred, wykorz. np. pr.Stefana=Boltzmanna. - Inne met. wyznacz. rozm. gw.: met. interferometryczna, zakryć gw.przez Ks, oparta na analizie zmian jasn. gwiazd podwójn. zaćmieniowych.-Najw. gw. -ok. 1000 razy więk.od Sł. Klasy jasn. ab ol.-Na podst. dokł. anal. gw.położ. w różnych miejs. diagramu H-R wyodręb. nast. gr.gwiazd nosz. nazw.klasy jasn. abs :I Nadolbrz.,II Jasne olbrz.,III Olbrz.,IV Podolbrz.,V Karły ,VI Podkarły, VII Białe karły.- Położ.gw. na diagr. H-R i jej przynależn.do określ.kl. jasn.są podst. dwuparametrowej klasyf. widmowej gw., w kt.obok typu widmow. podaje się cyfrę rzym.odpow. klasie jasności. Np. Sł. - G2V, Antares - M1Ib, Wega - A0V.- Przynależn. do kl. jasności rozstrzyga się na pods. szczeg. analizy widm. Wyznacz. odl.do gw. met. paralaksy spektroskopowej- Określ. dokł.typu widmow.danej gw. stan. Podst.do wyznacz.jej odległ. przy wykorzystaniu diagramu H-R. Jest to metoda paralaks spektroskopowych: *na podst. znan. typu widmowego i kl. jasności okreś.się położ.gw. na diagramie H-R, * na pods. położ. gw.na diagramie H-R wyzn.się jej jasn. absolutną, 10. Gwiazdy ciągu głównego

- są gw.podobn.do Sł, o podob. skł. chem. ale o różn.masach. Dla gw.ciągu główn.istnieje bezpośr. zależn. między masą i mocą promieniow. - im gw. bardz.masywna tym większa jej moc promien. - Gw. ciągu główn.o masach= 10 mas Sł. posiad.moc promieniow.ok. 3000 razy więk.niż moc pr.Sł, a gw. o masie O.1 masy Sł. mają moc prom.=0.005 mocy pr. Sł -Gw. ciągu główn. można podz. na2 gr: *gw. gorące, o masie większ.niż m.Sł - wczesnych typów widmowych *gw. chłodniej, o masie Mn.od m.Sł - póżnnych typów widmowych. - Dla obu grup źródłem en.są reakcje termojądr. syntezy helu z wodoru * w gw. gor, o masach większ.od m.Sł. panują war. w kt. przemiana wodoru w hel nast. gł.w cyklu węglowo-azotowym (CNO), kt.jest b.wydajny od cyklu (p-p) * w gw. chłodniejsz.o masach mn. od m.Sł. domin.cykl reakcji (p-p) - Budowa wewn. gwiazd ciągu głównego też zal.od masy gw: *W gw. bardziej masywn.od Sł. produkcja en.w jądrze jest na tyle duża że prom.nie jest w st.przenieść do warstw wyższ.i musi być wspomaga.przez konwekcję w centraln. Warstw.gw. *Gw. chłodn, o masach mn.od Sł.są zbud. podobn.do Sł. Wokół ich jąder nie ma warstwy konwektywnej a cała en. transp. jest przez promien. 11. Olbrzymy - Zajm. miejsce w pr., górnej cz. diagramu H-R, są jednocz.jasne i chłodne. - Z pr.Stefana-Boltzmanna wyn, że obiekt o niskiej temp.emituje przez jednostkową pow. w jedn.czasu mniej en.niż obiekt gorący, zatem, tego typu gw. muszą mieć ogr. Rozm.skoro są tak jasne. - Ich rozm.10-100 razy przewyż.rozm. Sł. Większość olbrzym.ma moc promien. 100-1000 razy więk.niż moc pr.Sł. -temp. pow. olbrz. Zawier.się w zakresie 3000K-6000K. - Chłodn.gw. tego typu o temp. powierzchn.3000K-4000K ze wzgl. na swoją czerwonawą barwę nazyw.są czerw. olbrzym. Aldebaran i Arktur są typowymi olbrz. Nadolbrzymy- Betelgeuse i Antares.- Bud. wewn. olbrz. znacznie różni się od bud.wew. gw. ciągu główn: * w centr.olbrz.znajd. się helowe jądro o prom. 1/1000 prom.całej gw.w kt. nie zachod.żadne reakcje termojądrowe * w jądrze skupiona jest ¼ masy całej gw., a gęst. mat.w w środku jądra może osiąg. 350 kg/cm³,* śr. gęst.olbrz. jest b.mała 12. Białe karły-zajm. lewą, dolną cz.diagr. H_R, a więc charakt.się wys.temp. i jednocz. małą mocą promienio.- muszą mieć małe rozm., dlat.białe karły. - Ich promienie są rzędu 10^-2 pr. Sł, więc pod wzgl.rozm.są zbliż.do rozm. Z. - Masy zawier.się w przedz. 0.4 - 1.4 masy Sł,śr. gęst.rzędu 10⁶kg/cm³. Zbud.z gazu zdegenerowanego- We wn. nie zachodzą żadne reakcje termoj., jedynie szczątkowe reakcje zachodzą w cienk.warstw.powierzchn. Źródłem ich prom. jest pr. pows. kosztem nagromadz. ciepła.- Białe k. powoli styg., a czas ich stygnięcia -kilkaset mln lat. 13. Gw. zmienne- Mają wyraźne fluktuacje jasności. Mogą charakt. się: *regul. powtarz. się zmianami o ustalonej amplitudzie, *zm. powtarzaln, ale nieregularn, *gwałtown. pojaśnieniami zw.z wybuchami. - Ze wzgl.na przycz.powod. fluktuacje jasności gw, dzieli się je na kilka typ: *jeż.zmiana jasności nast. wskutek wzajemnych zaćmień zachodz.w ukł. podwójnym gw,-jest to gw. zmienna zaćmieniowa, * jeśli przycz.zmian jasności są zachodz. w niej proc. fiz, to nazyw.zmienną fizycznie. - ze wzgl.na charakter zachodz. zjawisk, kt. skutkiem są owe zm. jasności, wyr.się kilka typ.gw. zmiennych fiz. Gw. zmienne zaćmieniowe- Zmiana jasności gw. może wyn. z przycz.czysto geometrycznych. Ma to miejsce gdy w ukł.2 gw.obiegających wspólny środek masy wyst. wzaj.zaćm. powoduj. fluktuacje ich łącznej mocy promieniowania.- Ze wzgl. na to że takie gw. znajd. się blisko siebie, widzimy je jako 1obiekt zmien.swoją jasno. Są to gw.zaćmieniowe. Ukł. wielokr. i gromady gw.- Tylko połowa obserw. gwi.to gwi.pojedyn. -Ponad 50% gw. nal. do syst. skład. się z 2lub więcej obiekt. - Charakteryst. cechą ukł. gw. jest ich wspólne pochodz. -Układy skład. się z wielu gw. nazywają się gromadami. Dzielą się na otwarte i kuliste. Układy podwój.gw. - Parę gw.znajd.się blisko siebie na sferze nieb.nazw. się gw. podwójną.- Układem podwójn. są Mizar i Alkor - Część gw.podwójn. to tzw. układy optycznie podwójne widoczne jako podwójne tylko wskutek przypadk. Zbieżn.kier., - Gw. znajd.się blisko siebie w przestrz.i związ. ze sobą grawitacyjnie, tzn. wsp.środek masy,- fizycznie podwójnymi. - Istnienie ukł podwójn. można stw. różnymi met. obserw.w zal.od wzajemnej odległości jego składników. - Jeśli poszcz. składn.są zauważalne gołym okiem lub za pom. teleskopu jest to ukł.wizualnie podwój - Gw. wchodzące w skł. ukł. podwójnych i wielokr. mają wsp. pochodz: pows.w tym samym cz.z tej samej materii, a obecnie obserw. różnice wynik. z różn.tempa ewolucji, zależn. gł. od pocz. masy danej gw.,- Odległ.między poszcz.i gw. układu podwójnego mogą być b.różne. Ukł. wizualnie podwójne:- poszcz. składn.można dostrzec gołym okiem lub za pomocą teleskopu,- rozpatr.się ruch 1ze skł. wzgl. 2- ober. polegają na wyznaczeniu odległ. kątowej między składn. oraz kąta pozycyjnego, - okresy obiegu gw.wizualnie podwójn.wynoszą co najm. kilka lat Ukł.spektroskopowo podwó.- nie można dostrzec oddzielnie gw. stanow. ukł., nawet za pom. dużych teleks.,- rozpozn. się je po okresowo wyst.przesunięciach linii w widmie. Ciasne ukł. podwój. - odl. między składn. jest porównywa.z rozmi. gwiazd tworz.kład podw,- okresy obiegu składn. są na ogół mn. niż 100dni,- prędk. orbitalne mogą osiągać 300-350 km/s,- gw. będące składn.ukł. na ogół nie mają kszt. sferycznego, są zdeform. przez siły pływowe, - przykł.są gw.zaćmieniowe- powierz.ekwipotencjalna dla ukł.w podw.: .pow. równego potencjału grawitac.,

- krytyczna powierzchnia Roche'a: powierzch.ekwipotencjalna 2gw.przechodz. przez wew. Pkt Lagrange'a L₁. Podz. ukł.podwójnych z uwzgl. powierzchni Roche'a: - ukł.rozdzielone - promienie obu gw.są na tyle małe, że żadna z gw.nie wype.ekwipotencjalnej pow. Roche'a - ukł. półrozdzielone - 1z gw. wyp. pow. Roche'a, np. Algol - ukł. kontak. - oba skład. wyp. pow. Roche'a, -ukł. połączone - oba składn. przekraczają pow.Roche'a, 2 gw. mają wsp. atmosf. Ukł. wielokrotne gw.- Gw.mogą tworzyć nie tylko pary, równ. ugrupowania,skład.się większ.liczby składn. Przyjm. się że ugrupow. skład.się do 10 gwiazd noszą naz.ukł.wielokrotnego. Mogą być układy optycznie wielokrotne i fizycznie wielokrotne.- W ukł. fiz. wielokrotnych ruch poszczeg. składn. odbywa się wokół środka masy, wspólny jest ruch gw.w przestrz., ponadto poszczeg.gw. układu maja zazw. takie same ruchy własne i prędk.radialne. Np. Mizar - ukł. 5krotny. Gromady otw.-Ukł. zawier. więcej niż10 gwiazd: od kilkun.do kilkuset składn.bez wyraźnego zagęszcz. centralnego, odl. między gw.w gromadzie są znacznie mn. od średnich odl.między gw.w galaktyce, - średnice gromad otw: 10 - 15 lat świetl., gw. wchodz.w skł.gromady mają pod. prędk. radialne i ruchy własne, Gromady kuliste- zaw. 10⁵ - 10⁶ gw, wyraźna symetria sferyczna, koncentracja wzr.w kier. środka grom, średnice 6 -70 parseków, łączna jasn. absol. 4 - 12 mag.,- masy 10⁵ - 10⁶ m.Sł,- zaw.na ogół znaczną liczbę gw. zmiennych typu RR Lyrae, koncentrują się wokół śr. Galakt, co najmn.10% gromad kulistych emituje promien. Rentgen.- przypuszcz. mają w swoich centrach czarne dziury,- brak mat. międzygwiazd.w gromadach kulist., całkow.opadła na masywne obiekty, w tym centr. cz.dziurę.

---