APG kolos PDF

Preview

Summary

Astronomiczne Podstawy Geografii...

Description

Ast Astron ron ronomic omic omiczn zn zne ep pods ods odstaw taw tawy y geo geograf graf grafii ii 1) Co widać na niebie Gołym okiem: - Księżyc - Mgławica M42 w Orionie - Gromady gwiazd - Meteoryty - Komety - Gromada kulista M13 - Galaktyka M31 - Droga Mleczna - Gwiazdozbiór Oriona Gołym okiem możemy dostrzec maksymalnie 2000 gwiazd i 5 planet (Merkury, Wenus, Saturn, Mars, Jowisz) Przez teleskop: - szczegóły na Księżycu - Mgławica M42 w Orionie - Mgławice jasne i ciemne - Gwiezdny żłobek w centrum mgławicy - Gromada otwarta Plejady - Gromada kulista M13 - Galaktyka w Andromedzie M31 - pozostałości po wybuchach supernowych - Mgławice planetarne

2) Odległości w Układzie Słonecznym

Planeta Merkury Wenus Ziemia Mars Jowisz Saturn Uran Neptun

Odległość w j.a. 0,3871 0,7233 1,0000 1,5237 5,2028 9,5388 19,1914 30,0611

Odległość w mln km 58 108 150 228 780 1430 2880 4510

3) Rozmiary Układu Słonecznego 4) Położenie Układu Słonecznego w Galaktyce

5) Jednostki odległości stosowane w astronomii, wzajemne relacje między nimi JEDNOSTKA ASTRONOMICZNA 1 j.a.- średnia odległość Ziemi od Słońca 1j.a = 150 000 000 km = 150 mln km ROK ŚWIETLNY 1 r. św.- odległość przebyta przez światło w próżni w ciągu 1 roku 1 r. św. = 9 460 000 000 km = 9,46 mld km 1 r. św. = 63 241 j. a. PARSEK 1 pc- odległość, dla której paralaksa roczna wynosi 1 sekundę łuku 1pc = 3,26 r. św. 1pc = 206265 j.a.

Z powierzchni Ziemi mierzono paralaksy do 0,01 sekundy łuku, czyli odległości gwiazd do 100 pc, czyli 326 l.św. Satelita Hipparcos był w stanie mierzyć paralaksy do 0,001 sekundy łuku, a więc odległości do 1000 pc, czyli 3260 l.św. Satelita Gaia wykona pomiary astrometryczne dla ok. miliarda gwiazd w naszej Galaktyce.

6) Pojęcie paralaksy geocentrycznej i heliocentrycznej

7) Wzór wiążący wielkość paralaksy z odległością do obiektu

Odległość do gwiazdy [pc] =

1 𝑝𝑎𝑟𝑎𝑙𝑎𝑘𝑠𝑎 ["]

8) Wartość paralaksy heliocentrycznej dla różnego typu obiektów 9) Odległość do najbliższych gwiazd, odległości do różnych obiektów we Wszechświecie

10) Pojęcie wielkości gwiazdowej, wzór na różnicę wielkości gwiazdowych (Wzór Pogsona) Czynnik Pogsona – wielkość określająca stosunek oświetleń pochodzących od gwiazd, których wartości jasności obserwowanych różnią się o jedną wielkość gwiazdową (magnitudo) 𝐼1

m2 –m1= -2,5 log10 𝐼2 m1, m2- jasności obserwowane porównywanych obiektów w skali magnitudo [mag], czyli ich obserwowane wielkości gwiazdowe, I1, I2- jasności obserwowane porównywanych obiektów w skali oświetlenia [lx]. 11) Widome wielkości gwiazdowe różnych obiektów na niebie 12) Pojęcie absolutnej wielkości gwiazdowej. Związek widomej i absolutnej wielkości gwiazdowej (wzór i jego opis) Absolutna wielkość gwiazdowa – obserwowana, jaką miałby obiekt oglądany z pewnej ustalonej odległości przy braku pochłaniania światła w przestrzeni międzygwiezdnej. W przypadku obiektów poza Układem Słonecznym przyjęto jako odległość odniesienia 10 parseków

M = m - 5 (log10 r-1) M – wielkość absolutna obiektu, zdefiniowana jako wielkość obserwowana z odległości 10 pc, m – wielkość obserwowana, r – odległość pomiędzy obserwatorem a obiektem, wyrażona w parsekach, 13) Absolutne wielkości gwiazdowe różnych obiektów astrofizycznych

14) Metoda paralaksy spektroskopowej Paralaksa spektroskopowa – stosowana w astronomii metoda wyznaczania odległości w oparciu o różnicę pomiędzy jasnością absolutną obiektu a jego zmierzoną jasnością widomą. M – m = 5 log

(

𝑜𝑑𝑙𝑒𝑔ł𝑜ść 𝑤 𝑝𝑎𝑟𝑠𝑒𝑘𝑎𝑐ℎ 10

)

m- jasność obserwowana M- jasność absolutna

15) Co to są świece standardowe w astronomii Świecami standardowymi nazywamy obiekty o znanych jasnościach absolutnych. Należą do nich na przykład: • Gwiazdy zmienne typu RR Lyrae – mają w przybliżeniu stałą, znaną jasność absolutną (wyznaczanie odległości do gromad kulistych i w Galaktyce); • Cefeidy – wykazują zależność okresu pulsacji od jasności absolutnej (wyznaczanie odległości do bliskich galaktyk). 16) Przykłady świec standardowych stosowanych w astronomii 17) Budowa Układu Słonecznego, Galaktyki (Drogi Mlecznej), Wszechświata

18) Rozmiar, wiek i ekspansja Wszechświata, modele ekspansji 19) Obiekty wchodzące w skład Układu Słonecznego Układ Słoneczny- Słońce i osiem dużych planet + planety karłowate + drobne obiekty Słońce Merkury, Wenus, Ziemia, Mars, Jowisz, Saturn, Uran, Neptun Pluton- planeta karłowata

planetoidy/ asteroidy >10m komety meteroidy 0.1-10m (meteory, meteoryty) pył międzyplanetarny 100 m – upadek może wywołać lokalny kataklizm. 30.06.1908 w tajdze w środkowej Syberii na wysokości około 8 km eksplodował meteoroid (planetoida) o takich właśnie rozmiarach (~ 60 m). Eksplozja widziana z odległości 600 km, słyszana z odl. 1000 km. Wstrząsy całego globu (15 MT TNT). Fala uderzeniowa powaliła las w promieniu 40 km.

37) Słońce a inne gwiazdy 38) Powstanie Słońca i Układu Słonecznego Słońce powstało z obłoku pyłowo-gazowego około 4.7 miliardów lat temu SŁOŃCE Nasz Układ Słoneczny znajduje się w galaktyce spiralnej (Drodze Mlecznej) w ramieniu Oriona 39) Źródła energii Słońca i innych gwiazd Źródłem energii słonecznej są reakcje termojądrowe zachodzące w jądrze Słońca. Zachodzi tam cykl P-P, polegający na syntezie atomów helu z atomów wodoru 40) Budowa wnętrza Słońca • jądro - produkcja energii • strefa promienista - promienisty transport energii • strefa konwektywna - konwektywny transport energii 41) Stała słoneczna Z bezpośrednich pomiarów - stała słoneczna

f f=1,36 ×106 erg s-1cm-2 (1361 W/m²)

42) Charakterystyka atmosfery słonecznej: fotosfera, chromosfera i korona słoneczna Fotosfera słoneczna – warstwa atmosfery obserwowana od najdawniejszych czasów  T ~ 5760 K  górna granica strefy konwektywnej  nagły skok wartości parametrów fizycznych  umowna granica Słońca Chromosfera – przeźroczysta warstwa gazowa Słońca o grubości ok. 3 000 km, położona powyżej fotosfery, przeszło tysiąckrotnie od niej rzadsza; widoczna tylko podczas zaćmień Słońca lub za pomocą koronografu jako nieregularna czerwona obwódka tarczy słonecznej; temperatura chromosfery rośnie z wysokością od 4500 K (bezpośrednio nad fotosferą) do kilkuset tys. K pod koroną słoneczną Chromosferę można także obserwować używając filtrów wąskopasmowych pochłaniających większość światła słonecznego pochodzącego od fotosfery, a przepuszczających tylko światło pochodzące od chromosfery Korona – najbardziej zewnętrzna część atmosfery słonecznej, rozciągająca się miliony kilometrów od Słońca, obserwowana w świetle widzialnym podczas zaćmień Słońca lub za pomocą koronografu ma postać białawej otoczki o kształcie i rozmiarach silnie zależnych od poziomu aktywności Słońca. Korona jest dużo bardziej gorąca niż fotosfera czy chromosfera, jej temperature przekracza million stopni. Wprawdzie temperatura korony jest wysoka, ale mała gęstość materii powoduje, że korona świeci bardzo słabo w zakresie widzialnym. Korona słoneczna jest źródłem promieniowania radiowego oraz intensywnego promieniowania rentgenowskiego. Korona słoneczna jest miejscem powstawania wiatru słonecznego, najbardziej intensywnego w obszarach tzw. dziur koronalnych (są to obszary korony Słońca o otwartych liniach pola magnetycznego), oraz protuberancji i wyrzutów koronalnych, szczególnie licznych podczas wzmożonej aktywności Słońca. 43) Sposoby obserwacji Słonecznej  Na powierzchni Ziemi mamy tylko obserwatoria optyczne lub radiowe  Niestety atmosfera słoneczna przeszkada w obserwacjach.... Efekt turbulencji atmosferycznej w zakresie optycznym – obserwacja Słońca w linii wodoru  Współczesne naziemne teleskopy potrafią poradzić sobie z rozmyciem obrazu spowodowanym turbulencja atmosfery – optyka adaptatywna i cyfrowa obróbka obrazu SST - H SST – Swedish Solar Telescope (Szwedzki Teleskop Słoneczny) - średnica 100 cm teleskop wypełniony helem - wysoka rozdzielczość do 0.1" po rekonstrukcji cyfrowej  Naziemne obserwacje Słońca dostarczają informacji tylko w dziedzinie widzialnej i radiowej widma elektromagnetycznego  Ale trzeba pamietać, że promieniowanie Słońca to nie tylko zakres widzialny i radiowy  Niestety..... używając nawet najlepszych teleskopów nie jesteśmy w stanie z powierzchni Ziemi rejestrować niektórych zakresów promieniowania emitowanego przez Słońce i inne obiekty astronomiczne  Jezeli więc chcemy badać Słońce np. w promieniowaniu ultrafioletowym czy rentgenowskim, instrumenty obserwacyjne musimy umieścić poza atmosferą Ziemi STEREO HINODE Dlatego powstało wiele obserwatoriów słonecznych na pokładzie sond kosmicznych

44) Przyczyna aktywności słonecznej Występowanie aktywności słonecznej jest uwarunkowane istnieniem słonecznego pola magnetycznego – Słońce jest olbrzymim magnesem, którego zmieniające się pole determinuje rozwój aktywności 45) Przejawy aktywności słonecznej (plamy, protuberancje, rozbłyski) PRZEJAWY AKTYWNOŚCI SŁOŃCA: • plamy słoneczne • pola pochodni • protuberancje • rozbłyski • koronalne wyrzuty masy • zmiany strumienia i rodzaju promieniowania w różnych zakresach długości fal • zmiana kształtu korony słonecznej PLAMA SŁONECZNA • Plama słoneczna widziana w dużym powiększeniu ma nieregularne kształty i składa się z cienia i półcienia • Rozmiary plam są różne: od 1500 do 50000 km (śr. Ziemi: ok.. 6400 km) • Temperatura plamy jest niższa niż temperatura fotosfery i wynosi około 4500oC. Same plamy świecą jasno, jednak wskutek kontrastu z gorętszą fotosferą widzimy je jako ciemne obszary PROTUBERANCJE • Protuberancje są to obłoki materii unoszące się nad powierzchnią Słońca, podtrzymywane przez koronalne pole magnetyczne • Protuberancje można obserwować nad brzegiem tarczy Słońca na tle nieba lub na tle tarczy jako włókna chromosferyczne • Protuberancje można podzielić na wiele rodzajów jednak dwie główne grupy to: protuberancje spokojne i protuberancje aktywne • Protuberancje mogą osiągnąć ogromne wysokości - do kilkuset tysięcy kilometrów ROZBŁYSKI SŁONECZNE Rozbłyski słoneczne – najbardziej efektowne zjawiska aktywne eruptywne zjawisko polegające na zamianie energii pola magnetycznego na inne formy energii, np. promieniowanie, ciepło, energię kinetyczną, nietermiczne cząstki. Podczas rozbłysków zachodzą zmiany konfiguracji pola magnetycznego • Rozbłyski są to gwałtowne, krótkotrwałe zjawiska występujące nisko nad powierzchnią Słońca. • Podczas ich trwania następuje wzrost temperatury materii od kilku tysięcy do kilkudziesięciu milionów stopni oraz wyrzut znacznych ilości plazmy. • Tak wysokiej temperaturze towarzyszy jasne świecenie materii w rozbłysku.

46) Cykle aktywności Słońca 1843 r. - Heinrich Schwabe odkrył ok. 11-letni cykl zmienności ilości plam słonecznych. 1848 r. - Rudolf Wolf wprowadził tzw. Liczbę Wolfa – będącą miarą aktywności Słońca (proporcjonalną do ilości plam i ich grup widocznych na tarczy). W = k (10g + f) g – liczba grup plam,

f – liczba wszystkich plam, k – współczynnik - zależy od cech indywidualnych obserwatora i od użytego sprzętu Aktywność słoneczna nie jest stała w czasie lecz wykazuje okresowe zmiany. Zmiany te następują ze średnim okresem 11 lat w ramach cyklu aktywności. Podczas cyklu ulega zmianie między innymi liczba plam i rozbłysków słonecznych 47) Pojęcie sfery niebieskiej Sferą niebieską nazwiemy sferę o zadanym środku i o dowolnym promieniu, na której powierzchnię rzutuje się położenia ciał niebieskich.

48) Układy współrzędnych

1. Układ współrzędnych horyzontalnych Azymutem (A) obiektu na sferze niebieskiej nazywa się kąt dwuścienny między półpłaszczyzną wyznaczoną przez linię pionu i punkt N, a półpłaszczyzną wyznaczoną przez linię pionu i obiekt. Azymut liczony jest w kierunku wschodnim i może przyjmować wartości w przedziale od 0º do 360º. Wysokością (h) obiektu na sferze niebieskiej nazywamy kąt między płaszczyzną horyzontu, a kierunkiem na obiekt. Wysokość może przyjmować wartości z przedziału od –90º do 90º i jest dodatnia nad, a ujemna pod horyzontem.

2. Układ współrzędnych równikowych równonocnych Punkt Barana (punkt równonocy wiosennej) – punkt ekliptyki, w którym Słońce w swej wędrówce po ekliptyce przechodzi z obszaru ujemnych deklinacji w obszar dodatnich przecinając równik (ϒ) Rektascensja (α) – kąt dwuścienny między półpłaszczyzną wyznaczoną przez oś świata i punkt Barana, a półpłaszczyzną wyznaczoną przez oś świata i obiekt. Rektascensja podawana jest w mierze czasowej, przyjmuje wartości z przedziału od 0 do 24 godzin i wzrasta w kierunku wschodnim, czyli w kierunku zgodnym z rocznym ruchem Słońca na tle gwiazd. Deklinacja (δ) – kąt między płaszczyzną równika niebieskiego i kierunkiem na obiekt. Deklinacja może przyjmować wartości z przedziału od –90° (dla bieguna południowego) do 90° (dla północnego bieguna świata)

3. Układ współrzędnych równikowych godzinnych

49) Ruch obrotowy Ziemi POZORNY OBRÓT SFERY NIEBIESKIEJ 1 obrót trwa dobę gwiazdową (czas pomiedzy górowaniami punktu Barana) Przedłużona oś obrotu Ziemi jest osią widomego dobowego obrotu sfery niebieskiej. Jest to oś świata. Zjawiska związane z ruchem dziennym nieba • wschody i zachody ciał niebieskich • górowanie i dołowanie ciał niebieskich ZJAWISKO WSCHODU I ZACHODU danego ciała niebieskiego odbywa się w określonym miejscu na horyzoncie oraz w określonym czasie. Miejsce zjawiska można określić za pomocą azymutu. Ze zjawiskiem wschodu mamy do czynienia wtedy, gdy ciało niebieskie wynurza się spod horyzontu. Po wschodzie ciało zwiększa swoją obserwowaną wysokość nad horyzontem aż do pewnej maksymalnej wartości, którą osiąga w momencie tzw. górowania. Po górowaniu wysokość ciała maleje i w chwili gdy osiąga ona wartość zero, dochodzi do zjawiska zachodu. Po zachodzie ciało nadal zmniejsza (teraz po wartościach ujemnych) swoją wysokość aż do pewnej wartości minimalnej osiąganej w momencie dołowania. Po dołowaniu wysokość ciała znowu zaczyna wzrastać i gdy wzrośnie do wartości zero, mamy do czynienia z kolejnym wschodem. Obiekty wschodzące i zachodzące oraz obiekty okołobiegunowe Będąc na biegunach Ziemi wszystkie obiekty są okołobiegunowe

GÓROWANIE I DOŁOWANIE – różne przypadki UWAGA! W momencie górowania lub dołowania ciało niebieskie przechodzi przez południk

REFRAKCJA ATMOSFERYCZNA – wpływa na położenie (wysokość) ciał niebieskich Refrakcja - Zjawisko ugięcia promieni świetlnych w atmosferze ziemskiej. Jeżeli ugięciu ulega światło docierające do ziemskiego obserwatora spoza atmosfery to zjawisko nazywamy refrakcją astronomiczną. Refrakcja przyspiesza wschody, a opóźnia zachody ciał niebieskich. Zniekształca także kształt tarcz Słońca i Księżyca

50) Widomy dobowy ruch ciał niebieskich w zależności od szerokości geograficznej 51) Gwiazdy niezachodzące (okołobiegunowe) i niewschodzące 52) Refrakcja astmosferyczna 53) Ruch dzienny Słońca na sferze niebieskiej 54) Zależność widoczności Słońca od pory roku i od szerokości geograficznej

55) Gnomon i jego zastosowanie

Gnomon składa się z płaskiej, sztywnej podstawy oraz z cienkiego prostego pręta, zamocowanego prostopadle do podstawy

56) Zjawisko dnia i nocy

57) Przejście między dniem a nocą Wskutek rozpraszania światła słonecznego w atmosferze, przejście dnia w noc i odwrotnie jest stopniowe: mówimy o zjawiskach zmierzchu i świtu. Zmierzch – rozpoczyna się w momencie zachodu Słońca (gdy dolny brzeg tarczy dotyka horyzontu) Świt – kończy się w momencie wschodu Słońca (gdy górny brzeg tarczy Słońca dotyka horyzontu) 58) Dzień i noc polarna, białe noce • zmierzch/świt cywilny: 0 O > h  -6 O • zmierzch/świt żeglarski/nawigacyjny: -6 O > h  -12O zmierzch/świt astronomiczny: -12O > h  18O • noc: h < -18O Zmierzch cywilny: jest jasno, można bez trudu czytać teksy, o ile niebo jest pogodne i znajdujemy sie na zewnątrz pomieszczeń. Zmierzch żeglarski: nie mozna czytac bez światła, na morzu przestaje być widoczny horyzont, na lądzie faza ta nazywa się zmrokiem Zmierzch astronomiczny: bardzo słabe oświetlenie dawane przez pogodne niebo, widać jasne gwiazdy 59) Ruch Ziemi wokół Słońca- kształt orbity Ziemi

60) Przesilenie zimowe, letnie; równonoc wiosenna i jesienna 61) Przyczyny występowania pór roku  Ruch obiegowy Ziemi  Zmiany oświetlenia Ziemi

62) Mechanizmy występowania zaćmień Słońca i Księżyca

63) Całkowite a obrączkowe zaćmienie Słońca; zaćmienie częściowe

64) Różnice i podobieństwa między układem współrzędnych równikowych równonocnych, a układem współrzędnych równikowych godzinnych 65) Czas jako kąt godzinny danego obiektu 66) Czas gwiazdowy • kąt godzinny punktu Barana; • lokalny na danym południku Ziemi; • związany z układem równikowym równonocnym; • odzwierciedla niejednorodności rotacji Ziemi jak i „wędrowkę” punktu Barana na niebie związaną z precesją; Przydatny w obserwacjach gdyż pozwala wyznaczyć kąt godzinny: T = tpunktu Barana T = αgwiazdy + tgwiazdy T = αgwiazdy gorującej (bo tgwiazdy górującej = 0) Doba gwiazdowa = 23h 56m 04s – odstęp czasu między górowaniami punktu Barana Doba słoneczna = 24 h 00m 00 s – odstęp czasu między górowaniami Słońca Czas gwiazdowy – niepraktyczny w użyciu codziennym

67) Czas słoneczny prawdziwy i średni CZAS PRAWDZIWY Czas prawdziwy słoneczny – kąt godzinny środka tarczy Słońca + 12 godzin T = t + 12h • kąt godzinny środka tarczy Słońca; • lokalny na danym południku Ziemi; • związany z pozornym ruchem Słońca na niebie (czyli ruchem obrotowym Ziemi); • płynie wolniej od czasu gwiazdowego o prawie 4 min na dobę; Wady czasu słonecznego prawdziwego • Słońce porusza się na sferze niebieskiej niejednostajnie (przez eliptyczną orbitę Ziemi); • Słońce porusza się po ekliptyce a nie po rowniku niebieskim (analemma); CZAS ŚREDNI • Słońce porusza się na sferze niebieskiej niejednostajnie przez eliptyczną orbitę Ziemi oraz dlatego, że w ciągu roku porusza się po ekliptyce, a nie po równiku niebieskim. • Tej wady nie ma tzw. Słońce średnie – fikcyjny punkt na sferze niebieskiej. Słońce średnie porusza się po równiku i to ruchem jednostajnym, „spotyka się” ze Słońcem prawdziwym raz do roku w punkcie Barana; • Czas średni słoneczny to kąt godzinny środka tarczy Słońca średniego + 12h • Czas ten jest lokalny na danym południku Ziemi i związany pośrednio z pozornym ruchem Słońca na sferze niebieskiej T= t+ 12h Doba słoneczna = 24 h 00m 00 s (czasu średniego słonecznego) – okres między kolejnymi górowaniami (kulminacjami górnymi) słońca średniego Doba gwiazdowa = 23h 56m 04s (czasu średniego słonecznego) 68) Co to jest analemma Analemma (analema) – figura zakreślana na nieboskłonie przez punkt, w którym znajduje się Słońce widziane z określonego punktu codziennie o tej samej godzinie. Na Ziemi krzywa ta ma kształt ósemki. 69) Czas lokalny a strefowy Czas gwiazdowy, prawdziwy słoneczny i średni słoneczny to czasy miejscowe, lub inaczej – lokalne. • Np. czas średni słoneczny jest taki sam tylko dla punktów znajdujących się na jednym południku. Na sąsiednim już jest inny. Np. przemieszczenie się w okolicy równika o 27.8 km na E lub W wymagało by przestawienia zegarków o 1 minutę. • Czasem miejscowym (słonecznym) posługiwano się do XIX wieku. • Rozwój cywilizacji oraz podróże międzykontynentalne wymusiły ujednolicenie czasu – stosowanie dalej czasu słonecznego sprawiało wiele problemów, m.in. problemy komunikacyjne (różne rozkłady jazdy w różnych miejscowościach) oraz związane z organizacją pracy (koniec pracy o różnej godzinie). • Doprowadziło to do wprowadzenia czasu strefowego – jednolitego w określonej strefie czasowej, zależnej od długości geograficznej.

70) Strefy czasowe • W 1884 r. na konferencji waszyngtońskiej przyjęto podział Ziemi na 24 strefy czasowe. • Każda strefa ma swój czas równy czasowi średniemu słonecznemu południka środkowego. • Południkiem początkowym do wyznaczenia stref stał się południk Greenwich (0h ). • Każdy południk położony 15° na wschód lub zachód od niego jest południkiem środkowym swojej strefy. • Szerokość stref wyznaczono dodając 7°30m‚ na wschód i zachód W strefach czasowych bezpośrednio sąsiadujących czas różni się o 1 godzinę. Przemieszczając si...