Upload
ngokiet
View
222
Download
2
Embed Size (px)
Citation preview
Thomas Hackman
ESO-centrum, Turun yliopisto & Institutionen för fysik,
Helsingfors universitet
PB 64, 00014 Helsingfors Universitet
Tel. 09-19150738
E-post: [email protected]
Universum nu – inledande kurs iastronomi, period 1-2 2012 (3+3 sp)
Föreläsare: Thomas Hackman(astronomi) & Marjatta Banna
(svenska)Föreläsningar: Måndagar 10-12 (sve)
& onsdagar kl 14-16 (astr)Plats: Physicum D112
Kursens mål:
• Ge en helhetsbild av den modernaastronomin
• På populärvetenskaplig nivå förklara
– vad universum består av– hur stjärnorna, planeterna och hela
universum uppkommit– hur man genom teorier och observa-
tioner förstår fenomen i rymden
1
Kursens innehåll:
1. Astronomin som vetenskap
2. Astronomiska observationer
3. Solsystemet
4. Stjärnor
5. Interstellär materia
6. Galaxer
7. Kosmologi
Kursmaterial:
• www.helsinki.fi/astro/opetus/kurssit/
univnu/unu.html
• Föreläsningsfolier (PDF-format) ochanimationer (PowerPoint)
• Palviainen, Asko & Oja, Heikki. (2012).Maailmankaikkeus 2013-2014, Hel-singfors: Ursa.
• Lagerkvist, Claes-Ingvar & Olofs-son, Kjell. (2003). Astronomi -en bok om universum. Stockholm:Bonniers.
2
1 Astronomin som vetenskap
Astronomi = himlakropparnas fysikNuvarande astronomin omfattar allaobjekt och fenomen utanför jordensatmosfär:
• solsystemet: planeter, månar, as-teroider, kometer
• solen
• stjärnor
• kompakta stjärnor
• interstellär materia
• stjärnhopar
• vintergatan
• galaxer
• kosmologi Nebulosa(Hubble ST, STScI)
I Finland görs astronomisk forskningvid Helsingfors universitet, Åbo uni-versitet, Uleåborgs universitet samt Aaltouniversitetet.
3
1.1 Astronomins historia
Astronomin är en av de äldsta veten-skaperna och hade en central ställningi de flesta gamla kulturer.Genom att studera himlakropparnasperiodiska rörelse ⇒ kalendrar:
• för varje natt förskjuts stjärnhim-melen
• efter ett år kommer stjärnhimme-len på samma plats vid samma klock-slag att se lika ut (förutom långsammaförändringar)
• månkalender: 1 månad bestod av29 el. 30 dagar, ett år ≈ 12 må-nader
• solkalender: 1 år = 365 dagar (eg.365.24d)
4
1.1.1 Astronomin i gamla kulturer
• Egyptierna:
– kalender för bl.a. jordbrukets be-hov
– räknade ut att ett år är ca 36514d.
• Mesopotamiens kulturer:
– mån-solkalender med skottmånad– kunde förutse de synliga planeternas
rörelser
• Kineserna:
– kunde förutse sol- och månförmörkelser– äldsta observationer av solfläckar– ansåg: Rymden är tom och stjärnorna
rör sig i den tomma rymden
• Maya-indianerna:
– utvecklad matematik– mycket nogrann kalender
5
• Grekerna:
– Pythagoreerna (ca 500 f Kr): Jord-en är ett klot
– Eratosthenes (276–194 f Kr): Beräk-nade Jordens omkrets
– Aristarchos från Samos (320–240f Kr): Heliocentrisk världsbild
– Demokritos (ca 400 f Kr): Vin-tergatan består av stjärnor
– Aristoteles (384–322 f Kr): Geo-centrisk världsbild, allt ovanförmånen oföränderligt, himlakrop-parna fästa på sfärer
– Hipparchos (190–120 f Kr):Stjärnkatalog med 850stjärnor
– Ptolemaios (100–160):Geocentrisk världsbild,Matemathike Synthaxis(Almagest)
6
• Romarna:
– utnyttjade resultat från främst egypt-iska och grekiska astronomer
– införde den julianska kalendern (46f Kr): 1 år = 365 dagar, men vartfjärde år skottår med 366 dagar
• Araberna (medeltiden):
– förde vidare de grekiska astronomer-nas (Hipparchos, Ptolemaios) ar-bete
– utvecklade nogrannare metoder ochhjälpmedel för observationer
– kändaste astronomen: Abu Ab-dullah Al-Battani (ca 858-929)
7
1.1.2 Nya tiden
Den kristna teologin omfattade denaristotelanska geocentriska världsbildenoch den europeiska astronomin framtill nya tiden baserade sig på främstAristoteles’ och Ptolemaios’ verk.Bättre instrument ⇒ nogrannare ob-servationer ⇒ diskrepans mellan ob-servationerna och gällande uppfattningar.Den nya världssynens genombrott:
• Nikolaus Kopernikus (1473–1543):Heliocentrisk modell, dvs. jordenoch planeterna rör sig kring solen
• Giordano Bruno (1548–1600): Uni-versum oändligt, solen är en stjärna,andra planeter med liv
• Tycho Brahe (1546–1601): Syste-matiska och mycket nogranna ob-servationer
8
• Johannes Kepler (1571–1630):Förklarade planetbanorna(ellipser), Keplers lagar I-III
• Galilleo Galilei (1564–1642):Inroducerade teleskopet, sågJupiters månar och solfläckar
Keplers harmoni
• Isaac Newton (1642–1727): Förkla-rade planeternas rörelse med gravitations-lagen
• Ole Rømer (1644–1710): Mätte ljusetshastighet
• Immanuel Kant (1724–1804): Sol-systemet har uppkommit ur en gas-nebulosa
• Friedrich W. Bessel (1784–1846): Mättenärliggande stjärnors avstånd genomtrigonometrisk parallax
• Jonathan H. Lane (1819–1880): Stjärnorär gasklot i hydrodynamisk jämvikt
9
1.1.3 Den moderna astronomin
Astronomin bidrog starkt till den mo-derna fysikens (kvantmekaniken, relativi-tetsteorin) genombrott.Genom astronomiska observationer kundeman t.ex. verifiera relativitetsteorin.Den moderna fysiken behövs för attförklara t.ex. solens (och stjärnornas)strålning.Den moderna astronomins uppkomst:
• Gustav Kirchhoff (1860): Förkla-rade solens spektrum
• Jean Perron och Arthur S. Edding-ton (1919): Solens och stjärnornasenergi genom kärnreaktion (H →
He)
• Meghnad N. Saha (1920): Fysikaliskgrund för stjärnornas atmosfär
• Fred Hoyle och Martin Schwarzschild(1955): Stjärnornas utveckling
10
• Harlow Shapley (1918): Solen befinnersig i Vintergatans periferi
• Jan Oort (1926): Vintergatans ro-tation
• Karl Jansky (1930): Vintergatansradiostrålning
• Edwin Hubble (1923): Andromeda-nebulosan är en galax ց
• Georges Lemaitre (1927):Modell för expanderandeuniversum
• Hubble (1929): Galaxernasrödförskjutning
• George Gamow (1948):"Big-bang"-teori
• Arno Penzias och Robert Wilson(1965): Den kosmiska bakgrundstrål-ningen
11
1.2 Fysikaliska grunder
1.2.1 Världsaltets dimensioner
Jordens radie = 6400 kmSolens radie = 700 000 kmJordens medelavstånd från solen= 150 000 000 kmPlutos medelavstånd från solen= 6 · 109 kmAvståndet till närmaste grannstjärna(Proxima Centauri) = 4 · 1013 km(= 4.3 ly)Avståndet till Andromeda galaxen= 2 · 1019 km
Uppgift 1: Anta att man förminskarsolsystemet så att jordens avstånd frånsolen blir 10 cm. Hur långt är det idenna skala till Proxima Centauri?
12
1.2.2 Elektromagnetisk strålning
Det elektromagnetiska spektret (bild: NASA):
• gamma strålning (våglängd < 0,01nm)
• röntgen strålning (0,01 – 10 nm)
• UV -strålning (10 – 300 nm)
• synligt ljus (300 – 800 nm)
• infraröd strålning (0,8 – 500 µm)
• radiovågor (> 0,5 mm)
Strålningens våglängd beror av temperaturenpå materien (OBS: Skalan i K, bild: NASA)
13
Strålningen fortskrider med ljusets hastig-het, c ≈ 299 800 km/s i vakum. Ingetkan överskrida denna hastighet.Frekvensen ν = c/λ.Energin E = hν, där h ≈ 6.63 ·10−34 Js(Plancks konstant).Den elektromagnetiska strålningens du-ala natur:
• vågrörelelse: elektromagnetisk våg
• energipartikel: foton
Elektromagnetisk strålning uppstår vidförändringar av materiens energitill-stånd. Materien kan även absorberaen foton:∆E = hν
Materians samverkan med strålningen:
• absorption
• emission
• spridning
• reflektion
14
Vid övergångar mellan diskreta energinivåeruppstår spektrallinjer.
Energiövergång för en elektron i en atom(Wikipedia)
Absorptions- och emissions-spektrum (NickStrobel, www.astronomynotes.com)
15
Svartkropp: en kropp som varken re-flekterar eller sprider den strålning somträffar den, utan absorberar all strål-ning och re-emitterar den. Svartkroppsstrål-ningen beror enbart på kroppens tem-peratur och följer Plancks strålningslag:
Bλ =2hc2
λ51
ehcλkT − 1
Svartkroppsstrålning för olika temperaturer
T.ex. stjärnornas strålning följer i stortsett Plancks strålningslag.
16
1.2.3 Doppler effekten
När en kropp rör sig i förhållande tillobservatorn, kommer våglängden avdess strålning att ändras: Doppler ef-fekt. Vid små hastigheter (v << c)gäller
∆λ =v
cλ0,
där λ0 = "vilovåglängden", v = hastigheteni förhållande till observatorn och c =ljusets fart. Om v närmar sig c måsteman använda den relativistiska formeln
∆λ
λ0=
√
√
√
√
√
√
√
√
√
1 + v/c
1− v/c− 1
Metod att mäta hastigheter: Strål-ningens Doppler förskjutning ⇒ ljuskäl-lans radialhastighet.
17
1.2.4 Magnitudsystemet
Stjärnors ljusstyrka anges i magnituder:
m = −2.5 lg(F/F0),
där F0 är det energiflöd som germ = 0.En stjärnas absoluta magnitud är
M = m− 5 lgr
10pc− A,
där r är stjärnans avstånd och A ärextinktionen. Ofta antar man att A =αr, dvs. att extinktionen är konstant(α = extinktionskoefficient) mellan stjär-nan och observatorn.En stjärnas magnitud mäts inom ettvisst våglängdsområde. Det vanligastemagnitudsystemet är Johnsons och Mor-gans UBV -system: U ∼ ultraviolett,B ∼ blått, V ∼ gult.
18
1.2.5 Gravitation
Gravitation är attraktionskraften mel-lan två eller flera kroppar.
Fg = −Gm1m2r
r3
G = gravitationskonstanten, m1,m2 =kropparnas massa, r = avståndet mel-lan kropparna, r = avståndsvektorn.Graviationen styr himlakropparnas rörelser.I solsystemet ⇒ banor av typ koniskasegment:
r =k2/µ
1 + e cos f
där k = r× drdt och µ = G(m1 +m2)
• cirkel banor (e = 0)
• elliptiska banor (0 < e < 1)
• paraboliska banor (e = 1)
• hyperboliska banor (e > 1)
19
Keplers lagar:1. Planetbanorna är ellipser med soleni ena brännpunkten.2. Radius vektorn av en planet, sveperpå lika tid över lika stor yta.3. Kvadraterna på omloppstiderna ärproportionella mot kuberna av plan-eternas medelavstånd från solen:P 2 = 4π2
G(m1+m2)a3.
Uppgift 2: Jorden roterar runt solenpå ett år. Jordens avstånd från solenär ca 150 miljoner km. Uppskatta solensmassa.
20
1.3 Enheter inom astronomin
Vinklar:1’ (bågminut) = (1/60)o, 1" (bågsekund)= (1/3600)o, 1h = 15o
Avstånd:1 AU (astronomisk enhet) = 1.49598 ·108km (Avståndet från jorden till solen)1 pc (parsek) = 3.0857 · 1013 km1 ly (ljusår) = 0, 9461 · 1013 kmLjusstyrka:Magnitud: m = −2.5 lg(F/F0), där F0är det energiflöde som ger m = 0.Tid:Stjärntid: 24 h medelsoltid = 24 h 3min 56 s stjärntid.
Uppgift 3: Anta att två stjärnors mag-nituder är m1 = 5 och m2 = 6. Vadär förhållandet mellan deras energiflö-den F1 och F2?
21