Spis treści
Wstęp do astrofizyki
Przedmowa
CZĘŚĆ I. Narzędzia astronomii
Rozdział 1 Sfera niebieska
1.1. Tradycja grecka
1.2 . Rewolucja kopernika ska
1.3. Pozycjonowanie na sferze niebieskiej
1.4. Fizyka i astronomia
Rozdział 2 Mechanika niebieska
2.1. Orbity eliptyczne
2.2. Mechanika newtonowska
2.3 . Wyprowadzenie praw keplera
2.4 . Twierdzenie o wiriale.
Rozdział 3 Ciągłe widmo światła
3.1. Paralaksa gwiazdy
3.2. Skala wielko ci
3.3. Falowa natura wiat a
3.4. Promieniowanie cia a doskonale czarnego
3.5. Kwantowanie energii
3.6. Wska nik barwy.
Rozdział 4 Szczególna teoria względności
4.1. Niepowodzenie transformacji Galileusza
4.2. Transformacje Lorentza
4.3. Czas i przestrze w szczególnej teorii wzgl dno ci
4.4. Relatywistyczny p d i energia
Rozdział 5 Oddziaływanie promieniowania
5.1. Linie widmowe
5.2. Fotony.
5.3. Model atomu Bohra
5.4. Mechanika kwantowa i dualizm korpuskularno-falowy
Rozdział 6 Teleskopy
6.1. Podstawy optyki
6.2. Teleskopy optyczne
6.3. Radioteleskopy.
6.4. Astronomia w podczerwieni, ultra olecie, promieniach rentgenowskich i gamma
6.5. Przegl dy ca ego nieba i obserwatoria wirtualne
Rozdział 7 Układy podwójne
7.1. Klasy kacja gwiazd podwójnych
7.2. Wyznaczanie masy gwiazd w uk adach wizualnie podwójnych
7.3. Za mieniowe, spektroskopowe uk ady podwójne
7.4. Poszukiwanie planet pozas onecznych
Rozdział 8 Klasyfikacja widmowa gwiazd
8.1. Powstawanie linii widmowych
8.2. Diagram Hertzsprunga-Russella
Rozdział 9 Atmosfera gwiazd
9.1. Opis pola promieniowania.
9.2. Nieprzezroczysto gwiazd
9.3. Transfer radiacyjny
9.4. Równanie transferu
9.5. Pro le linii widmowych
Rozdział 10 Wnętrza gwiazd
10.1. Równowaga hydrostatyczna
10.2. Równanie stanu
10.3. ród a energii gwiazd
10.4. Przenoszenie energii i termodynamika
10.5. Budowanie modelu gwiazdowego
10.6. Ci g g ówny
Rozdział 11 Słońce
11.1. Wn trze s o ca
11.2. Atmosfera S o ca
11.3. Cykl s oneczny
Rozdział 12 Ośrodek międzygwiazdowy
12.1. Py i gaz mi dzygwiazdowy
12.2. Powstawanie protogwiazd
12.3. Ewolucja przed ci giem g ównym
Rozdział 13 Ciąg główny i ewolucja gwiazd
13.1. Ewolucja w ci gu g ównym
13.2. Pó ne stadia ewolucji gwiazd
13.3. Gromady gwiazd
Rozdział 14 Pulsacje gwiazdowe
14.1. Obserwacje pulsuj cych gwiazd
14.2. Fizyka pulsacji gwiazd
14.3. Modelowanie pulsacji gwiazd
14.4. Nieradialne pulsacje gwiazd
14.5. Heliosejsmologia i asterosejsmologia
Rozdział 15 Finał ewolucji masywnych gwiazd
15.1. Ewolucja masywnych gwiazd po ci gu g ównym
15.2. Klasy kacje supernowych
15.3. Supernowe z kolapsem j dra
15.4. Rozb yski gamma
15.5. Promieniowanie kosmiczne
Rozdział 16 Zdegenerowane pozostałości gwiazd
16.1. Odkrycie Syriusza B
16.2. Bia e kar y
16.3. Fizyka materii zdegenerowanej
16.4. Granica Chandrasekhara
16.5. Stygni cie bia ych kar ów
16.6. Gwiazdy neutronowe
16.7. Pulsary .
Rozdział 17 Ogólna teoria względności
17.1. Ogólna teoria wzgl dno ci
17.2. Interwa y i linie geodezyjne
17.3. Czarne dziury
Rozdział 18 Ciasne układy gwiazd podwójnych
18.1. Grawitacja w ciasnym uk adzie gwiazd podwójnych
18.2. Dyski akrecyjne
18.3. Przegl d ciasnych uk adów podwójnych
18.4. Bia e kar y w pó rozdzielonych uk adach podwójnych
18.5. Supernowe typu 1A
18.6. Gwiazdy neutronowe i czarne dziury w uk adach podwójnych
CZĘŚĆ III. Układ Słoneczny
Rozdział 19 Procesy fizyczne
19.1. Krótki przegl d
19.2. Si y p ywowe
19.3. Fizyka atmosfer
Rozdział 20 Planety typu ziemskiego
20.1. Merkury
20.2. Wenus.
20.3. Ziemia
20.4. Ksi yc.
20.5. Mars
Rozdział 21 Królestwa olbrzymich planet
21.1. Olbrzymie wiaty
21.2. Ksi yce olbrzymów
21.3. Systemy pier cieni planetarnych
Rozdział 22 Małe ciała Układu Słonecznego
22.1. Pluton i Charon
22.2. Komety i obiekty pasa Kuipera
Spis treści
22.3. Asteroidy
22.4. Meteoryty
Rozdział 23 Powstanie układów planetarnych
23.1. Charakterystyka pozas onecznych uk adów planetarnych
23.2. Tworzenie si i ewolucja systemu planetarnego
CZĘŚĆ IV. Galaktyki i wszechświat
Rozdział 24 Galaktyka Drogi Mlecznej
24.1. Liczenie gwiazd na niebie
24.2. Morfologia Galaktyki
24.3. Kinematyka Drogi Mlecznej
24.4. Centrum Galaktyki
Rozdział 25 Natura galaktyk
25.1. Klasy kacja galaktyk Hubble’a (sekwencja Hubble’a)
25.2. Galaktyki spiralne i nieregularne
25.3. Struktura spiralna
25.4. Galaktyki eliptyczne
Rozdział 26 Ewolucja galaktyk
26.1. Oddzia ywania mi dzy galaktykami
26.2. Powstawanie galaktyk
Rozdział 27 Struktura wszechświata
27.1. Pozagalaktyczna skala odleg o ci
27.2. Ekspansja wszech wiata
27.3. Gromady galaktyk
Rozdział 28 Galaktyki aktywne
28.1. Obserwacje aktywnych galaktyk
28.2. Zuni kowany model aktywnych j der galaktyk
28.3. P aty radiowe i d ety
28.4. Wykorzystanie kwazarów do badania wszech wiata
Rozdział 29 Kosmologia
29.1. Kosmologia newtonowska
29.2. Kosmiczne t o mikrofalowe
29.3. Kosmologia relatywistyczna
29.4. Kosmologia obserwacyjna
Rozdział 30 Wczesny wszechświat
30.1. Bardzo wczesny wszech wiat i in acja kosmologiczna
30.2. Pochodzenie struktury
Aneks C Dane Układu Słonecznego
Aneks D Gwiazdozbiory
Aneks E Najjaśniejsze gwiazdy .
Aneks F Najbliższe gwiazdy
Aneks G Dane gwiazdowe
Aneks H Katalog Messiera
Aneks I Constants, moduł programowania
Aneks J Orbit, kod orbity planetarnej
Aneks K TwoStars, kod gwiazd podwójnych
Aneks L StatStar, kod budowy gwiazdy
Aneks M Galaxy, kod oddziaływań pływowych
Aneks N Dane WMAP
Sugerowana literatura
Teleskopy
6.1. Podstawy optyki
6.2. Teleskopy optyczne
6.3. Radioteleskopy
6.4. Astronomia w podczerwieni, ultra olecie, promieniach X i promieniach gamma
6.5. Przegl dy ca ego nieba i obserwatoria wirtualne
6.1 PODSTAWY OPTYKI
Od samego pocz tku astronomia by a nauk obserwacyjn . W porównaniu z tym, co by o wcze niej mo liwe do zobaczenia go ym okiem, u ycie przez Galileusza nowego urz dzenia optycznego zwanego teleskopem1 znacznie poprawi o mo liwo ci obserwacji wszech wiata (patrz podrozdzia 2.2). Dzisiaj nadal poprawiamy zdolno „widzenia” s abych obiektów i bardziej szczegó owo je badamy. W rezultacie nowoczesna astronomia obserwacyjna wci dostarcza naukowcom wi cej wskazówek dotyczcych zycznej natury wszech wiata.
Chocia astronomia obserwacyjna obejmuje obecnie ca y zakres widma elektromagnetycznego wraz z wieloma dziedzinami zyki cz stek, najbardziej znana cz pola pozostaje w re imie optycznym ludzkiego oka (oko o 400 nm do 700 nm). Teleskopy i detektory zaprojektowane do badania promieniowania o d ugo ci fali optycznej zostan wi c omówione bardziej szczegó owo. Co wi cej, wiele z tego, czego uczymy si podczas badania teleskopów i detektorów w re imie optycznym, b dzie mia o zastosowanie równie do innych obszarów d ugo ci fal.
Refrakcja (załamanie) i odbicie
Wynalazek Galileusza by teleskopem za amuj cym wiat o. Wykorzystywa soczewki, przez które przechodzi o wiat o, ostatecznie tworz c obraz. Pó niej Newton zaprojektowa i zbudowa teleskop zwierciadlany, w którym zwierciad a by y g ównym elementem optycznym. Zarówno refraktory (soczewkowe), jak i re ektory (zwierciadlane) s nadal w u yciu.
Aby zrozumie wp yw uk adu optycznego na wiat o pochodz ce z obiektu astronomicznego, skupimy si najpierw na refraktorach. Bieg promienia promienia wiat a przez soczewk jest okre lony przez prawo Snella (prawo refrakcji). Przypomnijmy sobie, e gdy promie wiat a przechodzi z jednego przezroczystego o rodka do drugiego, jego cie ka ulega za amaniu. Stopie za amania promienia zale y od stosunku wspó czynników za amania wiat a zale nych od d ugo ci fali n c/v ka dej materii, gdzie v reprezentuje pr dko wiat a w okre lonym o rodku2
Je li 1 jest k tem padania wiat a mierzonym od normalnej do granicy faz mi dzy dwoma o rodkami, a 2 jest k tem za amania wiat a, równie mierzonym od normalnej do granicy faz (patrz rysunek 6.1), to prawo Snella jest okre lone przez
1 W j zyku polskim niewielkich rozmiarów przyrz d soczewkowy przybli aj cy odleg e obiekty to luneta. Galileusz skonstruowa wi c lunet (przyp. t um).
2 Tylko w pró ni v c, niezale nie od d ugo ci fali. W innych rodowiskach pr dko wiat a zale y od d ugo ci fali.
6.1. Podstawy optyki
Rys. 6.1. Prawo refrakcji (za amania) Snella
Rys. 6.2. Soczewka skupiaj ca, f 0 (a), soczewka rozpraszaj ca, f 0 (b)
Je eli powierzchnie soczewki s odpowiednio ukszta towane, wi zka promieni wietlnych o danej d ugo ci fali, pierwotnie biegn ca równolegle do osi symetrii soczewki (zwanej osi optyczn uk adu), mo e zosta skupiona w punkcie wzd u osi przez soczewk skupiaj c (rysunek 6.2a). wiat o mo e by rozpraszane przez soczewk rozpraszaj c , a promienie wietlne wydaj si wtedy pochodzi z pojedynczego punktu le cego wzd u osi (rysunek 6.2b). Punkt ten w ka dym przypadku jest nazywany ogniskiem soczewki, a odleg o do tego punktu od rodka soczewki jest okre lana jako odleg o ogniskowa f. W przypadku soczewki skupiaj cej odleg o ogniskowa jest dodatnia, a dla soczewki rozpraszaj cej ujemna.
Odleg o ogniskow danej cienkiej soczewki mo na obliczy bezpo rednio na podstawie jej wspóczynnika za amania i geometrii. Je li przyjmiemy, e obie powierzchnie soczewki s sferoidalne, to mo na wykaza , e ogniskowa f jest okre lona wzorem
gdzie n to wspó czynnik za amania soczewki, a R1 i R2 to promienie krzywizny ka dej powierzchni: przyjmowane jako dodatnie, je li powierzchnia w a ciwa jest wypuk a, i ujemne, je li jest wkl s a (patrz rysunek 6.3)3
Rys. 6.3. Konwencja przyj ta dla promieni krzywizny soczewki we wzorze soczewki: R1 0, R2 0 9 (a), R1 0, R2 0 (b)
3 Warto zauwa y , e wielu autorów decyduje si na zde niowanie konwencji znakowania promieni krzywizny w odniesieniu do kierunku padaj cego wiat a. Ten wybór oznacza, e równanie (6.2) nale y wyrazi jako ró nic w odwrotno ciach promieni krzywizny.
Słońce
11.1. Wn trze S o ca
11.2. Atmosfera S o ca
11.3. Cykl s oneczny
11.1 WNĘTRZE SŁOŃCA
W kilku ostatnich rozdzia ach badali my teoretyczne podstawy struktury gwiazd, traktuj c gwiazd jako z o on z atmosfery i wn trza. Ró nica mi dzy tymi dwoma regionami jest do mglista. W zasadzie za atmosfer uwa a si ten obszar, w którym grubo optyczna jest mniejsza od jedno ci, a proste przybli enie fotonów dyfunduj cych przez materi o grubo ci optycznej nie jest uzasadnione (patrz równanie 9.31). Zamiast tego nale y szczegó owo rozwa y absorpcj i emisj w linii atomowej w atmosferze gwiazdowej. Jednak e procesy reakcji j drowej w g bi gwiazdy odgrywaj kluczow rol w produkcji energii gwiazdy i jej nieuniknionej ewolucji.
Gwiazd , dla której mamy najwi cej danych obserwacyjnych ze wzgl du na blisko nas, jest S o ce. Z obserwatoriów naziemnych i kosmicznych jeste my w stanie zmierzy z du dok adno ci sk ad jego powierzchni, jego jasno , efektywn temperatur , promie , pola magnetyczne i pr dko ci obrotowe, cz stotliwo ci oscylacji (wibracje) w ca ym jego wn trzu1 i szybko , z jak neutrina s wytwarzane w wyniku reakcji j drowych w jego j drze. To ogromne bogactwo informacji rygorystycznie sprawdza nasze zrozumienie procesów zycznych zachodz cych w atmosferach gwiazd i wn trzach.
Ewolucyjna historia Słońca
Z uwagi na obserwowan jasno i temperatur efektywn S o ce jest klasy kowane jako typowa gwiazda ci gu g ównego typu widmowego G2 o sk adzie powierzchniowym X 0,74, Y 0,24 i Z 0,02 (wzgl dne ob to ci wagowe wodoru, helu i metale). Aby zrozumie , jak ewoluowa a do tego momentu, nale y sobie przypomnie , e zgodnie z twierdzeniem Vogta-Russella masa i sk ad gwiazdy narzucaj jej struktur wewn trzn . S o ce przez wi kszo swojego ycia przekszta ca wodór w hel za po rednictwem a cucha p–p, zmieniaj c w ten sposób jego sk ad i struktur . Porównuj c wyniki datowania izotopowego ska ksi ycowych i meteorytów z obliczeniami ewolucji gwiazd i wspó czesnym obserwowalnym S o cem, aktualny wiek S o ca jest okre lony na oko o 4,57 109 lat2. Ponadto, jak pokazano na rysunku 11.1, od momentu, gdy sta o si gwiazd ci gu g ównego, jasno S o ca wzros a o prawie 48% (z 0,677 L ), podczas gdy jego promie wzrós o 15% z pocz tkowej warto ci 0,869 R 3. Efektywna temperatura S o ca równie wzros a z 5620 K do obecnej warto ci 5777 K (przyk ad 3.4.2).
1 Heliosejsmologia, czyli nauka o oscylacjach s onecznych, zosta a omówiona w rozdziale 14.
2 Datowanie izotopowe najstarszych znanych obiektów w Uk adzie S onecznym, inkluzji bogatych w wap i glin (ang. calcium-aluminum-rich inclusions, CAI) w meteorytach, pozwala okre li wiek Uk adu S onecznego na 4,5672 0,0006 Gyr.
3 Dane przytoczone tutaj i w poni ej pochodz z modelu s onecznego Bahcall, Pinsonneault i Basu, Ap. J., 555, 990, 2001.
Rys. 11.1. Ewolucja S o ca na ci gu g ównym. W wyniku zmian w jego wewn trznym sk adzie S o ce sta o si wi ksze i ja niejsze. Linia ci g a wskazuje jasno , linia przerywana – promie , a linia przerywana z kropkami –temperatur efektywn . Krzywe jasno ci i promienia w stosunku do warto ci obecnych (dane z Bahcall, Pinsonneault i Basu, Ap. J., 555, 990, 2001)
By mo e zastanawiacie si , jaki ta ewolucja mia a wp yw na Ziemi . Co ciekawe, z teoretycznego punktu widzenia nie jest wcale jasne, jak zmiana w produkcji energii s onecznej zmieni a histori naszej planety, g ównie z powodu braku pewno ci co do tego, jak zachowywa o si rodowisko l dowe. Zrozumienie z o onej interakcji mi dzy S o cem a Ziemi obejmuje szczegó owe obliczenia konwekcji w atmosferze ziemskiej, a tak e wp yw zmiennego w czasie sk adu atmosfery i natury nieustannie zmieniaj cego si wspó czynnika odbicia, czyli albedo4, powierzchni Ziemi.
Współczesna struktura wewnętrzna Słońca
Zgodnie z obecnym wiekiem S o ca jego obecny model mo na zbudowa , korzystaj c z zycznych zasad omówionych w poprzednich rozdzia ach. W tabeli 11.1 podano warto ci centralnej temperatury, ci nienia, g sto ci i sk adu dla jednego z takich modeli s onecznych, a schemat ideowy modelu pokazano na rysunku 11.2. Zgodnie z ewolucyjn sekwencj prowadz c do tego modelu w czasie jego ycia udzia masowy wodoru (X) w centrum S o ca zmniejszy si z pocz tkowej warto ci 0,71 do 0,34, podczas gdy centralny udzia masowy helu (Y) wzrós z 0,27 do 0,64. Ponadto na skutek dyfuzyjnego opadania pierwiastków ci szych od wodoru udzia masowy wodoru w pobli u powierzchni wzrós o oko o 0,03, podczas gdy u amek masowy helu zmniejszy si o 0,03.
Tabela 11.1. Centralne warunki na s o cu (dane z Bahcall, Pinsonneault i Basu, Ap. J., 555, 990, 2001)
Temperatura1,570 107 K
Ci nienie2,342 1016 N · m 2
G sto 1,527 105 kg m 3
XX 0,3397
YY 0,6405
4 Na albedo Ziemi, czyli stosunek odbitego wiat a s onecznego do padaj cego wiat a s onecznego, wp ywa ilo wody powierzchniowej i lodu. 11.1. Wnętrze Słońca
ROZDZIAŁ 11. Słońce
na górnym ko cu ci gu g ównego. By mo e równie wiatry przenosz moment p du z tych gwiazd o ni szej masie.
Liczne satelity, takie jak EUVE, FUSE, ROSAT, ASCA, XMM-Newton i Chandra, dostarczy y równie cennych obserwacji UV i rentgenowskich innych gwiazd. Wydaje si , e gwiazdy ci gu g ównego, które s ch odniejsze ni widmowa klasa F, maj linie emisyjne w ultra olecie podobne do tych obserwowanych z chromosfery S o ca i obszaru przej ciowego. Ponadto obserwacje rentgenowskie wskazuj na emisje podobne do koron. S to równie gwiazdy, dla których obliczenia struktury gwiazd wskazuj , e powinny istnie strefy konwekcji powierzchniowej. Najwyra niej te same mechanizmy, które ogrzewaj zewn trzn atmosfer S o ca, dzia aj równie w innych gwiazdach.
11.3 CYKL SŁONECZNY
Niektóre z najbardziej fascynuj cych i z o onych cech atmosfery s onecznej maj charakter przej ciowy. Jednak, jak dowiemy si w tym podrozdziale, wiele cech obserwacyjnych atmosfery s onecznej jest równie cyklicznych.
Plamy słoneczne
To Galileusz dokona pierwszych teleskopowych obserwacji plam s onecznych (przypomnijmy sobie rysunek 11.11). Plamy s oneczne s nawet czasami widoczne nieuzbrojonym okiem, ale czynienie takich obserwacji jest silnie odradzane ze wzgl du na mo liwo uszkodzenia oczu.
Wiarygodne obserwacje z ostatnich dwóch stuleci wskazuj , e liczba plam s onecznych jest w przybli eniu okresowa, przechodz c od minimum do maksimum i ponownie do minimum prawie co 11 lat (rysunek 11.28). rednia szeroko geogra czna tworzenia plam s onecznych jest równie okresowa, ponownie w cyklu 11-letnim. Wykres po o enia plam s onecznych w funkcji czasu pokazano na rysunku 11.29 wraz z wykresem procentu powierzchni S o ca pokrytej plamami. Ze wzgl du na wygl d przypominaj cy skrzyd o, górna cz rysunku 11.29 sta a si znana jako diagram motylowy. Pojedyncze plamy s oneczne s cechami krótkotrwa ymi, zwykle trwaj cymi nie d u ej ni miesi c. Podczas swojego istnienia plama s oneczna pozostanie na sta ej szeroko ci geogra cznej, chocia kolejne plamy maj tendencj do formowania si na coraz ni szych szeroko ciach geogra cznych. Gdy ostatnie plamy s oneczne w jednym cyklu znikaj w pobli u równika S o ca, nowy cykl zaczyna si w pobli u 40° (na pó noc i po udnie) od równika. Najwi ksza liczba plam (maksimum plam s onecznych) wyst puje zwykle na rednich szeroko ciach geogra cznych.
Rys. 11.28. Liczba plam s onecznych mi dzy 1700 a 2005 rokiem wskazuje na 11-letni periodyczno ich pojawiania si (dane z World Data Center for Sunspot Index w Królewskim Obserwatorium Belgii)
