Transcript Kosmografija - fizika.ktu.lt

Astrofizika
Visata – kur ir kada mes esame?
• Kosmografija – arba kur mes esame visatoje?
Saulės sistema
Centauro Alfa sistemos nuotrauka.
Centauro Alfos žvaigždžių sistema ir galimos egzistuoti
gyvybei zonos.
Santykiniai Saulės ir Centauro Alfos sistemos
žvaigždžių santykiniai dydžiai.
Artimiausių (15 šm spinduliu) žvaigždžių išsidėstymo schema.
Artimiausia 10 šm spindulio zona
1.
Centauro Alfa A
2.
Centauro Alfa B
3.
Proksima Centauro
4.
Ketvirtoji pagal atstumą nuo Saulės žvaigždė yra Gyvatnešio žvaigždyne už 5,94 šm.
Ji vadinama Barnardo žvaigžde. Ši, taip pat raudonoji nykštukė yra 8 kartus
spindulingesnė už Proksimą. Ši žvaigždė dangaus skliaute per metus pasislenka 10,3’’.
Regimąjį Mėnulio skersmenį, žiūrint iš Žemės, ji įveikia per 175 metus.
5.
Penktoji Saulės kaimynė žvaigždė skrieja Liūto žvaigždyne už 7,78 šm. Tai Volfo 359 –
vėlgi raudonoji nykštukė, vėsesnė už Proksimą ir spinduliuojanti 2,5 karto silpniau už ją.
6.
Šeštoji pagal nuotolį yra BD 36o21147, kitu pavadinimu Lailando 21 185 matoma pro
žiūronus Didžiųjų Grįžulo Ratų žvaigždyne. Tai irgi raudonoji nykštukė, bet karščiausia ir spindulingiausia tarp mažųjų Saulės
kaimynių. Jos masė ir skersmuo triskart mažesni už Saulės, o energijos ji skleidžia 200 kartų mažiau nei Saulė. Atstumas iki
Lailando 21 185 - 8,31 šm.
7,8.
Septintoji ir aštuntoji Saulės kaimynės sukasi poroje už 8,6 šm nuo Saulės. Tai ryškiausia mūsų dangaus žvaigždė – Sirijus ir
jos palydovė. Ši žvaigždžių sistema sudaryta iš dukart didesnės ir 23 kartus spindulingesnės žvaigždės Sirijaus ir baltosios
nykštukės. Atstumas tarp jų yra apie 20 av. Ši baltoji nykštukė – beveik Saulės masės žvaigždė, išeikvojusi branduolinį kurą ir
susitraukusi į 20000 km skersmens rutulį, kurio tankis 2 mln. kartų didesnis už Saulės tankį.
9,10
Devintoji ir dešimtoji mūsų kaimynės yra už 8,73 šviesmečio nuo Saulės Banginio žvaigždyne. Tai Leiteno 726-8 A ir B –
raudonų žvaigždžių pora. Jos spinduliuoja 17000-25000 kartų silpniau už Saulę ir nuo viena nuo kitos yra nutolusios per 11 av.
10 šviesmečių spinduliu, įskaitant Saulę yra 12 žvaigždžių. 16,5 šviesmečio spinduliu, kurį riboja Erelio Alfa – Altayras, žinomos 52
žvaigždės.
Tolimesnių (250 šm spinduliu) žvaigždžių išsidėstymo schema.
Paukščių tako galaktikos vaizdas iš šono.
Paukščių tako galaktikos vaizdas kampu.
Paukščių Tako Galaktikos vaizdas iš viršaus.
Paukščių takas apsuptas nykštukinių galaktikų.
Vietinės Grupės galaktikų schema.
Andromedos Ūko galaktikos nuotrauka.
Trikampio galaktikos nuotrauka.
Mergelės superklasterio struktūra.
Kaimyninių superklasterių struktūra.
Sloan
Digital
Sky
Survey
gautas galaktikų tankio pasiskirstymas
2 mlrd. šm. spinduliu.
Šiuo metu užfiksuota 205443
galaktikų ir jų padėtys, bei greičiai.
Tai sudaro apie 6 % matomo dangaus.
Superklasterių “tinklo” modelio vaizdas
Matomos Visatos struktūra.
Kosminių objektų atstumų, judėjimo greičių ir amžiaus nustatymo metodai.
Kosminių objektų – žvaigždžių, ūkų, galaktikų ir superklasterių, atstumo nuo Žemės nustatymo metodų
šiuo metu yra 27. Šie metodai yra:
1.
Žvaigždės šviesio nustatymas.
2.
Trigonometrinio paralakso.
3.
Judančių kamuolinių spiečių.
4.
Sekuliarinio paralakso.
5.
Statistinio paralakso.
6.
Plėtimosi paralakso.
7.
Šviesos aido atstumas.
8.
Spektroskopinio žvaigždės atvaizdo.
9.
Baade – Wesselink.
10. Spektroskopinio užtemimo metodas.
11. Besiplečiančios fotosferos.
12. Pagrindinės žvaigždžių sekos.
13. Spektroskopinio paralakso.
14. RR Lyros atstumas.
15. Cefeidės atstumas.
16. Planetinių ūkų švytėjimo funkcija.
17. Ryškiausių žvaigždžių.
18. Vandenilinių ūkų skersmenys.
19. Paviršiaus šviesumų fluktuacijos.
20. Supernovų ryškumo.
21. Faberio-Džeksono metodas.
22. Ryškiausios galaktikos superklasteryje.
23. Gravitacinio lęšio.
24. Sunajevo-Zeldovičiaus metodas.
25. Tulo-Fišerio metodas – Doplerio efektas.
26. Kinematinio atstumo.
27. Hablo dėsnio taikymas.
Trigonometrinio paralakso metodas.
Paremtas žvaigždės kampiniu poslinkiu apsisukant Žemėj aplink Saulę puse orbitos ilgio.
r
a – astronominis vienetas,  – kampas, r – atstumas nuo Saulės iki žvaigždės
a
sin 
Trigonometrinio paralakso metodas.
Triginometrinio paralakso metodas buvo atrastas Viljamo Besselio
1838 metais.
Tai buvo pirmas metodas, nustatant atstumą iki artimiausių žvaigždžių.
Triginometrinis paralaksometras (1860 m.) Milano astrofizikos instituto muziejuje
Plėtimosi paralakso metodas.
1.Matuojamas plėtimosi kampinis greitis da/dt, lyginant išsilėtimą su prieš kelis metus padarytomis
nuotraukomis.
2. Matuojamas Doplerio poslinkis priekinėje ir galinėje dalyje.
Atstumo nustatymas pagal PAGRINDINĘ ŽVAIGŽDŽIŲ SEKĄ
Spektroskopinio paralakso metodas.
1.
2.
3.
4.
Žinant žvaigždės spektrą, galima nustatyti jos klasę, t.y. kokiam žvaigždės tipui ji priklauso.
Žinant tipą, galima apytiksliai nusakyt ir masę.
O žinant masę ir šviesio sumažėjima, lyginant su artimų žvaigždžių šviesiu ir tipu, apytiksliai galima
nustatyti ir atstumą.
Spektro linijų išplėtimas duoda informaciją apie žvaigždės paviršiuje esantį dujų slėgį, o tai duoda
informaciją apie gravitacinio lauko stiprį paviršiuje. Iš to galima nustatyti masę ir patikslinti atstumą.
Cefeidės atstumo nustatymo metodas.
Pagrindinis teiginys – Cefeidės kitose galaktikose yra tokios pačios, kaip ir Paukščių Tako galaktikoje.
Planetinių ūkų atstumo nustatymo metodas.
501 nm
Planetiniai ūkai susidaro po žvaigždės mirties. Planetinį ūką, kuris spinduliuoja jonizuoto deguonies pagrindinę spektrinę
liniją – 501 nm, labai nesunku aptikti. Kadangi matmenys yra “standartiniai” – nesunku nustatyti ir atstumą.
Ryškiausios žvaigždės atstumas
Naudojamas, kaip papildomas metodas nustatyti atstumą iki galaktikų, randant jose ryškiausias žvaigždes ir laikant,
jas pagal PAGRINDINĘ SEKĄ ryškiausiomis žvaigždėmis.
Faberio-Džeksono metodas.
Paremtas matuojant žvaigždės, esančios galaktikoje ir judančios apskritimine orbita greitį, stebėtojo
atžvilgiu.
Ryškiausios galaktikos superklasteryje.
Ryškiausia galaktika šiuo atveju naudojama kaip standartinio žinomo šviesio objektas
Gravitacinio lęšio metodas.
velocity
Naudojamas matuojant objekto, esančio už galaktikos ar juodosios skylės, pokyčius.
Patogu, stebėtojas yra kampu į objektą – tada stebimas atsilikimas tarp pokyčių.
Ypač patogu stebint kvazarų, pulsarų, cefeidžių pokyčius.
Tulo-Fišerio metodas.
Paremta Doplerio efektu
Galaktikos sukimosi greitis priklauso nuo jos masės.
Kuo didesnės masės galaktika, tuo ji lėčiau sukasi, bet jos šviesis yra didesnis.
Žinant galaktikos masės-šviesio koreliaciją, pagal sukimosi greitį galima nuspėti jos masę-dydį ir gretinant
su šviesiu, nustatyti atstumą iki jos.
Kinematinio atstumo nustatymas
Surištas su Tulo-Fišerio metodu, pagrindinės sekos, šviesio, Doplerio efekto, Cefeidžių atstumo
nustatymais
Doplerio efektas
n0
n
1
Čia no – objekto spinduliuojamas dažnis,
V – objekto judėjimo greičio modulis stebėtojo atžvilgiu,
q – kampas tarp objekto judėjimo ir bangos sklidimo krypčių,
n – registruojamas dažnis.
V
cosq
c
,
(1)
Hablo dėsnio taikymo atstumui nustatyti metodas – Doplerio ef.
Galaktikų greičio priklausomybė nuo atstumo iki mūsų.
V  Hr,
[2]
km
sMpc
Čia V – galaktikos judėjimo greitis, r – atstumas, kuris grafike abscisės ašyje atidėtas megaparsekais (Mpc).
Parsekas yra atstumas, kai trigonometrinis paralaksas yra lygus 1’’. T.y. lygu 1 pc=3,26 ŠM arba 3,08*1013 km.
H – Hablo konstanta, jos reikšmė nepriklauso nuo atstumo ir krypties iki galaktikos.
Šiuolaikiniais vertinimais šis dydis yra nuo 50 iki 100 . Dažniausiai imama vidutinė – 75. Šios konstantos
atvirkštinė dimensija yra laiko dimensija, kuri lygi:
tH 
1
 10  20 mlrd . met ų,
H
[3]