Transcript dosezki sodobne astronomije in astrofizike 97

DOSEŽKI SODOBNE
ASTRONOMIJE IN
ASTROFIZIKE
Stane Arh
»Operacijo delno financira Evropska unija iz Evropskega socialnega sklada ter Ministrstvo za
izobraževanje, znanost, kulturo in šport. Operacija se izvaja v okviru Operativnega programa
razvoja človeških virov za obdobje 2007–2013, razvojne prioritete: Razvoj človeških virov in
vseživljenjskega učenja; prednostne usmeritve: Izboljšanje usposobljenosti posameznika za delo
in življenje v družbi temelječi na znanju.«
Kje smo?
 Živimo v času izjemnih astronomskih odkritij, kar potrjujejo
podeljene Nobelove nagrade.
 Vsak dan množica novih podatkov (1 ura -> 30 let obdelave)
 SMO NA PRAGU OBLIKOVANJA NOVEGA RAZUMEVANJA
SVETA IN DOJEMANJA ŽIVLJENJA V NJEM. Čas je podoben,
kot v 16 stoletju.
 Odkrivamo nove planete in vprašanje časa je, kdaj se bomo
soočili z izvenzemeljskim življenjem.
NAPREDEK TEHNIKE
Teleskopi z velikimi zrcali (10 m Keckov t. , Havaji).
Aktivna optika, ki popravlja sproti napake.
Teleskopi v vesolju
Svetlobno občutljivi detektorji (CCD kamere)
Možnost merjenja v vsem EM spektru (infrardeča s., vidna
svetloba, ultravijolična s., rentgenska s., gama sevanje,
radijski valovi, mikrovalovno sevanje)
 Optični kabli
 Računalniško spremljanje





Zgodovina
Do 15. stoletja je bilo nebo nespremenljivo, čisto
Sončev mrk na Kitajskem leta 2137 pr.n.š.
Arhimed – matematika v naravoslovje (6. stol. pr.n.š.).
Planeti krožijo okoli Sonca. Zemlja je okrogla.
Ptolomej (2. stol. pr.n.š.) geocentrični sistem.
Nikolaj Kopernik (1473 – 1543) heliocentrični
sistem. Zvezde so daleč od Zemlje – paralaksa.
Johanes Kepler (1571 – 1630) – matematični
zakoni - planeti se gibljejo okoli Sonca po elipsah.
Zgodovina
• Galileo Galilej (1564 – 1642) uporabil teleskop (1609) za
opazovanje neba. Trdni dokazi, da se vse ne vrti okoli
Zemlje (Jupitrove lune). Luna ima gore in kraterje. Videl
mnogo novih zvezd. Sonce ima pege. Venera ima mene.
Opazoval supernovo.
• Isaac Newton (1643 – 1727) je leta 1687 v svoji knjigi
pojasnil z gravitacisolju vejo kroženje planetov okoli Sonca.
V vljajo enaki zakoni kot na Zemlji.
Zgodovina
• Albert Einstein (1879 – 1955). Posebna teorija relativnosti
(1906). Splošna teorija relativnosti (1915) – kozmološka
konstanta.
• Edwin Hubble (1889 – 1953) Andromedina meglica je ena
izmed galaksij. Vesolje se širi (1929) - Hubblov zakon.
Vesolje naj bi nastalo pred 6 milijardami let z velikim pokom
– Habblova konstanta.
• Arno Penzias in Robert Wilson odkrila prasevanje (2,7 K)
leta 1965, kar je potrdilo teorijo prapoka.
• Stephen Hawking (1642) teorija črnih lukenj
Sonce
• Je nam najbližja zvezda. Oddaljena je 150 milijonov km.
Premer je 1,4 milijona km.
• Je milijonkrat večji od Zemlje. Je 300 tisočkrat težji od
Zemlje.
• Gostota svetlobnega toka na Zemlji 1,37 kW/m2 (enaka
osvetlitev kot 100 W žarnica nekaj cm od lista papirja).
• Na površini Sonca 63 MW/m2 (desetina TE Šoštanj).
Temperatura 5800 K.
• Starost je 5 milijard let.
Velikost Sonca
Velikost Sonca
http://www.kiroastro.com/writings/perspective
Velikost Sonca
http://www.kiroastro.com/writings/perspective
Sonce-energija
• Zlivanje vodikovih jeder v helijeva (4 H -> He). Iz 1 kg H
dobimo 0,993 kg He in 600 bilijonov J (proizvodnja NEK v
10 dneh)
• Primankljaj mase v energijo: E = m. c2
• Majhna medsebojna razdalja med jedri in velike hitrosti
(>100 km/s).
• T = 15 milijonov K, p = 3. 1014 Pa
• Visok tlak in teža zunanjih plasti sta si v ravnovesju.
• Kontrolirana jedrska reakcija: z višjo temperaturo se poveča
razdalja med jedri.
• Vsako sekundo „zgori“ na Soncu 600 milijonov ton vodika.
Sonce v ultravioletni
svetlobi
Vir: http://en.wikipedia.org/wiki/Sun
Granule, prominence
Sončeve pege
Prerez Sonca
Vir: http://en.wikipedia.org/wiki/Sun
Rojstvo zvezd
Zvezda je plinska krogla, ki jo drži skupaj lastna težnost.
Temperatura oblakov med zvezdami je med 10 – 100 K.
Gravitacijsko krčenje oblaka sproži eksplozija supernove.
Rotacijska energija se med zgostitvijo ohranja
Skrčen oblak zaradi hitrega vrtenja razpade na več delov.
Zvezde se rojevajo v rojih in ne posamezno. Ena tretjina
zvezd je dvojnih.
 Skrčen oblak (globule) ne prepušča vidne svetlobe. Oddaja
pa infrardečo, ker se pri krčenju greje.
 Hitrost krčenja je odvisna od mase protozvezde. Sonce je
potrebovalo 30 milijonov let, da je prišlo do spajanja H.





Orionova meglica
Masa zvezd
• Protozvezda z desetimi masami Sonca se dovolj skrči v 300
tisočih letih, da postane zvezda.
• Zvezde imajo maso med 0,08 do nekaj deset mas Sonca.
• Povprečna masa zvezde je 0,5 mase Sonca.
• Sonce je netipično in se uvršča med 10 % najbolj masivnih
zvezd.
• Zvezde z večjo maso hitreje porabijo gorivo.
• Protozvezde s premajhno maso ne dosežejo pri krčenju
dovolj visoke temperature in ne morejo biti zvezde (Jupiter).
Plini v notranjosti imajo kovinske lastnosti (elektroni).
Življenje zvezd
 Vse zvezde v kopici so iz enake snovi: milijon H atomov,
100000 He, 800 kisikovih atomov, 500 C, 100 N atomov.
 Življenje zvezd je odvisno od njihove mase.
 Najbolj masivne zvezde imajo površinsko temperaturo
40000 K, Sonce 5800 K, zvezde z najmanjšo maso pa le
2800 K.
 Zvezd s 100 masami Sonca ni.
Zvezde z maso desetih
Sonc
• V jedru ima T = 25 milijonov K in sveti za 2000 Sonc.
Vodika ima za 10 krat več, a ga porablja 10000 krat hitreje
od Sonca.
• Ko zmanjka H v sredici, se skrči. Pri 120 milijonih K se He
jedra spajajo v nestabilna berilijeva, v katero mora dovolj
hitro trčiti še He jedro -> dobimo oglikovo jedro.
• V ovojnici zvezdinega jedra, kjer je še dovolj vodika, se le ta
spaja v He jedra pri 15 milijonih K.
• Sprosti se več energije, kot jo zvezda izgubi z izsevom, zato
se ovojnica razpne in ohladi -> rdeča orjakinja (Betelgeza)
Zvezde z maso desetih
Sonc
• Ko začne primanjkovati He, temperatura s krčenjem
naraste na 600 milijonov K. Trki C jedr s He rodijo težje
elemente: O, Ne, Mg
• Ko zmanjka tudi C, se jedro še bolj skrči in pepel v sredici
postane novo gorivo. Vendar se veriga konča pri železu, ki je
najbolj vezano jedro v naravi. Zvezda izgoreva po plasteh,
kot pri čebuli (-> C -> He -> H).
• Ko so vse zaloge izčrpane, je železno jedro zelo gosto. Jedro
se ne krči in se ne more segreti, je podhlajeno. Posledica je
spontan razpad železovih jedr v helijeva, za kar potrebuje
energijo. Jedro kolapsira. Zaradi velike gostote se združujejo
elektroni in protoni v nevtrone -> eksplozija supernove.
Svetloba in nevtrini odrinejo ovjnico.
Supernova iz leta 1054 v
Raku
Vir: http://en.wikipedia.org/wiki/Supernova
V sredini je pulzar, to je
hitro se vrteča nevtronska
Zvezda.
Plini sevajo zaradi
vzbujenih atomov.
Ostanek supernove iz leta
1604 (Kepler)
Zvezde z maso desetih
Sonc
• Ovojnica se širi s hitrostjo 10000 km/s. Po eni uri po
eksploziji se že dovolj razredči, da svetloba uite v vesolje.
Odprta sredica izseva v nekaj tednih toliko svetlobe, kot bi
jo sicer v milijonih letih. Sveti, kot vse zvezde v galaksiji
skupaj.
• Na razpolago je dovolj energije, da v ovojnici nastanejo težji
elementi od železa: zlato, srebro, svinec, uran.
• Na leto vidimo izbruhe supernov v kakih 50 drugih
galaksijah.
• Leta 1987 v Velikem Magellanovem oblaku (70 000 sv.l.)
Zlivanje jedr v zvezdah
gorivo za jedrsko
zlivanje
(npr. železo)
temperatura v
milijonih °K
gostota
(kg/cm³)
trajanje fuzije
H
40
0,006
10 milijonov let
He
190
1,1
1 milijon let
C
740
240
12.000 let
N
1600
7400
12 let
O
2100
16.000
4 leta
S/Si
3400
50.000
1 teden
železova sredica
10.000
10.000.000
-
Zvezde z maso desetih
Sonc ali več
• Sredica zvezde z maso med 8 in 20 masami Sonca konča
kot nevtronska zvezda (premer je samo 10 km). Gostota
snovi je enaka gostoti v atomskih jedrih.
• Sredica zvezde z maso nad 20 Sonc se gravitacijsko skrči
do črne luknje.
Zvezde z maso Sonca
• Ko zvezda porabi H, se skrči in se začne v sredici spajati He
v C. Ker je nastaja več energije, kot jo zvezd izseva, se
ovojnica napihuje in ohlaja. Imamo rdečo orjakinjo. Sonce
bo naraslo do Marsove orbite.
• V jedru zvezde z maso Sonca temperatura ne doseže 600
milijonov stopinj, potrebnih za spajanje C. Ob krčenju jedra
se ovojnica razmika in postane prozorna. Dobimo
planetarno meglico: sredi plinskega obroča sveti gola
sredica bele pritlikavke. Sredica se sčasoma ohladi in
postane nevidna. V naši galaksiji poznamo okoli 1000
planetarnih meglic.
Obročasta planetarna
meglica v Liri
Vir: http://sl.wikipedia.org/wiki/Obro%C4%8Dasta_meglica
Planetarna meglica Mačje
oko v Zmaju
Vir:http://sl.wikipedia.org/wiki/Planetarna_meglica
Življenje Sonca
http://qvcproject.blogspot.com/2011_10_01_archive.html
Hertzsprung-Russellov
diagram
Vir: http://sl.wikipedia.org/wiki/Slika:H-R_diagram_-edited3.gif
delavnica
• Opazovanje Sonca
Veliki pok
Začetek vesolja je težko razumljiv, vendar imamo veliko
opazovalnih dejstev, ki podpirajo teorijo o velikem poku:
o Razmerje med zastopanostjo vodika in helija v vesolju
o Mikrovalovno sevanje ozadja.
o Hubblov zakon.
o Gravitacijsko lečenje.
o Razvoj galaksij.
o Nočno nebo je črno, ker je vesolje še mlado in naš pogled
ne seže dovolj daleč. Vesolje se še širi. V starem vesolju bi
nebo bilo posejano z enakomerno svetlobo, svetlo kot
Sonce.
Razmerje vodika in helija
Pri temperaturi 10 milijard K delci in antidelci niso bili enako
zastopani. Na vsako milijardo antinevtronov je bil en nevtron
presežka, kar izračunamo iz današnjega razmerja med
gostoto sevanja ozadja in gostoto snovi. Tudi protonov je bilo
nekoliko več.
Okoli minute po poku je bilo vesolje že prehladno za
rekombinacijo materije in antimaterije, vendar je milijarda K
bila dovolj za eksplozivni nastanek helija.
Ker je bilo protonov 5 krat več od nevtronov z računi pridemo
do razmerja He : H = 1 : 12. To pa je dejansko razmerje.
Mikrovalovno sevanje
Vodik postane neprozoren pri temperaturi približno 4 000 K
(primer Sonce).
Ko se je vesolje ohladilo na okoli 4000 K je postalo prozorno.
Zaradi širjenja ima danes vesolje temperaturo le 2,74 K in
valovna dolžina davnih fotonov je v območju mikrovalovnega
sevanja radijskih valov. Sevanje je šibko in prihaja iz vseh
strani, ker vesolje nima središča.
Vesolje se je povečalo za 1500 krat, od trenutka, ko je postalo
prozorno.
Zaradi gibanja izvora svetlobe stran od nas se valovna dolžina
daljša in frekvenca zmanjša. Dobimo premik k rdečemu delu
spektra.
Mikrovalovno ozadje
(COBE)
http://en.wikipedia.org/wiki/Cosmic_Background_Explorer
Hubblov zakon
Bolj ko so galaksije oddaljene, hitreje se oddaljujejo od nas
Oddaljenost galaksije in njena hitrost sta povezani z enačbo:
v=H.R
Obratna vrednost Hubblove konstante nam da čas preleta
svetlobe. Natančnost meritev se izboljšuje, zato tudi točnost za
vrednost H:
H = 71 km/s/Mpc
Iz te vrednosti pa se izračuna starost vesolja (1/H).
Gravitacijsko lečenje
http://sl.wikipedia.org/wiki/Gravitacijska_le%C4%8Da
Einsteinov križ
Gravitacijsko lečenje kvazarja
Gravitacijsko lečenje
Gravitacijsko lečenje
Gregor Vek, Gravitacijske leče, seminar
Nastanek galaksij
• Ne vemo, ali so bile prvo zvezde ali prvo galaksije.
• Galaksije so nastale iz zgoščin v prvotnem vesolju. Kako?
• Neznatna odstopanja v temperaturi, ki jih je izmeril satelit
COBE, nam bosta odgrnila pogled na velikost in rast
spremembe gostote snovi, ki so pripeljale do nastanka
galaksij.
Potek velikega poka
 < 10-43 s - Plankov čas, ko se je dogajalo karkoli – kvantna
fluktuacija (nedoločenost časa in energije). Vesolje si je
sposodilo lahko vso mirovno energijo in jo „pozabilo“ vrniti.
 10- 43 s
- odcepila se je gravitacijska sila
 10- 43 s – 10- 35 s
– kozmološka inflacija. V času 10- 38 s
se je odcepila močna sila in se je sprostilo pri tem ogromno
energije. Eksponentno širjenje vesolja od velikosti protona
do velikosti pomaranče.
 10- 35 s – 10- 32 s
– inflacija je preprečila sesedanje
vesolja vase (črna luknja) in ga je razgnalo navzven. Vesolje
se je povečalo za 1027 krat.
Potek velikega poka
 10- 32 s – 10- 12 s
- T = 1025 K. Asimetrija pri
pojavljanju materije in antimaterije – pojavi se višek
kvarkov (eden na 109 ).
 10- 12 s – 10- 6 s
- T = 1015 K. Ločita se EM in šibka
sila. Pojavijo se prvi leptoni. Premer vesolja je že 1014 m.
 10- 6 s – 10- 4 s
- izginili antikvarki. Kva rki se
združujejo v hadrone (protoni in nevtroni)
 10- 4 s – 1 s
- izginili antileptoni
Potek velikega poka
 1 s – 100 s
- T = 109 K. Dovolj hladno za
nastanek jedr (75 % H, 25 % He in malo Li). Vezani nevtroni
ne razpadajo več. Imamo še plazmo.
 3 – 20 min
- vesolje se je razširilo in ohladilo, da
so prenehala nastajati atomska jedra. Zato ni težjih jedr.
 Do 10 000 let
- obdobje sevanja. Večina energije je
bila v fotonih, snov je bila v manjšini.
 Po 10 000 letih
- začelo se je obdobje snovi
Razvoj vesolja
• 380 000 let
- T = 3000 K. Vesolje se je dovolj
ohladilo, da so nastali prvi atomi H in He. Ker ni bilo več
prostih elektronov, se je zaprto kozmološko sevanje
sprostilo po vesolju. Tu je izvor prasevanja.
• Do 400 milijonov let - temačno obdobje, ker še ni bilo
zvezd. Zvezde nastanejo iz oblaka medzvezdnega plina, ki
se začne zaradi motnje krčiti pod vplivom lastne
gravitacijske sile. Velike zvezde so hitro končevale svoj
življenski cikel.
• Zvezde so združene v kopice ali galaksije. Galaksije so
združene v jate ali v grupe galaksij.
Razvoj vesolja
Kemijski elementi
Masni deleži elementov v bližnjem vesolju:
73 % H, 25 % He, 2 % težjih elementov
Masni deleži v našem telesu:
50 % C, 20 % O, 11,5 % H, 8,5 % N, 10 % težji elementi,
Naše telo je iz zvezdnega pepela.
Sestav vesolja
Opazovanja, merjenja in izračuni so dali sestav vesolja:
74 % temne snovi
22 % temne energije
4 % običajne, nam poznane snovi
Temna snov? Svojo prisotnost izdaja le z gravitacijsko silo.
Temna energija? Povzroča, da se vesolje širi pospešeno.
Astrofizika
• S fizikalnimi zakoni poskuša razumeti in razložiti naša
opažanja v vesolju.
• Opazujemo zvezde, meglice, galaksije.
• Meritev ne moremo ponoviti.
• Ne moremo eksperimentirati.
• Uporabljamo matematično fizikalno modeliranje.
Hvala za pozornost !