Thomas Hackman ESO-centrum, Turun yliopisto & Institutionen för fysik, Helsingfors universitet

Transkript

1 Thomas Hackman ESO-centrum, Turun yliopisto & Institutionen för fysik, Helsingfors universitet PB 64, Helsingfors Universitet Tel E-post: Universum nu inledande kurs i astronomi, period (3+3 sp) Föreläsare: Thomas Hackman (astronomi) & Marjatta Banna (svenska) Föreläsningar: Måndagar (sve) & onsdagar kl (astr) Kursens mål: Plats: Physicum D112 Ge en helhetsbild av den moderna astronomin På populärvetenskaplig nivå förklara vad universum består av hur stjärnorna, planeterna och hela universum uppkommit hur man genom teorier och observationer förstår fenomen i rymden 1

2 Kursens innehåll: 1. Astronomin som vetenskap 2. Astronomiska observationer 3. Solsystemet 4. Stjärnor 5. Interstellär materia 6. Galaxer 7. Kosmologi Kursmaterial: univnu/unu.html Föreläsningsfolier (PDF-format) och animationer (PowerPoint) Palviainen, Asko & Oja, Heikki. (2012). Maailmankaikkeus , Helsingfors: Ursa. Lagerkvist, Claes-Ingvar & Olofsson, Kjell. (2003). Astronomi - en bok om universum. Stockholm: Bonniers. 2

3 1 Astronomin som vetenskap Astronomi = himlakropparnas fysik Nuvarande astronomin omfattar alla objekt och fenomen utanför jordens atmosfär: solsystemet: planeter, månar, asteroider, kometer solen stjärnor kompakta stjärnor interstellär materia stjärnhopar vintergatan galaxer kosmologi N ebulosa(hubble ST, ST ScI) I Finland görs astronomisk forskning vid Helsingfors universitet, Åbo universitet, Uleåborgs universitet samt Aalto universitetet. 3

4 1.1 Astronomins historia Astronomin är en av de äldsta vetenskaperna och hade en central ställning i de flesta gamla kulturer. Genom att studera himlakropparnas periodiska rörelse kalendrar: för varje natt förskjuts stjärnhimmelen efter ett år kommer stjärnhimmelen på samma plats vid samma klockslag att se lika ut (förutom långsamma förändringar) månkalender: 1 månad bestod av 29 el. 30 dagar, ett år 12 månader solkalender: 1 år = 365 dagar (eg d) 4

5 1.1.1 Astronomin i gamla kulturer Egyptierna: kalender för bl.a. jordbrukets behov räknade ut att ett år är ca d. 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

6 Grekerna: Pythagoreerna (ca 500 f Kr): Jorden är ett klot Eratosthenes ( f Kr): Beräknade Jordens omkrets Aristarchos från Samos ( f Kr): Heliocentrisk världsbild Demokritos (ca 400 f Kr): Vintergatan består av stjärnor Aristoteles ( f Kr): Geocentrisk världsbild, allt ovanför månen oföränderligt, himlakropparna fästa på sfärer Hipparchos ( f Kr): Stjärnkatalog med 850 stjärnor Ptolemaios ( ): Geocentrisk världsbild, Matemathike Synthaxis (Almagest) 6

7 Romarna: utnyttjade resultat från främst egyptiska och grekiska astronomer införde den julianska kalendern (46 f Kr): 1 år = 365 dagar, men vart fjärde år skottår med 366 dagar Araberna (medeltiden): förde vidare de grekiska astronomernas (Hipparchos, Ptolemaios) arbete utvecklade nogrannare metoder och hjälpmedel för observationer kändaste astronomen: Abu Abdullah Al-Battani (ca ) 7

8 1.1.2 Nya tiden Den kristna teologin omfattade den aristotelanska geocentriska världsbilden och den europeiska astronomin fram till nya tiden baserade sig på främst Aristoteles och Ptolemaios verk. Bättre instrument nogrannare observationer diskrepans mellan observationerna och gällande uppfattningar. Den nya världssynens genombrott: Nikolaus Kopernikus ( ): Heliocentrisk modell, dvs. jorden och planeterna rör sig kring solen Giordano Bruno ( ): Universum oändligt, solen är en stjärna, andra planeter med liv Tycho Brahe ( ): Systematiska och mycket nogranna observationer 8

9 Johannes Kepler ( ): Förklarade planetbanorna (ellipser), Keplers lagar I-III Galilleo Galilei ( ): Inroducerade teleskopet, såg Jupiters månar och solfläckar Keplers harmoni Isaac Newton ( ): Förklarade planeternas rörelse med gravitationslagen Ole Rømer ( ): Mätte ljusets hastighet Immanuel Kant ( ): Solsystemet har uppkommit ur en gasnebulosa Friedrich W. Bessel ( ): Mätte närliggande stjärnors avstånd genom trigonometrisk parallax Jonathan H. Lane ( ): Stjärnor är gasklot i hydrodynamisk jämvikt 9

10 1.1.3 Den moderna astronomin Astronomin bidrog starkt till den moderna fysikens (kvantmekaniken, relativitetsteorin) genombrott. Genom astronomiska observationer kunde man t.ex. verifiera relativitetsteorin. Den moderna fysiken behövs för att förklara t.ex. solens (och stjärnornas) strålning. Den moderna astronomins uppkomst: Gustav Kirchhoff (1860): Förklarade solens spektrum Jean Perron och Arthur S. Eddington (1919): Solens och stjärnornas energi genom kärnreaktion (H He) Meghnad N. Saha (1920): Fysikalisk grund för stjärnornas atmosfär Fred Hoyle och Martin Schwarzschild (1955): Stjärnornas utveckling 10

11 Harlow Shapley (1918): Solen befinner sig i Vintergatans periferi Jan Oort (1926): Vintergatans rotation Karl Jansky (1930): Vintergatans radiostrålning Edwin Hubble (1923): Andromedanebulosan är en galax ց Georges Lemaitre (1927): Modell för expanderande universum Hubble (1929): Galaxernas rödförskjutning George Gamow (1948): "Big-bang"-teori Arno Penzias och Robert Wilson (1965): Den kosmiska bakgrundstrålningen 11

12 1.2 Fysikaliska grunder Världsaltets dimensioner Jordens radie = 6400 km Solens radie = km Jordens medelavstånd från solen = km Plutos medelavstånd från solen = km Avståndet till närmaste grannstjärna (Proxima Centauri) = km (= 4.3 ly) Avståndet till Andromeda galaxen = km Uppgift 1: Anta att man förminskar solsystemet så att jordens avstånd från solen blir 10 cm. Hur långt är det i denna skala till Proxima Centauri? 12

13 1.2.2 Elektromagnetisk strålning Det elektromagnetiska spektret (bild: NASA): gamma strålning (våglängd < 0,01 nm) röntgen strålning (0,01 10 nm) UV -strålning ( nm) synligt ljus ( nm) infraröd strålning (0,8 500 µm) radiovågor (> 0,5 mm) Strålningens våglängd beror av temperaturen på materien (OBS: Skalan i K, bild: NASA) 13

14 Strålningen fortskrider med ljusets hastighet, c km/s i vakum. Inget kan överskrida denna hastighet. Frekvensen ν = c/λ. Energin E = hν, där h Js (Plancks konstant). Den elektromagnetiska strålningens duala natur: vågrörelelse: elektromagnetisk våg energipartikel: foton Elektromagnetisk strålning uppstår vid förändringar av materiens energitillstånd. Materien kan även absorbera en foton: E = hν Materians samverkan med strålningen: absorption emission spridning reflektion 14

15 Vid övergångar mellan diskreta energinivåer uppstår spektrallinjer. Energiövergång för en elektron i en atom (Wikipedia) Absorptions- och emissions-spektrum (Nick Strobel, 15

16 Svartkropp: en kropp som varken reflekterar eller sprider den strålning som träffar den, utan absorberar all strålning och re-emitterar den. Svartkroppsstrålningen beror enbart på kroppens temperatur och följer Plancks strålningslag: B λ = 2hc2 λ 5 1 e hc λkt 1 Svartkroppsstrålning för olika temperaturer T.ex. stjärnornas strålning följer i stort sett Plancks strålningslag. 16

17 1.2.3 Doppler effekten När en kropp rör sig i förhållande till observatorn, kommer våglängden av dess strålning att ändras: Doppler effekt. Vid små hastigheter (v << c) gäller λ = v c λ 0, därλ 0 = "vilovåglängden", v = hastigheten i förhållande till observatorn och c = ljusets fart. Om v närmar sig c måste man använda den relativistiska formeln λ λ 0 = 1+v/c 1 v/c 1 Metod att mäta hastigheter: Strålningens Doppler förskjutning ljuskällans radialhastighet. 17

18 1.2.4 Magnitudsystemet Stjärnors ljusstyrka anges i magnituder: m = 2.5lg(F/F 0 ), där F 0 är det energiflöd som ger m = 0. En stjärnas absoluta magnitud är M = m 5lg r 10pc A, där r är stjärnans avstånd och A är extinktionen. Ofta antar man att A = αr, dvs. att extinktionen är konstant (α = extinktionskoefficient) mellan stjärnan och observatorn. En stjärnas magnitud mäts inom ett visst våglängdsområde. Det vanligaste magnitudsystemet är Johnsons och Morgans UBV -system: U ultraviolett, B blått, V gult. 18

19 1.2.5 Gravitation Gravitation är attraktionskraften mellan två eller flera kroppar. F g = Gm 1 m 2 r r 3 G = gravitationskonstanten, m 1,m 2 = kropparnas massa, r = avståndet mellan kropparna, r = avståndsvektorn. Graviationen styr himlakropparnas rörelser. I solsystemet banor av typ koniska segment: r = k2 /µ 1+ecosf där k = r dr dt och µ = G(m 1+m 2 ) cirkel banor (e = 0) elliptiska banor (0 < e < 1) paraboliska banor (e = 1) hyperboliska banor (e > 1) 19

20 Keplers lagar: 1. Planetbanorna är ellipser med solen i ena brännpunkten. 2. Radius vektorn av en planet, sveper på lika tid över lika stor yta. 3. Kvadraterna på omloppstiderna är proportionella mot kuberna av planeternas medelavstånd från solen: P 2 = 4π 2 G(m 1 +m 2 ) a3. Uppgift 2: Jorden roterar runt solen på ett år. Jordens avstånd från solen är ca 150 miljoner km. Uppskatta solens massa. 20

21 1.3 Enheter inom astronomin Vinklar: 1 (bågminut) =(1/60) o, 1" (bågsekund) = (1/3600) o, 1h = 15 o Avstånd: 1 AU (astronomisk enhet) = km (Avståndet från jorden till solen) 1 pc (parsek) = km 1 ly (ljusår) = 0, km Ljusstyrka: Magnitud: m = 2.5lg(F/F 0 ), där F 0 är det energiflöde som ger m = 0. Tid: Stjärntid: 24 h medelsoltid = 24 h 3 min 56 s stjärntid. Uppgift 3: Anta att två stjärnors magnituder är m 1 = 5 och m 2 = 6. Vad är förhållandet mellan deras energiflöden F 1 och F 2? 21