Dose ki sodobne astronomije in astrofizike stane arh
This presentation is the property of its rightful owner.
Sponsored Links
1 / 48

DOSEŽKI SODOBNE ASTRONOMIJE IN ASTROFIZIKE Stane Arh PowerPoint PPT Presentation


  • 44 Views
  • Uploaded on
  • Presentation posted in: General

DOSEŽKI SODOBNE ASTRONOMIJE IN ASTROFIZIKE Stane Arh.

Download Presentation

DOSEŽKI SODOBNE ASTRONOMIJE IN ASTROFIZIKE Stane Arh

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation

Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author.While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server.


- - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - E N D - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - -

Presentation Transcript


Dose ki sodobne astronomije in astrofizike stane arh

DOSEŽKI SODOBNE ASTRONOMIJE IN ASTROFIZIKEStane 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 vseživljenjskegaučenja; prednostne usmeritve: Izboljšanje usposobljenosti posameznika za delo in življenje v družbi temelječi na znanju.«


Kje smo

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

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

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.


Z godovina

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.


Zgodovina1

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

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


Velikost sonca1

Velikost Sonca

http://www.kiroastro.com/writings/perspective


Velikost sonca2

Velikost Sonca

http://www.kiroastro.com/writings/perspective


Sonce energija

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

Sonce v ultravioletni svetlobi

Vir: http://en.wikipedia.org/wiki/Sun

Granule, prominence

Sončeve pege


Prerez sonca

Prerez Sonca

Vir: http://en.wikipedia.org/wiki/Sun


Rojstvo zvezd

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

Orionova meglica


Masa zvezd

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).


Ivljenje zvezd

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

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 sonc1

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

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

Ostanek supernove iz leta 1604 (Kepler)


Zvezde z maso desetih sonc2

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

Zlivanje jedr v zvezdah


Zvezde z maso desetih sonc ali ve

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

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.


Obro asta planetarna meglica v liri

Obročasta planetarna meglica v Liri

Vir: http://sl.wikipedia.org/wiki/Obro%C4%8Dasta_meglica


Planetarna meglica ma je oko v zmaju

Planetarna meglica Mačje oko v Zmaju

Vir:http://sl.wikipedia.org/wiki/Planetarna_meglica


Ivljenje sonca

Življenje Sonca

http://qvcproject.blogspot.com/2011_10_01_archive.html


Hertzsprung russellov diagram

Hertzsprung-Russellov diagram

Vir: http://sl.wikipedia.org/wiki/Slika:H-R_diagram_-edited-3.gif


Delavnica

delavnica

  • Opazovanje Sonca


Veliki pok

Veliki pok

Začetek vesolja je težko razumljiv, vendar imamo veliko opazovalnih dejstev, ki podpirajo teorijo o velikem poku:

  • Razmerje med zastopanostjo vodika in helija v vesolju

  • Mikrovalovno sevanje ozadja.

  • Hubblov zakon.

  • Gravitacijsko lečenje.

  • Razvoj galaksij.

  • 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

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

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

Mikrovalovno ozadje (COBE)

http://en.wikipedia.org/wiki/Cosmic_Background_Explorer


Hubblov zakon

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 le enje

Gravitacijsko lečenje

http://sl.wikipedia.org/wiki/Gravitacijska_le%C4%8Da

Einsteinov križ

Gravitacijsko lečenje kvazarja


Gravitacijsko le enje1

Gravitacijsko lečenje


Gravitacijsko le enje2

Gravitacijsko lečenje

Gregor Vek, Gravitacijske leče, seminar


Nastanek galaksij

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

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 poka1

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 poka2

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

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 vesolja1

Razvoj vesolja


Kemijski elementi

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

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

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.


Dose ki sodobne astronomije in astrofizike stane arh

Hvala za pozornost !


  • Login