Dane INFORMACYJNE Nazwa szkoły: Zespół Szkół Ponadgimnazjalnych im. Eugeniusza Kwiatkowskiego w Grodzisku Wielkopolskim ID grupy: 97/52 MF G1 Opiekun:

Prezentacja na temat: "Dane INFORMACYJNE Nazwa szkoły: Zespół Szkół Ponadgimnazjalnych im. Eugeniusza Kwiatkowskiego w Grodzisku Wielkopolskim ID grupy: 97/52 MF G1 Opiekun:"— Zapis prezentacji:

1

2 Dane INFORMACYJNE Nazwa szkoły: Zespół Szkół Ponadgimnazjalnych im. Eugeniusza Kwiatkowskiego w Grodzisku Wielkopolskim ID grupy: 97/52 MF G1 Opiekun: Lidia Baum Kompetencja: matematyczno - fizyczna Temat projektowy: Obserwacja jasnej i ciemnej strony nieba Semestr czwarty – zimowy /rok szkolny 2011/2012

3 OBSERWACJA JASNEJ I CIEMNEJ STRONY NIEBA

4 Spis treści Wstęp Sposoby obserwacji nieba Budowa Układu Słonecznego Nasz najbliższy sąsiad – Księżyc Zjawiska zachodzące na Słońcu Nasze obserwacje Źródła

5 wstęp Powrót Od tysięcy lat ludzie podziwiają rozgwieżdżone niebo. W bezchmurną noc przepiękne gwiazdy lśnią niby klejnoty na tle mrocznej przestrzeni kosmicznej. Księżycowa poświata nadaje Ziemi swoisty urok. Kto się zastanowi nad takim widokiem, nieraz zadaje sobie pytanie:, „Co też tam jest w tej przestrzeni kosmicznej? Jak ona jest zorganizowana? Czy można ustalić, jak się to wszystko zaczęło?" Odpowiedzi na te pytania zapewne pomogłyby nam dociec, po co istnieje Ziemia i życie na niej oraz co może nam przynieść przyszłość.

6 Sposoby obserwacji nieba - oko
Powrót Sposoby obserwacji nieba - oko Precyzyjne wyznaczenie pozycji gwiazd na niebie, pierwsze katalogi gwiazd, opis ruchu Słońca, Księżyca i planet, zdolność przewidywania zaćmień - to tylko niektóre z możliwości wykorzystania sprawnego wzroku przez doświadczonego obserwatora. Poznanie budowy oka pozwala zrozumieć jego właściwości, które można wykorzystać podczas bezchmurnych nocy. Podobnie jak aparat fotograficzny zaopatrzony w obiektyw i błonę fotograficzną, oko ma elastyczną soczewkę, przesłonę o zmiennej średnicy (źrenicę) oraz warstwę światłoczułą zbudowaną z komórek dwóch rodzajów: czopków i pręcików.

7 Światło przechodzi przez elastyczną soczewkę oraz większą bądź mniejszą (w zależności od natężenia oświetlenia) źrenicę i pada na siatkówkę, w której znajdują się receptory - czopki i pręciki. Czopki (skoncentrowane w centralnej części siatkówki) i pręciki (w części zewnętrznej) mają specyficzne, bardzo istotne własności: ich czułość na światło jest odmienna. Czopki reagują na silniejsze światło, pręciki zaś są w stanie wychwytywać promienie o słabym natężeniu. Podczas obserwacji astronomicznych często stosuje się tzw. metodę zerkania, czyli obserwacji obiektu kątem oka, ponieważ słabe światło łatwiej rejestrują pręciki, położone w zewnętrznych częściach siatkówki. Metoda ta sprawdza się w stosunku do najjaśniejszych mgławic i gromad gwiazd, czasem także komet.

8 Schemat budowy ludzkiego oka

9 Sposoby obserwacji nieba - luneta
Luneta – przyrząd optyczny w formie rury zakończonej z jednej strony obiektywem refrakcyjnym (tj. soczewkowym), a z drugiej strony okularem. Wyróżnia się 3 rodzaje lunet : *ziemska *galileuszowska *keplerowska

10 Luneta ziemska Daje obraz prosty: posiadające optyczny układ odwracający i okular skupiający albo posiadające tylko okular rozpraszający . Lunetę skonstruował optyk holenderski Z.Jansen w 1606r.

11 Oznaczenia: fb - ogniskowa obiektywu, fk - ogniskowa okularu, fu - ogniskowa układu odwracającego, fb+fk+4fu - długość lunety ziemskiej

12 Luneta galileuszowska
W 1609 Galileusz wykorzystał lunetę do obserwacji astronomicznych. Zbudowana była z jednosoczewkowego obiektywu (soczewka skupiająca) i okularu będącego soczewką rozpraszającą. Daje obraz odwrotny.

13 Oznaczenia: fb - ogniskowa obiektywu, fk - ogniskowa okularu

14 Luneta keplerowska Skonstruował ją J.Kepler , daje obraz odwrócony.

15 Oznaczenia: fb - ogniskowa obiektywu, fk - ogniskowa okularu

16 Powiększenie kątowe p dla prostej lunety (zarówno galileuszowskiej, jak i keplerowskiej) wyraża się wzorem: gdzie: - ogniskowa obiektywu, - ogniskowa okularu. Powiększenie lunety nie może być zwiększane dowolnie przez zastosowanie okularów o coraz krótszych ogniskowych. Warunkuje je zdolność rozdzielcza obiektywu ograniczona zjawiskami dyfrakcyjnymi (dyfrakcja fal) zależnymi od wielkości źrenicy wejściowej.

17 Obiektyw może rozróżniać dwa przedmioty, gdy różnica kąta ich obserwacji wyraża się wzorem:
gdzie: - długość fali. W praktyce stosuje się wyrażenie d - wyrażone jest mm (oznacza sekundy łuku).

18 Powrót Schemat budowy lunety
A - soczewka, B - tuba optyczna, C - blokada przesuwu pionowego, D - blokada przesuwu poziomego, E - trójnóg nastawny, F - dodatkowy pojemnik na akcesoria, G - pierścień mocujący, H - pierścień mocujący, I - celownik, J - okular, K - pokrętło precyzyjnego przesuwu poziomego, L - pokrętło precyzyjnego przesuwu poziomego, M - układ ogniskujący  

19 Budowa układu Słonecznego
Powrót Budowa układu Słonecznego Słońce Merkury Wenus Ziemia Mars Jowisz Saturn Uran Neptun

20 Układ Słoneczny jest to materia wypełniająca pewną przestrzeń w kosmosie która przybrała rożne formy. Składa się z Słońca i 8 planet krążących wokół niego ,planetoid, komet, księżycy oraz międzyplanetarnego gazu i pyłu. Układ Słoneczny rozciąga się w przestrzeni na ok. 12 miliardów kilometrów. W jego środku leży Słońce zawierające ponad 99% masy całości. Planety i inne ciała w naszym układzie planetarnym powstały 4,6 miliarda lat temu, z resztek materii powstałej w rodzącym się Słońcu.

21 Ciała Układu Słonecznego możemy podzielić na 4 grupy:
 -Planety skaliste Pierwsze cztery, mniejsze planety typu ziemskiego, zbudowane w większości ze skał. -Gazowe olbrzymy Kolejne cztery, ogromne planety posiadające pierścienie i liczne księżyce, zbudowane są w większości z gazów. -Planetoidy Mniejsze ciała, niektóre o średnicy kilku metrów, przeważnie o nieregularnym kształcie, większość skupiona pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza. -Komety Małe bryły lodu krążące po eliptycznych orbitach wokół Słońca, pochodzą z najdalszych rejonów Układu Słonecznego, kiedy zbliżają się do centralnej gwiazdy tworzą piękny ogon gazowy i pyłowy.

22 Planety Układu Słonecznego: Mniejsze planety - skaliste - typu ziemskiego
Merkury - Mała, skalista planeta, gęsto usiana kraterami, brak księżyców oraz atmosfery.

23 Planety Układu Słonecznego: Mniejsze planety - skaliste - typu ziemskiego
Wenus - Najgorętsza planeta, ma bardzo gęstą atmosferę, nie posiada księżyców.

24 Planety Układu Słonecznego: Mniejsze planety - skaliste - typu ziemskiego
Ziemia - Posiada księżyc, jest źródłem życia w naszym układzie - tutaj mieszkamy.

25 Planety Układu Słonecznego: Mniejsze planety - skaliste - typu ziemskiego
Mars - Ma cienką atmosferę i skalistą powierzchnie, dwa małe księżyce.

26 Planety Układu Słonecznego: Gazowe olbrzymy
Jowisz - posiada 16 księżyców, gazowy olbrzym - największa planeta.

27 Planety Układu Słonecznego: Gazowe olbrzymy
Saturn - Posiada słynne pierścienie, 18 znanych księżyców, ma średnią gęstość mniejszą od wody.

28 Planety Układu Słonecznego: Gazowe olbrzymy
Uran - Zbudowany z wodoru i metanu, ma 15 księżyców.

29 Planety Układu Słonecznego: Gazowe olbrzymy
Neptun - Budowa podobna do Urana, 8 znanych księżyców.

30 Tabela Planet Układu Słonecznego
Nazwa planety Merkury Wenus Ziemia Mars Jowisz Saturn Uran Odległość od Słońca mln km. 57,91 108,20 149,60 227,94 778,33 1426,98 2870,99 j.a.(AU) 0,39 0,72 1,00 1,52 5,20 9,52 19,16 Średnica w km. 4878 12103 12756 6786 142904 120536 51118 Ziemia=1 0,38 0,95 0,53 11,20 9,45 4,01 Masa (Ziemia=1) 0,06 0.81 0,11 317,89 95,17 14,54 Gęstość w g/cm3 5,43 5,09 5,52 3,97 1,33 0,69 1,15 Prędkość w km/s 47,89 35,03 29,79 24,13 13,06 9,64 6,81 Okres obiegu 87,97d 224,7d 365,26d 689,98d 11,89y 29,46y 84,01y Okres obrotu 56,65d 243,01d 23,93h 24,62h 9,92h 10,66h 17,24h Temperatura powierzchni w oC -180 do 500 ok. 465 -70 do 55 -120 do 25 -150 -180 -210 Liczba księżyców 1 2 16 18 15

31 Ważniejsze Ciała Niebieskie
SŁOŃCE- Jest gwiazdą żółtą ciągu głównego i jest (podobnie jak inne gwiazdy) kulą rozżarzonego wodoru. Wewnątrz niego, pod wpływem olbrzymiego ciśnienia zachodzą skomplikowane przemiany jądrowe wodoru w hel, dzięki czemu Słonce może dostarczać naszemu układowi ogromnej energii. Zbudowane jest z jądra, którego temperatura przekracza 14 mln. stopni. Powyżej znajduje się warstwa promieniowania, które gdy dotrze do powierzchni miesza się wraz z parującymi tam gazami tworząc warstwę konwektywną. Wielkość takiej plamy może dochodzić nawet do rozmiarów Jowisza.

32 tabela księżyców Układu Słonecznego
Planeta Księżyce Merkury - Wenus Ziemia Księżyc Mars Phobos, Deimos Jowisz Adrastea, Metis, Amaltea, Tebe, Io, Europa, Ganimedes, Kallisto, Leda, Himalia, Lysitea, Elara, Ananke, Karme, Pasifae, Sinope Saturn Pan, Atlas, Prometeusz, Pandora, Epimeteusz, Janus, Mimas, Enceladus, Tethys, Telesto, Kalipso, Dione, Helena, Rhea, Tytan, Hyperion, Iapetus, Pheobe Uran Kordelia, Ofelia, Bianka, Ceresida, Desdemona, Julia, Portia, Rosalinda, Belinda, Puck, Miranda, Ariel, Umbriel, Titania, Oberon Neptun Najada, Thalassa, Despoina, Galatea, Larissa, Proteusz, Tryton, Nereida

33 planetoidy Ceres - Największa znana planetoida (ok km. średnicy). Westa - Najjaśniej odbijająca światło planetoida (dwa razy mniejsza od ceres). Trojanczycy - trzy grupy planetoid krążące po orbicie Jowisza.

34 Komety Kometa – małe ciało niebieskie poruszające się w układzie planetarnym, które na krótko pojawia się w pobliżu gwiazdy centralnej. Ciepło tej gwiazdy powoduje, że wokół komety powstaje koma, czyli gazowa otoczka. W przestrzeń kosmiczną jądro komety wyrzuca materię, tworzącą dwa warkocze kometarne – gazowy i pyłowy, skierowane pod różnymi kątami do kierunku ruchu komety. Gazowy warkocz komety jest zawsze zwrócony w kierunku przeciwnym do gwiazdy, co spowodowane jest oddziaływaniem wiatru słonecznego, który "wieje" zawsze od gwiazdy. Pyłowy warkocz składa się z drobin zbyt masywnych, by wiatr słoneczny mógł znacząco zmienić kierunek ich ruchu.

35 Kometa wykazuje aktywność, kiedy przebywa w pobliżu gwiazdy, a potem znika w odległych rejonach układu planetarnego, gdzie przyjmuje postać zamarzniętej kuli skalno-lodowej. Jądro komety zbudowane jest z mieszaniny pyłów i drobnych odłamków skalno-lodowych, składających się z lodu wodnego, zestalonego dwutlenku węgla, amoniaku i metanu.

36 Kometa Halley’a 4 czerwiec 2010 Najsłynniejsza kometa wszechczasów. Obserwowana od 466 r. p.n.e. Z kometą związane są dwa roje meteorów (h Akwarydy w maju i Orionidy w pażdzierniku).    Na spotkanie z kometą wyruszyło 5 sond kosmicznych. Najlepszych zdjęć jądra komety uzyskano za pomocą sondy Giotto. Ujawniła ona podłużny kształt jądra kometarnego o wymiarach (8x15 km).

37 meteoryty Meteory, ciała niebieskie, pyłki lub bryły o niewielkich rozmiarach (od ułamka mm do kilku m), obiegające Słońce po orbitach eliptycznych. Pochodzenie ich związane jest z materią powstałą w wyniku zderzeń asteroid, która wypełnia przestrzeń międzyplanetarną. Roje meteorów związane są z pozostałościami komet. Wpadając do atmosfery ziemskiej meteor rozżarza się, wywołując zjawisko spadającej gwiazdy. W ciągu doby wpada do atmosfery ziemskiej ok. 100 mln meteorów widocznych nieuzbrojonym okiem (o łącznej masie materii rzędu kilku t). Meteor zaczyna świecić na wysokości ok km ponad powierzchnią Ziemi. Przelot meteora trwa od ułamka do kilku s. Przelotowi przez atmosferę wielkich bolidów towarzyszą zjawiska akustyczne (rodzaj grzmotu).

38 Powrót „spadająca gwiazda - meteoryt

39 Nasz najbliższy sąsiad w przestrzeni -
Powrót Nasz najbliższy sąsiad w przestrzeni - KSIĘŻYC

40 Dane o księżycu Maksymalne oddalenie od Ziemi (perygeum) km Maksymalne zbliżenie do Ziemi (apogeum) km Średnia odległość od Ziemi km

41 Średnica na równiku 3476 km Powierzchnia 37960000 km2 Masa 7,347·1022kg

42 Średnia temperatura powierzchni (za dnia) 120°C Średnia temperatura powierzchni (w nocy) -I60°C

43 Fazy Księżyca

44

45 Jakie warunki panują na Księżycu?
Widoczna strona Księżyca

46 Niewidoczna strona Księżyca

47          Księżyc z bliska

48 Powierzchnia Liczne kratery Brak atmosfery Dominacja ciemniejszych obszarów – sądzono, że są to zbiorniki wodne

49 Ludzie na Księżycu.

50 20 Lipiec 1969 rok Neil Armstrong pełnił funkcje dowódcy, Edwin Aldrin był pilotem modułu księżycowego, Michael Collins był pilotem modułu załogowego.

51

52 Zaćmienie Księżyca

53 Powrót

54 Zjawiska zachodzące na słońcu
Powrót Słońce jest najbliższą Ziemi gwiazdą i jednocześnie centralnym ciałem Układu Słonecznego. Masa Słońca jest prawie 333 razy większa niż masa Ziemi, promień ma długość 696 tys. km. Przyspieszenie grawitacyjne na powierzchni wynosi 274 m/s2. Temperatura fotosfery ma ok K, natomiast temperatura centrum osiąga wartość 16 mln K. Obrót Słońca jest niejednorodny, tzn. najszybszy na równiku (okres 25 dni), a najwolniejszy na biegunach (ponad 31 dni). Słońce jest ciałem gazowym o kształcie prawie kulistym. Składa się w przeważającej części z wodoru (72,7% masy), helu (26,2%) oraz w znacznie mniejszych ilościach z: tlenu (0,7%), węgla (0,3%), azotu (0,1%). Na Słońcu wykryto większość pierwiastków występujących na Ziemi, wśród nich magnez, krzem, siarkę, żelazo, wapń, nikiel, sód, glin.

55 Zdjęcie 1 Ziarnista powierzchnia Słońca

56 Poszczególne granule mają krótkie istnienie, bowiem przeciętny okres ich życia wynosi zaledwie 6 minut. Są to obszary o temperaturze wyższej niż otoczenie. Rozmiary granul wahają się od 400 kilometrów do ponad kilometrów. Największymi obiektami dostrzeganymi na fotosferze są ciemne plamy nieregularnych kształtów. Są to otwory nietrwałe, istniejące czasem niewiele godzin, przeważnie kilka dni, najdłużej zaś kilka miesięcy. Na zdjęciu 2, będącym złożeniem wielu zdjęć powierzchni Słońca, robionych co dzień w sierpniu 1999, przez sondę kosmiczną SOHO, widoczne są te same plamy słoneczne „przemieszczające się” wraz z obrotem Słońca wokół własnej osi.

57 Zdjęcie 2 Plamy słoneczne na Słońcu

58 Plamy słoneczne o temperaturze 5000 stopni Celsjusza, widoczne jako czarne, są chłodniejsze od otaczającej je powierzchni. Ich obraz zmienia się z dnia na dzień. Każda plama (z wyjątkiem najdrobniejszych) składa się z ciemnego centralnego jądra. Rozmiary plam są różne: od bardzo drobnych por, nieznacznie większych od granul, do olbrzymich ciemnych obszarów, pokrywających wiele miliardów kilometrów kwadratowych Słońca. Plamy o średnicy większej niż km są łatwo dostrzegalne gołym okiem. Plamy występują na Słońcu zazwyczaj w grupach, które mogą dochodzić do olbrzymich rozmiarów. Średnice ich mogą wynosić setki tysięcy kilometrów, a powierzchnie zajmowane przez nie obejmować mogą 0,001 tarczy słonecznej.

59 Liczba plam na Słońcu jest zmienna
Liczba plam na Słońcu jest zmienna. Są lata, gdy je widać w dużej obfitości, w innych zaś latach dostrzega się je dosyć rzadko i w małej liczbie. Średni okres występowania plam na Słońcu wynosi 11 lat, okresowość ta nie jest jednak całkowicie regularna, bo zaobserwowano występowanie maksimum plam w odstępach od 7 lat do 17 lat. W jedenastoletnim cyklu zmienności liczby plam na Słońcu występuje regularność, która jeszcze nie znalazła należytego wyjaśnienia.

60 Przede wszystkim plamy słoneczne występują w dwóch pasach równoległych do równika słonecznego, na północ i południe od niego przeciętnie od ± 8° do ± 35° w szerokości heliograficznej. Bardzo rzadko zdarza się by plama wystąpiła poza równoleżnikiem ± 45°, jak również rzadko obserwuje się plamy na równiku słonecznym.

61 Niekiedy w obszarach aktywnych, zawierające intensywnie rozwijające się grupy plam, pojawiają się nagle krótkotrwałe rozjaśnienia, które nazywają się rozbłyskami chromosferycznymi. Trwają one krótko, od paru minut do 1½ godziny, wykazując bardzo szybki wzrost jasności, a następnie powolne jej osłabianie. W tym czasie temperatura danego obszaru wzrasta do ponad K i obserwuje się wzmożone promieniowanie elektronowe, rentgenowskie i ultrafioletowe. Gdy rozbłysk słabnie, zjawia się nad nim protuberancja, poruszająca się ku górze z prędkością dochodzącą do 500 km/s. Sekwencja zdarzeń wywołanych rozbłyskiem słonecznym, wybuchem wodoru i helu w atmosferze Słońca, może doprowadzić do trzęsienia Słońca, a takie odnotowano w lipcu 1996 roku, przedstawia je zdjęcie 3.

62 Zdjęcie 3 Trzęsienie Słońca

63 Wybuch miał siłę 11,3 stopnia i wywołał fale sejsmiczne wysokości trzech kilometrów. Zaobserwowano falowanie powierzchni Słońca przypominające fale rozchodzące się po wrzuceniu kamienia w wodę. Fale rozeszły się na odległość aż kilometrów i osiągnęły prędkość kilometrów na godzinę. Owo trzęsienie Słońca wyzwoliło tyle energii, ile USA zużywa w ciągu 20 lat i było razy silniejsze od trzęsienia ziemi o sile 8,3 stopnia w skali Richtera, które w 1906 roku nawiedziło San Francisco.

64 Nad fotosferą do dużych odległości od Słońca rozciągają się przezroczyste warstwy gazowe. Oglądać je możemy bezpośrednio podczas całkowitych zaćmień słonecznych, gdy cała fotosfera zostanie zasłonięta przez tarczę Księżyca. Wówczas widzimy dookoła Księżyca zasłaniającego Słońce czerwoną obwódkę o nieregularnych zarysach, noszącą nazwę chromosfery, a nad nią srebrzyste smugi korony słonecznej. Chromosfera sięga do odległości ponad km nad fotosferę. Podczas całkowitych zaćmień Słońca można dostrzec nad chromosferą strzępy czerwonej materii, które otrzymały nazwę protuberancji przedstawione one są na zdjęciach 4, 5, 6 i 7.

65 Zdjęcie 4 Protuberancja

66 Zdjęcie 5 przedstawia gigantyczny bąbel plazmy, wyrzucony w przestrzeń kosmiczną. Zdjęcie to pochodzi ze statku kosmicznego SOHO. W latach maksymalnej aktywności słonecznej zdarzają się dwa lub więcej bąble dziennie. Zdjęcie 5 Bąbel plazmy Zdjęcie 6 Bąbel plazmy

67 Przedstawiony na zdjęciu 7 obraz jest kombinacją zdjęć zrobionych przez obserwatorium SOHO w listopadzie Na zdjęciu Słońce przedstawione jest w ultrafiolecie i w prawej górnej części erupcja naładowanych cząstek. Są one wybuchami gorących gazów dających widmo liniowe. Wykazują one dużą rozmaitość kształtów i czasu trwania. Tak zwane spokojne protuberancje występują na średniej wysokości około km nad fotosferą, natomiast protuberancje wybuchowe mogą oddalać się od Słońca na setki tysięcy kilometrów, a z rzadka powyżej półtora miliona kilometrów. Gdyby udało się osłabić tło, na którym występują protuberancje, można by je dostrzec nie tylko w czasie zaćmienia, ale i w dowolnym czasie.

68 Zdjęcie 7 Słońce oglądane w ultrafiolecie

69 Najbardziej zewnętrzną częścią atmosfery Słońca jest korona słoneczna
Najbardziej zewnętrzną częścią atmosfery Słońca jest korona słoneczna. Leży ona nad chromosferą i oddzielona jest od niej warstwą przejściową. Korona słoneczna jest najgorętszą warstwą atmosfery Słońca (temperatura osiąga w niej ok. 2 mln K). Kształt i wielkość korony słonecznej zależą od fazy cyklu aktywności słonecznej. W okresie minimum aktywności jest nieregularna, w maksimum — duża i kulista. Korona słoneczna, widoczna podczas całkowitych zaćmień Słońca, na zdjęciu 8, należy do najefektowniejszych zjawisk astronomicznych. Ma ona kształt nieregularny i bardzo złożony. Jest ona intensywnie obserwowana podczas całkowitych zaćmień słonecznych.

70 Zdjęcie 8 Korona słoneczna oglądana podczas zaćmienia Słońca

71 Na podstawie licznych obserwacji stwierdzono, że kształt korony ulega zmianom w cyklu zmienności plam na Słońcu. W czasie maksimum plam, długie smugi korony wybiegają prawie jednakowo we wszystkich kierunkach, podczas zaś minimum plam długie smugi korony występują w pasie równikowym Słońca, a promienie przy biegunach są krótkie. W czasie pomiędzy maksimum i minimum plam korona ma kształt pośredni. Widowiskowym bardzo zjawiskiem korony słonecznej są pętle koronalne przedstawione na zdjęciu 9, które powstają, gdy zjonizowany gaz, emitujący niewidzialny ultrafiolet, początkowo ogrzewany, wznosi się nad powierzchnię Słońca, potem stygnie i opada na nią.

72 Zdjęcie 9 Pętle koronalne

73 Wiatr słoneczny jest strumieniem materii wypływającej w sposób ciągły z korony słonecznej we wszystkich kierunkach w przestrzeń międzyplanetarną. Na zdjęciu 10 pochodzącym ze statku SOHO widoczna jest korona słoneczna, jej ciemne obszary, znane jako dziury korony słonecznej są miejscami, gdzie powstaje wiatr słoneczny o największej prędkości. Wiatr słoneczny składa się głównie ze swobodnych elektronów, protonów, cząstek α oraz niewielkiej liczby jąder pierwiastków cięższych. Skład chemiczny wiatru słonecznego jest taki, jak chemiczny skład atmosfery Słońca, z której wiatr słoneczny bierze początek.

74 Zdjęcie 10 Wiatr słoneczny

75 W okolicach Ziemi prędkość wiatru słonecznego waha się w granicach 250 – 800 km/s, średnio 300 – 400 km/s, strumień masy wynosi ok. 5 ∙ 1012 cząstek/(m 2 ∙ s), gęstość ok. 5 cząstek/cm 3. W ciągu jednej sekundy ze Słońca wypływa ok. 5 mln ton materii. Przyczyną istnienia wiatru słonecznego jest ustawiczny dopływ do zewnętrznych warstw Słońca dużych ilości energii, która z korony słonecznej jest częściowo emitowana w postaci promieniowania elektromagnetycznego. Razem z materią jest wynoszone ze Słońca pole magnetyczne, którego linie sił wskutek obrotu Słońca są zawijane w przestrzeni międzyplanetarnej w linie śrubowe o kierunku tworzącym w okolicy Ziemi kąt ok. 45° z kierunkiem ku Słońcu.

76 Powierzchnia Słońca usiana jest dziesiątkami tysięcy magnetycznych południowych i północnych biegunów, połączonych liniami pola magnetycznego wznoszącymi się do korony słonecznej. Magnetyczne regiony pojawiają się, dzielą, dryfują i zanikają w czasie ok. 40 godzin. Mechanizm ich pojawiania się i dynamika nie są wyjaśnione. Oddziałujące na siebie linie pola magnetycznego ogrzewają koronę słoneczną do temperatury 100 razy większej niż temperatura powierzchni Słońca. Zdjęcie 11 przedstawia magnetyczny dywan Słońca, którego krajobraz został wygenerowany komputerowo na podstawie pomiarów zebranych przez obserwatorium SOHO. W dolnym prawym rogu zbliżenie powierzchni Słońca.

77 Zdjęcie 11 Magnetyczny dywan Słońca

78 Bardzo widowiskowym zjawiskiem jest Zaćmienie Słońca
Bardzo widowiskowym zjawiskiem jest Zaćmienie Słońca. Zaćmienie Słońca ma miejsce wtedy, gdy Księżyc znajduje się pomiędzy Słońcem, a Ziemią i rzuca cień o szerokości kilku kilometrów na powierzchnię Ziemi. Podczas całkowitego zaćmienia Słońca Księżyc przemieszcza się dokładnie naprzeciwko Słońca, zasłaniając je całkowicie, tak że widoczna jest jedynie jego korona. W ciągu roku ma miejsce jedynie jedno lub dwa zaćmienia Słońca, jednakże są one widoczne tylko z niektórych części świata. Zaćmienia Słońca są możliwe, ponieważ Księżyc jest 400 razy bliżej Ziemi. Oznacza to, że Słońce i Księżyc wydają się być tej samej wielkości na niebie.

79 Powrót Zaćmienie Słońca 2009
Różne fazy zaćmienia Słońca widoczne z miejscowości Chongqing, Chiny.

80 Nasze obserwacje Powrót
Do oglądania i podziwiania nieba mieliśmy do dyspozycji: OKO – własne LORNETKĘ BLC4 12x40 TELESKOP model x900 Aparat fotograficzny

81 Księżyc – zdjęcia zrobione z różnym przybliżeniem,
przy różnych fazach

82

83 Powrót Przyglądając się zdjęciom, na których uwieczniony został Księżyc można zauważyć jasne i ciemne obszary. Dawniej sądzono, że są to duże zbiorniki wodne i stąd pochodzą ich nazwy np.: Ocean Burz, Morze Deszczów, Morze Chmur, Morze Wilgoci. Dziś wiemy, że na Księżycu nie ma wody, a widoczne ciemne miejsca są rozległymi równinami, o nieco mniejszej zdolności odbijania światła słonecznego niż pozostałe rejony. Więcej zdjęć można oglądać na stronie:

84 Powrót Źródła „Księga faktów” J. Farndon, wyd. SBM, „Niebo na weekend” P. Rudź, wyd. Pascal

85