Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Projekt AS KOMPETENCJI jest współfinansowany przez Unię Europejską w ramach środków Europejskiego Funduszu Społecznego Program Operacyjny Kapitał Ludzki.

Podobne prezentacje


Prezentacja na temat: "Projekt AS KOMPETENCJI jest współfinansowany przez Unię Europejską w ramach środków Europejskiego Funduszu Społecznego Program Operacyjny Kapitał Ludzki."— Zapis prezentacji:

1 Projekt AS KOMPETENCJI jest współfinansowany przez Unię Europejską w ramach środków Europejskiego Funduszu Społecznego Program Operacyjny Kapitał Ludzki CZŁOWIEK – NAJLEPSZA INWESTYCJA Publikacja jest współfinansowana przez Unię Europejską w ramach środków Europejskiego Funduszu Społecznego Prezentacja jest dystrybuowana bezpłatnie

2 DANE INFORMACYJNE (DO UZUPEŁNIENIA) Nazwa szkoły: Zespół Szkół Ponadgimnazjalnych im. Józefa Nojego w Czarnkowie ID grupy: 97/13_MF_G1 Opiekun: mgr inż. Monika Mieloch-Sobczyńska Kompetencja: matematyczno-fizyczna Temat projektowy: Niebo nad głową Semestr/rok szkolny: I/ 2011/2012

3 CELE PROJEKTU 1. Kształcenie umiejętności samodzielnego korzystania z różnych źródeł informacji, 2. Gromadzenie, selekcjonowanie i przetwarzanie zdobytych informacji, 3. Doskonalenie umiejętności prezentacji zebranych materiałów, 4. Rozwijanie własnych zainteresowań, samokształcenie, 5. Wyrabianie odpowiedzialności za pracę własną i całej grupy.

4 SPIS TREŚCI 1. Ruch planet dookoła słońca 2. Prawa Keplera a. Pierwsze prawo Keplera b. Drugie prawo Keplera c. Trzecie prawo Keplera 3. Prawo powszechnej grawitacji 4. Przyspieszenie grawitacyjne 5. Przyspieszenie grawitacyjne dla planet 6. Prędkości kosmicze a. Pierwsza prędkość kosmiczna b. Druga prędkość kosmiczna

5 SPIS TREŚCI 7. Teoria Wielkiego Wybuchu 8. Wiek Wszechświata i jego przyszłość 9. Budowa Układu Słonacznego 10. Obserwacje nieba 11. Obserwacje astronomiczne 12. Gwiazdozbiory nieba północnego 13. Diagram Hertzsprunga-Russela 14. Przeciążenie 15. Niedociążenie 16. Nieważkość 17. Zaćmienie Słońca i Księżyca 18. Fazy Księżyca

6 RUCH PLANET DOOKOŁA SŁOŃCA Najjaśniejszą gwiazdą na ziemski niebie, odkąd sięga pamięć człowieka, było Słońce. Zaczęto zastanawiać się jaki jest związek Ziemi ze Słońcem i innymi obiektami na niebie. Szukano odpowiedzi na pytanie, jak zbudowany jest wszechświat. Do XVI wieku panowało przekonanie, że Ziemia jest centrum naszego układu. W roku 1543 doszło do rewolucyjnego wręcz wydarzenia. Mikołaj Kopernik opublikował swoją pracę zatytułowaną O obrotach sfer niebieskich. Przedstawił w niej teorię heliocentryczną. Podstawowym założeniem było umieszczenie w środku wszechświata Słońca, wokół którego po orbitach kołowych krążą planety

7

8 PRAWA KEPLERA Kopernik założył, że planety krążą po orbitach kołowych. Kepler zajął się porównaniem wyników obserwacji z wynikami obliczeń teoretycznych. Wyniki okazały się być różne. Dopiero obliczenia dla eliptyczych orbit planet potwierdziły rozważania Kopernika.

9 PIERWSZE PRAWO KEPLERA Planety krążą wokół Słońca po krzywych zamkniętych będących elipsami, przy czym Słońce znajduje się w jednym z ognisk każdej z tych elips

10 DRUGIE PRAWO KEPLERA Promień wodzący planety w jednakowych odstępach czasu zakreśla takie samo pole powierzchni

11 TRZECIE PRAWO KEPLERA Stosunek kwadratu okresu obiegu planety wokół Słońca (T) i trzeciej potęgi średniej odległości planety od Słońca (a) jest wielkością stałą.

12 ZADANIE Średni promień orbity Merkurego wynosi 57,9x10 9 m. Jaki jest okres obiegu wokół Słońca?

13 PRAWO POWSZECHNEJ GRAWITACJI Zmiana stanu ruchu to nie tylko zmiana wartości prędkości ciała, ale także zmiana kierunku ruchu, czyli kierunku wektora prędkości. Jest to możliwe tylko wtedy gdy na ciało działa niezrównoważona siła. Tworząc swoje prawa, Kepler błędnie założył, że siła powodująca ruch planet działa równolegle do kierunku jej ruchu. Jednak gdyby tak było planety poruszałyby się po liniach prostych. Pomimo błędnego założenia, prawa Keplera są prawdziwe, ponieważ opierał swoje poglądy na analizie danych obserwacyjnych.

14 PRAWO POWSZECHNEJ GRAWITACJI Wszyscy doskonale wiemy, że wszystkie obiekty posiadające masę, są źródłem oddziaływań grawitacyjnych. Wszystkie obiekty np. Słońce, planety i inne obiekty znajdujące się w przestrzeni kosmicznej mają skończone masy. Czyli tor każdej z planet jest zakrzywiany przez siłę oddziaływania grawitacyjnego planety ze Słońcem.

15 PRAWO POWSZECHNEJ GRAWITACJI W roku 1687 Izaak Newton udowodnił istnienie siły oddziaływania grawitacyjnego, formułując PRAWO POWSZECHNEGO CIĄŻENIA: Dwa ciał przyciągają się wzajemni siłami o równych wartościach. Wartości sił grawitacji są wprost proporcjonalne do iloczynu mas tych ciał i odwrotnie proporcjonalne do kwadratu odległości między ich środkami. gdzie: G- stała grawitacji G=6,67x10 -11

16 ZADANIE Jak zmieni się wartość siły grawitacji, jeśli masy ciał wzrosną dwukrotnie, a odległość między ich środkami się nie zmieni?

17 ZADANIE Odległość między oddziałującymi ciałami o stałych masach M i m zwiększyła się trzykrotnie. Jak zmieni się wartość siły grawitacji?

18 ZADANIE Korzystając z faktu, że Ziemia przyciąga do swojej powierzchni ciało o masie 1kg siłą 9,8N oblicz masę Ziemi (promień równikowy Ziemi 6380km).

19 PRZYSPIESZENIE GRAWITACYJNE Przyspieszenie ziemskie- przyspieszenie grawitacyjne ciał swobodnie spadających na Ziemię, bez oporów ruchu. Pomijając przyspieszenie wywołane ruchem obrotowym ciała niebieskiego, możemy przyjąć, że jest ono równe natężeniu pola grawitacyjnego Ziemi. gdzie: g- przyspieszenie grawitacyjne - siła grawitacji m- masa ciała

20 WARTOŚĆ PRZYSPIESZENIA GRAWITACYJNEGO DLA PLANET Pomijając zazwyczaj stosunkowo niewielkie przyspieszenie odśrodkowe związane ruchem obrotowym planety, wartość przyspieszenia grawitacyjnego jest równa natężeniu pola grawitacyjnego i można obliczyć ją dla każdego ciała astronomicznego o znanej jego masie i promieniu. gdzie: G – stała grawitacji M – masa ciała niebieskiego, R – promień planety.

21 ZADANIE Znając masę i promień równikowy Księżyca oblicz wartość przyspieszenia grawitacyjnego przy jego powierzchni.

22 PRĘDKOŚCI KOSMICZNE Pierwsza prędkość kosmiczna to najmniejsza pozioma prędkość, jaką należy nadać ciału względem przyciągającego je ciała niebieskiego, aby ciało to poruszało się po zamkniętej orbicie. Z tak określonych warunków wynika, że dla ciała niebieskiego o kształcie kuli, orbita będzie orbitą kołową o promieniu równym promieniowi planety. Ciało staje się wtedy satelitą ciała niebieskiego.

23 PRĘDKOŚCI KOSMICZNE Pierwszą prędkość kosmiczną można wyznaczyć zauważając, że podczas ruchu orbitalnego po orbicie kołowej siła grawitacji stanowi siłę dośrodkową: gdzie: G- stała grawitacji M- masa obiektu r- promień obiektu

24 PRĘDKOŚCI KOSMICZNE Druga prędkość kosmiczna to prędkość, jaką należy nadać obiektowi, aby opuścił na zawsze dane ciało niebieskie poruszając się dalej ruchem swobodnym, czyli jest to prędkość, jaką trzeba nadać obiektowi na powierzchni tego ciała niebieskiego, aby tor jego ruchu stał się parabolą lub hiperbolą. Druga prędkość kosmiczna jest czasami nazywana prędkością ucieczki lub dwukrotnością pierwszej prędkości kosmicznej

25 OBLICZANIE PIERWSZEJ PRĘDKOŚCI KOSMICZNEJ

26 OBLICZANIE DRUGIEJ PRĘDKOŚCI KOSMICZNEJ CD

27 TEORIA WIELKIEGO WYBUCHU WIELKI WYBYCH (ang. Big Bang) to model ewolucji Wszechświata uznawany za najbardziej prawdopodobny. Wg tego modelu ok. 13,75 0,11mld lat temu dokonał się Wielki Wybuch. Z bardzo gęstej i gorącej osobliwości początkowej wyłonił się Wszechświat- przestrzeń, czas, materia, energia i oddziaływania. Za teorią tą przemawia przesunięcie ku czerwieni widma promieniowania elektromagnetycznego pochodzącego z odległych galaktyk.

28 TEORIA WIELKIEGO WYBUCHU Obserwacje wskazują, że Wszechświat się rozszerza od stanu, w którym cała materia i energia Wszechświata miały bardzo dużą gęstość i temperaturę. Fizycy nie są zgodni co do tego, co było przedtem, jednak ogólna teoria względności przewiduje, iż był to stan grawitacyjnej osobliwości. Utożsamianie Wielkiego Wybuchu z eksplozją jest niewłaściwe, ponieważ proces ten nie polegał na ekspansji w pustej przestrzeni lecz dotyczył rozszerzania się przestrzeni.

29 WIEK WSZECHŚWIATA I JEGO PRZYSZŁOŚĆ Jeżeli założymy, że obserwowane w chwili obecnej prędkości oddalania się galaktyk były takie same przeszłości i pozostaną stałe, to wiek Wszechświata możemy wyliczyć biorąc średnią czasów obliczanych dla wielu galaktyk. gdzie: - odległość m/dzy naszą Galaktyką a galaktyką o numerze i - prędkość tej galaktyki Wiek Wszechświata możemy oszacować z zależności: gdzie: n – liczba galaktyk

30 BUDOWA UKŁADU SŁONECZNEGO Układem Słonecznym określa się Słońce oraz inne ciała niebieskie, oddziałujące ze Słońcem grawitacyjnie. Są to planety, satelity planet, planetoidy, komety i meteoroidy. Przestrzeń między tymi obiektami wypełniona jest przez materię pyłowo - gazową. Jak wiadomo jeszcze do XV wieku sądzono, że w centrum całego wszechświata znajduje się Ziemia. Słońcu przypisywano rolę obiektu, okrążającego Ziemię. Pogląd ten uległ zmianie wraz z odkryciem polskiego astronoma Mikołaj Kopernika. Przyjął on, że to nie Ziemia, ale Słońce znajduje się w centrum Układu, a Ziemia wraz z innymi planetami okrąża Słońce. Jest to tzw. teoria heliocentryczna. Odkrycie Kopernika umożliwiło Keplerowi sformułowanie praw rządzących ruchem planet wokół Słońca. Znane są one jako trzy prawa Keplera.

31 Obecnie w Układzie Słonecznym wyróżnia się dziewięć planet krążących wokół Słońca po orbitach o różnych promieniach. Ruch wszystkich planet odbywa się w tym samym kierunku. Odległości planet od Słońca zawiera się w przedziale od 0.4 j.a. do 30 j.a. Są to tzw. jednostki astronomiczne. 1 j.a. jest równa średniej odległości Ziemi od Słońca i wynosi 150 milionów kilometrów. W miarę jak zwiększają się odległości od Słońca zwiększa się również dystans między sąsiednimi orbitami. Różny jest również czas obiegu planet wokół Słońca. Jednostką dla tego parametru jest okres obiegu Ziemi wokół Słońca. I tak okresy te dla poszczególnych planet mieszczą się w przedziale od 0.24 roku do 165 lat. Najkrótszy okres obiegu ma Merkury, a najdłuższy Neptun. Kierunek obrotu wokół własnych osi dla sześciu planet jest taki sam jak ich ruch wokół Słońca. Natomiast trzy z planet: Uran, Wenus i Pluton wykazują ruch obrotowy w kierunku przeciwnym.

32 Planety Układu Słonecznego dzieli się na dwie grupy. Pierwsza grupa to tzw. planety grupy ziemskiej. Są to : Merkury, Wenus, Ziemia i Mars. Pozostałe planety to tzw. giganty. Występuje znaczna różnica w średnicach planet obu grup. Z planet grupy ziemskiej największą średnicą ma Ziemia tys. km, a z grupy olbrzymów Jowisz tys. km. Dla Układu Słonecznego charakterystycznym zjawiskiem jest pas główny planetoid. Jest to zbiór ciał zwanych planetoidami, które okrążają Słońce w przestrzeni między orbitami Marsa i Jowisza. W pasie tym stwierdzono obecność około 30 tys. planetoid, z których największa to Ceres.

33 W skład Układu Słonecznego wchodzą również komety. Zbudowane są one głównie z zamarzniętych gazów z dodatkiem pierwiastków takich jak krzem, siarka, żelazo, sód i wiele innych. Komety zazwyczaj poruszają się w odległych obszarach Układu Słonecznego. Jednak na skutek różnych oddziaływań zdarza się tak, że kometa znajduje się w pobliżu Słońca. Wtedy dochodzi do uwalniania się gazów i pyłów z jej powierzchni. Tworzy się chmura gazowo- pyłowa, z której wypływają strugi materii. Na skutek rozproszenia w niej światła słonecznego kometa widziana jest jako obiekt z warkoczem.

34 Kolejne obiekty w Układzie Słonecznym to meteoroidy. Część z nich porusza się wokół słońca po orbitach o różnych kształtach i promieniach. Natomiast te pochodzenia kometarnego tworzą tzw. roje meteorów. Meteoroidy, które przeszły przez warstwę atmosfery i dostały się na powierzchnię Ziemi nazywa się meteorytami.

35 UKŁAD SŁONECZNY

36 OBSERWACJA NIEBA Astronomia obserwacyjna to dział astronomii zajmujący się obserwacjami nieba jako podstawowym źródłem danych. Obserwacje te prowadzone są za pomocą instrumentów naziemnych np. teleskopów i radioteleskopów, oraz satelitów wyposażonych w przyrządy obserwacyjne. Największy w Polsce radioteleskop w Piwnicach koło Torunia ma średnicę 32m.

37 LUNETA ASTRONOMICZNA(KEPLERA) Luneta Keplera ( astronomiczna ) W 1611 roku astronom Johannes Kepler jako pierwszy opisał taką dwusoczewkową lunetę. Nakreślił on również bieg promieni w tej lunecie. Nazywamy ją keplerowską lub astronomiczną. Można przez nią oglądać planety i ich księżyce, gwiazdy itp.

38 BUDOWA I ZASADA DZIAŁANIA LUNETY Lunetę tworzą dwie soczewki. Pierwsza soczewka pełni rolę obiektywu, tworząc pomniejszony i odwrócony obraz. Ten obraz z kolei oglądamy przez drugą soczewkę skupiającą spełniającą rolę lupy. Lunety posiadają lupy o małych średnicach. W miejscu, w którym powstaje obraz, wbudowuje się dodatkową soczewkę polową. Kieruje biegnące promienie świetlne na lupę i poszerza pole widzenia obrazu. Lupa i soczewka polowa tworzą wspólnie okular. Im większa jest ogniskowa obiektywu, tym dłuższa jest luneta, a tym samym uzyskujemy w niej większe powiększenie. Lunety astronomiczne są obecnie używane do obserwacji nieba.

39 OBSERWACJE ASTRONOMICZNE W astronomii głównym źródłem informacji o ciałach niebieskich i innych obiektach są obserwacje promieniowania elektromagnetycznego. Można je skategoryzować według obserwowanego zakresu długości fal. Niektóre widma mogą być obserwowane z powierzchni Ziemi, podczas gdy inne są widoczne jedynie na bardzo dużej wysokości lub z przestrzeni kosmicznej.

40 RADIOASTRONOMIA Radioastronomia zajmuje się badaniem kosmosu z użyciem fal od poniżej 1 mm do setek metrów. Radioastronomia różni się od większości innych form obserwacji tym, że obserwowane fale radiowe mogą być traktowane jako fale, a nie jako oddzielne fotony. Jest więc stosunkowo łatwo zmierzyć amplitudy i fazy, co nie jest takie proste na mniejszych długościach fal. Choć część fal radiowych wytwarzana jest przez ciała niebieskie w wyniku emisji cieplnej, większość emisji radiowej obserwowanej z Ziemi jest widoczna w postaci promieniowania synchrotronowego, które jest wytwarzane, gdy elektrony oscylują w polu magnetycznym. Dodatkowo liczne linie spektralne wytwarzane przez środek międzygwiazdowy (w szczególności wodór) są obserwowalne w paśmie radiowym. Istnieje szeroki wybór obiektów obserwacji w zakresie fal radiowych, w tym: supernowe, gaz międzygwiazdowy, pulsary i galaktyki aktywne.

41 ASTRONOMIA PODCZERWONA Astronomia podczerwona zajmuje się rejestrowaniem i analizą promieniowania podczerwonego (długości fal dłuższych niż światło czerwone). Oprócz fal o długości bliskiej długości fal światła widzialnego promieniowanie podczerwone jest silnie pochłaniane przez atmosferę, która także emituje fale w podczerwieni. W związku z tym obserwatoria muszą znajdować się w wysokich suchych miejscach lub całkowicie poza atmosferą – w kosmosie. Badanie promieniowania podczerwonego okazuje się w szczególności przydatne do wykrywania wody w kometach.

42 ASTRONOMIA OPTYCZNA Teleskopy Kecka i Subaru na Mauna Kea – oba działają w bliskiej podczerwieni i świetle widzialnym. Z prawej teleskop działający w bliskiej podczerwieni – NASA IRTF. Astronomia optyczna jest najstarszą formą obserwacji. Obrazy pierwotnie były sporządzane ręcznie. Na przełomie XIX i XX wieku zaczęto wykorzystywać sprzęt fotograficzny. Współczesne obserwacje rejestrowane są detektory elektroniczne a zapisywane cyfrowo, np. kamery z czujnikami CCD. Mimo że światło widzialne rozciąga się od około 4000 do 7000 A (400 nm – 700 nm), ten sam sprzęt stosuje się także do obserwacji bliskiego ultrafioletu i bliskiej podczerwieni.

43 ASTRONOMIA ULTRAFIOLETOWA Termin ten używany jest w odniesieniu do obserwacji w paśmie ultrafioletu: od 100 do 3200 Å (10 – 320 nm). Światło na tych długościach fal jest pochłaniane przez atmosferę Ziemi, więc obserwacje muszą być wykonywane z górnych warstw atmosfery lub z kosmosu. Technika ta najczęściej wykorzystywana jest do badania promieniowania cieplnego i linii widmowych z gorących niebieskich gwiazd (gwiazdy OB), które są szczególnie aktywne w tym zakresie. Włączając w to niebieskie gwiazdy w innych galaktykach, które były celami wielu badań promieniowania ultrafioletowego. Innymi obiektami często obserwowanymi w świetle ultrafioletowym są: mgławice planetarne, pozostałości po supernowych oraz galaktyki aktywne. Ponieważ światło ultrafioletowe jest łatwo wchłaniane przez pył międzygwiazdowy, konieczna jest niezbędna korekcja aparatury.

44 ASTRONOMIA RENTGENOWSKA Astronomia rentgenowska zajmuje się rejestracją promieniowania rentgenowskiego pochodzącego z kosmosu. Zazwyczaj odbierane są sygnały emitowane przez promieniowanie synchrotronowe, cieplne oraz promieniowanie hamowania. Ponieważ promieniowanie rentgenowskie jest pochłaniane przez atmosferę Ziemi, wszystkie obserwacje rentgenowskie muszą być wykonane z dużej wysokości przy użyciu balonów, rakiet lub statków kosmicznych. Znaczącymi źródłami promieniowania są: rentgenowskie układy podwójne, pulsary, pozostałości po supernowych, galaktyki ekliptyczne, gromady galaktyk i galaktyki aktywne.

45 Astronomia fal grawitacyjnych jest nową dziedziną astronomii, której celem jest użycie wykrywaczy fal grawitacyjnych do gromadzenia danych obserwacyjnych o obiektach. Powstało kilka obserwatoriów, takich jak LIGO (Laserowe Obserwatorium Interferometryczne Fal Grawitacyjnych), ale fale grawitacyjne są niezwykle trudne do wykrycia. Astronomowie mogą bezpośrednio obserwować wiele zjawisk poprzez misje kosmiczne. Obserwacje takie odbywają się przez wysyłanie sond, lądowników i innych urządzeń wyposażonych w rozmaite czujniki i rejestratory w różne miejsca Układu Słonecznego. Część z nich wraca na Ziemię z próbkami laboratoryjnymi, inne krążą bezustannie w przestrzeni, pozostają na ciałach niebieskich, wysyłając jedynie sygnały na Ziemię lub ulegają zniszczeniu w trakcie eksperymentu.

46 ASTRONOMIA PROMIENIOWANIA GAMMA Astronomia promieniowania gamma zajmuje się badaniem obiektów astronomicznych na najkrótszej długości fal widma elektromagnetycznego. Promieniowanie gamma może być rejestrowane przez satelity, takie jak teleskop kosmiczny Comptona czy specjalne teleskopy naziemne, np. IACT. Teleskop Czerenkowa w rzeczywistości nie wykrywa bezpośrednio promieniowania gamma, tylko błyski światła widzialnego powstające podczas pochłaniania przez ziemską atmosferę tych promieni. Zdecydowaną większość źródeł promieniowania gamma stanowią rozbłyski gamma, które trwają od kilku milisekund do godziny. Zaledwie 10% źródeł promieniowania gamma pochodzi od stałych obiektów, takich jak: pulsary, gwiazdy neutronowe, czarne dziury i aktywne galaktyki.

47 BADANIA NIE OPIERAJĄCE SIĘ NA PROMIENIOWANIU ELEKTROMAGNETYCZNYM Oprócz promieniowania elektromagnetycznego, astrofizycy badają również cząstki w tym i neutrina, docierające z kosmosu, podejmowane są próby obserwacji fal grawitacyjnych. Obecnie do detekcji promieniowania kosmicznego używa się wszelkiego rodzaju liczników i detektorów promieniowania wtórnego. Jedna wysokoenergetyczna cząsteczka (zwykle proton) może spowodować powstanie w atmosferze wielkiego pęku atmosferycznego. Do powierzchni Ziemi dociera wówczas cała kaskada cząstek rozprzestrzeniona na dużym obszarze. Badając wielkość tego obszaru, rozkład energii i liczbę cząstek można wnioskować o energii cząstki pierwotnej, która wywołała tę kaskadę. Detektory neutrin w przyszłości będą mogły rejestrować pierwotne promieniowanie kosmiczne padające na zewnętrzne warstwy atmosfery. W badaniu cząstek docierających do Ziemi wyodrębniła się astronomia neutrinowa badająca neutrina wytwarzane przez ciała niebieskie. Wykorzystuje się do tego specjalne detektory, takie jak: detektor SAGE, GALLEX czy obserwatorium Kamioka. Neutrina pozaziemskie pochodzą głównie ze Słońca, ale także z supernowych.

48 ZAPOZNANIE SIĘ Z ZASADĄ DZIAŁANIA LUNETY ASTRONOMICZNEJ

49 POŁOŻENIE CIAŁ NA NIEBIE W astronomii do wyznaczenia ciał na sferze niebieskiej używa się kilku układów współrzędnych. Jednym z nich jest układ współrzędnych równonocnych. Pierwszą jego współrzędną jest rektascencja. Oznacza się ją literą i wyraża w godzinach. Drugą ze współrzędnych jest deklinacja oznaczana literą. Położenie dowolnego obiektu na niebie można więc określić podając jego współrzędne i. Układ ten obraca się wraz z niebem.

50 POŁOŻENIE CIAŁ NA NIEBIE Układ współrzędnych równonocnych Efektem rzutowania na sferę niebieską jest także obserwowany kształt gwiazdozbiorów.

51 ODLEGŁOŚCI W ASTRONOMII Olbrzymie odległości, z jakimi mamy do czynienia w astronomii, zmuszają nas do wprowadzenia nowych jednostek określających odległości ciał. Ziemia wykonuje ruch obiegowy wokół Słońca. Średni promień jej orbity wynosi km. Tę wartość przyjęto jako jednostkę astronomiczną (j.a.). Zjawisko związane z ruchem obiegowym nazywamy paralaksą roczną Paralaksa heliocentryczna

52 ODLEGŁOŚCI W ASTRONOMII Ponieważ paralaska zależy odwrotnie proporcjonalnie od odległości ciała od Ziemi, można ją stosować do wyznaczania odległości d do gwiazd: W ten sposób doszliśmy do kolejnej jednostki o nazwie parsek. Jest to odległość wynosząca jednostek astronomicznych. W astronomii często używana jest jeszcze jednostka rok świetlny. Odpowiada ona odległości, jaką światło przebiegnie w ciągu jednego roku.

53 GWIAZDOZBIÓR Gwiazdozbiór (konstelacja) to grupa gwiazd zajmujących pewien obszar nieba. Zazwyczaj gwiazdy te łączono w symboliczne kształty i nadano im nazwę pochodzącą z mitologii (np. Centaur, Cefeusz itp.). Gwiazdy tworzące gwiazdozbiór nie są ze sobą zazwyczaj fizycznie związane, a ich bliskie położenie na niebie jest wywołane geometrycznym efektem rzutowania ich położeń na sferę niebieską. Historycy uważają, że pierwszymi wyodrębnionymi i nazwanymi gwiazdozbiorami były znaki Zodiaku.

54 GWIAZDOZBIORY NIEBA PÓŁNOCNEGO

55 DIAGRAM HERTZSPRUNGA-RUSSELA Diagram Hertzsprunga-Russela to wykres klasyfikujący gwiazdy. W wykresie tym na jednej osi zaznaczono typ widmowy, a na drugiej osi naniesiono jasność.

56 PRZECIĄŻENIE Podczas startu rakiety dwie siły przeciwnie zwrócone nadają jej przyspieszenie. Pionowo w dół zwrócona siła ciężkości i pionowo w górę siła odrzutu (ciągu rakiety). Startująca rakieta stanowi układ nieinercjalny. Podczas startu na astronautę oprócz siły ciężkości działa siła bezwładności. Pozorne zwiększenie ciężaru astronauty, nazywamy przeciążeniem

57 NIEDOCIĄŻENIE Gdy winda porusza się w dół z pewnym przyspieszeniem, siła nacisku na wagę się zmniejsza, co jest obserwowane jako pozorne zmniejszenie ciężaru. Stan taki nazywamy niedociążeniem

58 NIEWAŻKOŚĆ Kiedy statek kosmiczny znajduje się na orbicie okołoziemskiej, to obserwując go z ziemi, bez trudu można zauważyć, że wszystkie elementy poruszają się, względem Ziemi, z jednakowym przyspieszeniem i pozostają w spoczynku względem statku. To znaczy, że nie oddziałują na siebie żadnymi siłami. Gdyby w takiej sytuacji astronauta stanął na wadze, to wskazywałaby ona zerowy ciężar. Stan taki nazywamy nieważkością.

59 ZAĆMIENIE SŁOŃCA I KSIĘŻYCA W ośrodkach jednorodnych światło rozchodzi się po liniach prostych Konsekwencją prostoliniowego biegu promieni świetlnych jest zjawisko powstawania cienia i półcienia oraz zjawisko zaćmienia Słońca i Księżyca. Zaćmienia występują, gdy Słońce, Ziemia i Księżyc znajdują się w jednej linii. Zaćmienia Słońca występują podczas nowiu, kiedy Księżyc znajduje się pomiędzy Ziemią i Słońcem. Natomiast zaćmienia Księżyca obserwujemy podczas pełni, gdy Ziemia jest pomiędzy Księżycem a Słońcem.

60 ZAĆMIENIE KSIĘŻYCA

61 ZAĆMIENIE SŁOŃCA

62 FAZY KSIĘŻYCA Fazą Księżyca określamy oglądaną z Ziemi część Księżyca oświetloną przez Słońce. W związku z tym, że Słońce oświetla tylko połowę powierzchni Księżyca, jego fazy są efektem oglądania tej połowy pod różnymi kątami. Powodują to różne położenia Słońca, Ziemi i Księżyca względem siebie

63 FAZY KSIĘŻYCA Gdy Księżyc jest w pełni znajduje się po przeciwnej stronie Ziemi niż Słońce. Jego położenie na sferze niebieskiej jest w przybliżeniu przeciwległe do położenia Słońca. Księżyc wtedy znajduje się w górnej kulminacji około północy, a w kulminacji dolnej w południe. W nowiu położenie Księżyca na sferze niebieskiej jest bliskie położeniu Słońca. Kulminacja górna Księżyca przypada w południe, a dolna o północy.

64 SPIS LITERATURY 51-budowa_uk%C5%82adu_s%C5%82onecznego.html Fizyka i astronomia 1 P. Walczak, G.F. Wojewoda wyd. OPERON Fizyka i astronomia J.Senaniak, J.Semaniak, J.Krywult wyd. MAC Fizyka z astronomią L.Gładyszewski wyd. WSiP

65 Wspólnie pracowaliśmy nad tematem projektowym: Adrian Ciesiółka Mateusz Fryska Piotr Grabczak Adrian Michalski Jakub Oborski Patryk Pawłowski Bartosz Spicker Błażej Szamburski Karina Szepczyńska Łukasz Wenz

66 Projekt AS KOMPETENCJI jest współfinansowany przez Unię Europejską w ramach środków Europejskiego Funduszu Społecznego Program Operacyjny Kapitał Ludzki CZŁOWIEK – NAJLEPSZA INWESTYCJA Publikacja jest współfinansowana przez Unię Europejską w ramach środków Europejskiego Funduszu Społecznego Prezentacja jest dystrybuowana bezpłatnie


Pobierz ppt "Projekt AS KOMPETENCJI jest współfinansowany przez Unię Europejską w ramach środków Europejskiego Funduszu Społecznego Program Operacyjny Kapitał Ludzki."

Podobne prezentacje


Reklamy Google