Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Projekt ROZWÓJ PRZEZ KOMPETENCJE jest współfinansowany przez Unię Europejską w ramach środków Europejskiego Funduszu Społecznego.

Podobne prezentacje


Prezentacja na temat: "Projekt ROZWÓJ PRZEZ KOMPETENCJE jest współfinansowany przez Unię Europejską w ramach środków Europejskiego Funduszu Społecznego."— Zapis prezentacji:

1 Projekt ROZWÓJ PRZEZ KOMPETENCJE jest współfinansowany przez Unię Europejską w ramach środków Europejskiego Funduszu Społecznego

2 Nazwa szkoły: Publiczne Gimnazjum Nr 1 im. Lotników Polskich ID grupy: 96/19_MP_G1_angelika.strzyżewska Kompetencja: Matematyczno-przyrodnicza Temat projektowy: I my jesteśmy w Kosmosie Semestr/rok szkolny: Semestr V rok szkolny 2011/2012 DANE INFORMACYJNE

3 I my jesteśmy w Kosmosie

4 Gdy spojrzymy w niebo w bezchmurną noc, dostrzeżemy na nim tysiące świetlnych punkcików. Niektóre z nich to planety, które tak jak Ziemia krążą wokół Słońca i odbijają jego światło. Pozostałe to najczęściej gwiazdy oddalone od nas o kilka tysięcy bądź milionów lat świetlnych. Możemy obserwować je gołym okiem, bez żadnych specjalistycznych przyrządów, aby dostrzec różnice w ich blasku czy śledzić ich drogę na niebie.

5 Spis treści: 1.Pojęcia astronomiczne 2.Planety Układu Słonecznego 3.Ziemia 4.Księżyc 5.Obserwacje kosmosu na przestrzeni wieków 6.Słynni astronomowie 7.Obserwatorium Astronomiczne UMK w Piwnicach 8.Kepler 9, 9b, 9c 9.Katastrofy kosmiczne

6 1. Pojęcia Astronomiczne 1.1 Wszechświat 1.2 Galaktyki 1.3 Komety Kometa Halleya 1.4 Gwiazdy 1.5 Gwiazdozbiory 1.6 Mgławice 1.7 Orbita 1.8 Planetoidy 1.9 Satelita 1.10 Teleskop

7 1.1 Wszechświat Wszechświat to wszystko, co istnieje - materia, przestrzeń, energia i czas. Znajdują się w nim gwiazdy, planety i inne obiekty kosmiczne. Wszechświat jest ogromny, tak wielki, że nie sposób objąć go umysłem. Jego widzialna przez nas część rozciąga się na odległość 1.6 kwadrylionów (milionów milionów milionów milionów = bilionów bilionów = milionów trylionów) kilometrów, a co jest jeszcze dalej, tego nikt nie wie. Powstało wiele teorii na temat powstania Wszechświata oraz sposobu ewoluowania do obecnej postaci. Według przyjętej powszechnie teorii Wielkiego Wybuchu Wszechświat narodził się 15 miliardów lat temu na skutek potężnej eksplozji. To niezwykle wydarzenie dato początek nie tylko materii, ale i energii, przestrzeni, i czasowi. Na pytanie, co było przed Wielkim Wybuchem odpowiedź jest jedna - nic. Zdaniem naukowców. Wszechświat tuż po Wielkim Wybuchu był bardzo mały i bardzo gorący, wypełniały go tylko cząstki promieniowania. Dopiero po mniej więcej 10 sekundach powstały cząstki elementarne - protony, neutrony i elektrony - jednakże na narodziny atomów wodoru i helu trzeba byto czekać jeszcze kilkaset tysięcy lat, aż Wszechświat bardzo się rozszerzył i oziębił.

8 1.2 Galaktyki Galaktyki spiralne : Wyróżniamy cztery typy galaktyk, a pierwszą z omawianych są galaktyki spiralne. Jak sama nazwa wskazuje, mają one spiralny kształt, który tworzą 2 lub 3 ramiona wokół gęstego jądra. Galaktyki te zawierają gwiazdy I i II populacji. Dzieli się je ze względu na stosunek wielkości ramion do jądra na: a - jasne jądro i słabo rozwinięte ramiona, b - mniejsze jądro, a ramiona dobrze rozwinięte, c - słabe jądro, wyróżniające się ramiona, d - osobliwa. Galaktyki spiralne stanowią około 60 % wszystkich galaktyk. Przykładem takiej galaktyki jest Mgławica Andromedy, która jest zarazem najbliższą galaktyką przypominająca rozmiarami i kształtem Drogę Mleczną. Drugi podział to podział ze względu na kształt: galaktyki spiralne zwykłe i galaktyki spiralne z poprzeczką. Są to wydłużone struktury przechodzące przez jądro galaktyki, a różnica między nimi a zwykłymi galaktykami spiralnymi polega na tym, że ich ramiona są połączone jasną poprzeczką w jej centrum.

9 Galaktyki spiralne

10 Droga Mleczna Droga Mleczna jest galaktyką spiralną, liczącą około 500 miliardów gwiazd. Powstała z olbrzymiej chmury gazowo-pyłowej ok. 10 miliardów lat temu. W jej wnętrzu znajduje się gęste sferyczne jądro, złożone też z gwiazd które może też zawierają czarną dziurę. Wokół jądra rozciąga się dysk ukształtowany w ramiona spiralne, zawierający młode gorące gwiazdy. Jądro i dysk otacza rzadkie halo z bardzo starych gwiazd.. nasza galaktyka ma jądro o średnicy około lat świetlnych, dysk o średnicy ok lat świetlnych, oraz halo o średnicy ok lat świetlnych. Układ Słoneczny z chmurą Opika-Oorta o średnicy zaledwie 3 lat świetlnych wydaje się niewielki. Słońce krąży wokół centrum galaktyki z prędkością ok. 220 km/s. Jedno okrążenie trwa ok. 250 milionów lat; dotychczas zatem Słońce dokonało około 15, 20 obiegów.

11 Droga Mleczna

12 Droga Mleczna widziana z Ziemi

13 Galaktyki Eliptyczne : Kolejny typ galaktyk to galaktyki eliptyczne, które nie mają ramion. Mają one spłaszczony owalny kształt i składają się z setki milionów gwiazd. Oznaczone zostały przez Edwina Hubble'a jako E, a podaje się je ze stopniem spłaszczenia w skali Galaktyki eliptyczne zawierają bardzo mało pyłu międzygwiezdnego, dlatego też nie widać ich zbyt wiele podczas obserwacji. Ze względu na kształt wyróżniamy także galaktyki eliptyczne z poprzeczką. Wyglądają one jak elipsoidy obracające się wokół własnej osi, a składają się w większości ze starszych gwiazd. Typowe galaktyki eliptyczne są małe, a wiele z nich to galaktyki karłowate. Występują one głównie w centrum gromad galaktyk, np. w centrum Gromady w warkoczu Bereniki.

14 Galaktyka Eliptyczna

15 Galaktyki soczewkowate : Wyróżniamy również galaktyki soczewkowate, będące pośrednimi pomiędzy galaktykami eliptycznymi i spiralnymi. Są one mocno spłaszczone i nie ma w nich młodych gwiazd ani pyłu. Nie posiadają także ramion, a jądro jest podobne do silnie spłaszczonej galaktyki eliptycznej, wokół którego znajduje się dysk.

16 Galaktyki nieregularne : Galaktyki o nieregularnej budowie morfologicznej to galaktyki nieregularne. Są one zbiorowiskami gwiazd i pyłu międzygwiezdnego. Są one bardzo małe, zwykle rozciągnięte lub zgniecione przez grawitacyjne oddziaływanie z innymi obiektami. Przykładami galaktyk nieregularnych jest Wielki Obłok Magellana oraz Galaktyka M 82.

17 Galaktyki Podwójne : Podobnie jak w przypadku gwiazd, które tworzą wspólne układy podwójne, potrójne itp., także galaktyki mogą się łączyć w ten sposób. Galaktyki podwójne krążą wokół wspólnego środka masy. Galaktyki składające się na ten obiekt są zwykle galaktykami tego samego typu - albo obie są spiralne, albo eliptyczne. Na zdjęciu obok widać przykład galaktyk spiralnych podwójnych.

18 1.3 Komety KOMETY : to drobne ciała niebieskie o masach 1011–1017 kg, w Układzie Słonecznym obiegające Słońce po orbitach eliptycznych lub bardzo zbliżonych do paraboli Komety składają się z jądra (jedna lub kilka brył), o rozmiarach od kilku do kilkudziesięciu km, oraz gazowo-pyłowej otoczki, która rozbudowuje się zwykle w zawierającą jądro głowę komety i rozległy warkocz, gdy kometa jest bliżej Słońca. Komety są nietrwałymi obiektami; wskutek utraty materii lub nagłego rozpadu zmniejszają swe masy; niektóre po rozpadzie dają początek rojom meteoroidów. Pochodzenie komety nie zostało jeszcze ostatecznie wyjaśnione. Najbardziej znana jest kometa Halleya.

19 1.3.1 Kometa Halleya Kometa Halleya (nazwa oficjalna 1P/Halley, łac. Cometa Halleiensis) – najbardziej znana kometa krótkookresowa. Nazwa pochodzi od nazwiska astronoma Edmunda Halleya, który na początku XVIII wieku badał zapiski o pojawianiu się komet z lat i w 1705 roku przewidział ponowne pojawienie się tej komety w 1758 roku. Halley odnalazł łącznie 24 komety okresowe. W pobliżu Słońca kometa Halleya traci podczas każdego przelotu około 250 mln ton swojej materii, na podstawie czego szacuje się, że będzie istnieć przez kolejne lat.

20 KOMETA HALLEYA to kometa okresowa, o okresie 76 lat, znana w starożytności i obserwowana wielokrotnie; ostatnie przejście w pobliżu Słońca 1986; z rozpadu komety Halleya pochodzą przypuszczalnie Akwarydy i Orionidy (meteoroidy); III 1986 próbniki kosmiczne Wega 1, Wega 2 i Giotto przeleciały w niewielkiej odległości od komety, wykonując fotografie jej głowy i jądra oraz badania właściwości fizykochem. jej materii; jak się okazało jądro komety Halleya jest wydłużoną bryłą o rozmiarach ok. 14 km na 7,5 km i średniej gęstości 0,1 g/m3; nazwa pochodzi od nazwiska E. Halleya, który stwierdził jej okresowość.

21 Zdjęcie komety Halleya wykonane 8 marca 1986 rok

22 Budowa Jądro komety Halleya jest bryłą o wymiarach 16×8×8 km. Powierzchnię komety pokrywają wzgórza, doliny i kratery. Dużo danych o budowie komety dostarczyła w 1986 r. sonda Giotto, która zbliżyła się na odległość kilkuset kilometrów dostarczając licznych fotografii[1]. Jądro komety jest zbudowane ze skał, lodu oraz nieznanego materiału organicznego, odpornego na wysokie temperatury. Na powierzchni komety znajduje się gruba, ciemna skorupa o nieznanym składzie chemicznym.

23 Budowa komety Halleya

24 Ruch wokół Słońca Najstarsze udokumentowane zapisy komety Halleya pochodzą z Chin z 613 roku p.n.e.. Kometa Halleya krąży po wydłużonej eliptycznej orbicie wokół Słońca. Okres obiegu wynosi średnio 76 lat. Ruch komety podlega perturbacjom ze strony planet Układu Słonecznego (głównie Jowisza i Saturna), co sprawia że okres obiegu ulega czasem zmianom. Gdy kometa zbliża się do planety, siła grawitacyjna nadaje jej przyspieszenie, natomiast gdy się oddala, spowalnia. Najkrótszy ze zmierzonych okresów obiegu komety Halleya wyniósł 74,5 lat; po zaobserwowaniu w listopadzie 1835 r. powróciła już w kwietniu 1910 roku. Najdłuższy czas obiegu komety został wyznaczony na podstawie obserwacji wykonanych w Chinach - kometę zaobserwowano najpierw w 451 r., a następnie w 530 r., czyli 79 lat później. Ostatnie zbliżenie do Ziemi miało miejsce w roku marca kometa zbliżyła się do naszej planety na odległość 150 mln km.

25 Ostatnie zbliżenie komety Halleya do Ziemi miało miejsce w 1986 r. W2024 r. kometa osiągnie najbardziej oddalony od Słońca punkt swej orbity.

26 Badania za pomocą sond kosmicznych Kometa Halleya była przedmiotem badań w tym celu wysłanych sond: Wega 1, Wega 2, Giotto, Suisei, Sakigake i ICE. Przeprowadzono wiele pomiarów składu chemicznego głowy komety, jej warkocza i jądra, które zostało sfotografowane przez sondę Giotto. Po raz pierwszy naukowcy uzyskali zdjęcia jądra z odległości kilkuset kilometrów.

27 1.4 Gwiazda Gwiazda – kuliste ciało niebieskie stanowiące skupisko powiązanej grawitacyjnie materii w stanie plazmy bądź zdegenerowanej. Przynajmniej przez część swojego życia gwiazda w sposób stabilny emituje powstającą w jej jądrze w wyniku procesów syntezy jądrowej atomów wodoru energię w postaci promieniowania elektromagnetycznego, w szczególności światło widzialne. Gwiazdy zbudowane są głównie z wodoru i helu, prawie wszystkie atomy innych cięższych pierwiastków znajdujące się we Wszechświecie powstały w efekcie zachodzących w nich przemian jądrowych lub podczas wieńczących ich istnienie wybuchów.

28 Słońce powstało około 4,5 miliarda lat temu i niczym nie wyróżniało się od innych gwiazd. Dookoła niego powstał system planetarny. I dopiero wtedy dało ono wraz z Ziemią początek życiu na naszej planecie. Słońce jest kulą gazową o promieniu ponad km złożoną w dużej mierze z wodoru (92%) i helu (7,8%). Pozostałe 0,2% to takie pierwiastki jak węgiel, azot, tlen i żelazo. Na powierzchni Słońca panuje temperatura 5800K. Gwiazda wypromieniowuje z siebie energię sięgającą 400 milionów gigawatów. Energia ta wysyłana jest przez Słońce w postaci dwóch rodzajów promieniowania. Pierwszym z nich jest promieniowanie widzialne-światło białe, natomiast drugi typ promieniowania to promieniowanie niewidzialne- podczerwone.

29 Powierzchnia Słońca pokryta jest ciemnymi plamami, których średnica może sięgać 10000km/s Ilość tychże plam zmienia się w ciągu jedenastoletniego cyklu. Plamy te wypromieniowują więcej energii niż inne części Słońca i właśnie dlatego, że są aktywne posiadają ciemną barwę. Temperatura plam jest średnio o 2000K niższa niż temperatura pozostałej powierzchni Słońca. Te aktywne strefy są częstym miejscem występowania gwałtownych zjawisk erupcyjnych. W wyniku takich eksplozji w przestrzeń kosmiczną są wyrzucane ogromne ilości gazu z niesamowitą prędkością 1000km/s.

30 1.5 Gwiazdozbiory Gwiazdozbiór (konstelacja) to grupa gwiazd zajmujących pewien obszar nieba. Zazwyczaj gwiazdy te połączono 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.

31

32

33 Gwiazdozbiory zodiakalne: Istnieje 12 gwiazdozbiorów zodiakalnych, leżących wzdłuż ekliptyki: Baran, Byk, Bliźnięta,Rak, Lew, Panna, Waga, Skorpion, Strzelec, Koziorożec, Wodnik, Ryby. Trzynastym z gwiazdozbiorów, przez które przechodzi ekliptyka jest Wężownik

34 Gwiazdozbiory okołobiegunowe nie zachodzą lub nigdy nie wschodzą dla danegomiejsca na Ziemi. Na półkuli północnej to: Wielka Niedźwiedzica, Mała Niedźwiedzica, Żyrafa, Kasjopea, Cefeusz, Smok. Gwiazdozbiory nieba zimowego: Woźnica, Byk, Orion, Bliźnięta, Pies Wielki, Pies Mały, Jednorożec, Erydan, Zając, Rufa. Gwiazdozbiory nieba wiosennego: Rak, Lew, Hydra, Psy Gończe, Warkocz Bereniki,Panna, Wolarz, Kruk.

35 Gwiazdozbiory nieba letniego: Łabędź, Lutnia, Herkules, Korona Północna, Wężownik,Wąż, Waga, Skorpion, Strzelec, Tarcza, Lis, Strzała, Orzeł. Gwiazdozbiory nieba jesiennego: Koziorożec, Wodnik, Pegaz, Andromeda,Jaszczurka, Delfin, Ryba Południowa, Ryby, Wieloryb, Baran, Perseusz, Trójkąt, Rzeźbiarz Gwiazdozbiory w Polsce niewidoczne: Centaur, Źagiel, Wilk, Węgielnica, Kil Okrętu,Krzyż Południa, Złota Ryba, Tukan.

36 1.6 Mgławice Mgławice – obłoki gazu i pyłu międzygwiazdowego lub bardzo rozległe otoczki gwiazd (dawniej również tak nazywano galaktyki).

37 Emisyjne: Mgławica Oriona jest jej przykładem wypełnia ją zjonizowany świecący wodór. Znajduje się tuż pod pasem Oriona. Ma średnicę 30 lat świetlnych i składa się głównie z wodoru. Refleksyjne: Tworzą się gdy gwiazdy nie jonizują gazu a światło jest rozpraszane przez pył. Przykładem jest mgławica zwana Głową Czarownicy, oddalona od nas o około 1000 lat świetlnych.

38 Planetarna: Powstaje gdy pod koniec życia gwiazda wyrzuciła w przestrzeń kosmiczną zewnętrzną warstwę i zamieniła się w białego karła. Ciemne mgławice: (np. mgławica węża) Zimne chmury gazu i pyłu. Są słabo widoczne możemy je zobaczyć na tle jasnych mgławic. Mgławice powstają w ośrodku międzygwiazdowym z rozrzedzonej materii. Gwiazdy w mgławicach powstają dzięki zapadającemu się gazowi poprzez grawitację. Zwiększa tam się ciśnienie i temperatura aż dochodzi do zapłonu reakcji termojądrowej i powstaje gwiazda.

39 1.7 Orbita Orbita – tor ciała (ciała niebieskiego lub sztucznego satelity) krążącego wokół innego ciała niebieskiego. W Układzie Słonecznym Ziemia, inne planety, planetoidy, komety i mniejsze ciała poruszają się po swoich orbitach wokół Słońca. Także księżyce krążą po orbitach wokół planet macierzystych.

40 1.8 Planetoidy Planetoida – ciało niebieskie o małych rozmiarach - od kilku metrów do czasem ponad 1000 km, obiegające gwiazdę centralną (w Układzie Słonecznym - Słońce), posiadające stałą powierzchnię skalną lub lodową, bardzo często – przede wszystkim w przypadku planetoid o mniejszych rozmiarach i mało masywnych – o nieregularnym kształcie, często noszącym znamiona kolizji z innymi podobnymi obiektami.

41 1.9 Satelita Satelita każde ciało niebieskie o względnie małej masie, obiegające inne ciało, o większej masie. Tor ruchu tego ciała nosi nazwę orbity. Satelity dzielą się na: sztuczne, takie jak np. satelity telekomunikacyjne naturalne, zwane księżycami

42 1.10 Teleskop Teleskop – przyrząd optyczny złożony z dwóch elementów optycznych: obiektywu i okularu (teleskop soczewkowy) lub z okularu i zwierciadła (teleskop zwierciadlany), połączonych tubusem. Służy do powiększania odległych obrazów. Zarówno teleskop soczewkowy, jak i teleskop zwierciadlany dają obraz rzeczywisty powiększony, odwrócony lub prosty.

43 2. Planety Układu Słonecznego

44 Układ planetarny składający się ze Słońca i powiązanych z nim grawitacyjnie ciał niebieskich. Ciała te to osiem planet, ponad 160 znanych księżyców, pięć znanych (a prawdopodobnie kilkadziesiąt) planet karłowatych i miliardy (a być może nawet biliony) małych ciał Układu Słonecznego, do których zalicza się planetoidy, komety, meteoroidy i pył międzyplanetarny. Zbadane regiony Układu Słonecznego zawierają, licząc od Słońca: cztery planety skaliste (Merkury, Wenus, Ziemia, Mars), pas planetoid składający się z małych skalistych ciał, cztery zewnętrzne gazowe olbrzymy (Jowisz, Saturn, Uran, Neptun) oraz drugi pas – pas Kuipera, składający się z obiektów skalno-lodowych. Za pasem Kuipera znajduje się dysk rozproszony, dużo dalej heliopauza i w końcu hipotetyczny obłok Oorta. Odkryto także co najmniej pięć planet karłowatych: Ceres (największy obiekt w pasie planetoid), Pluton (do 24 sierpnia 2006 roku uznawany za 9. planetę Układu), Haumea, Makemake (drugi co do wielkości obiekt w pasie Kuipera) i Eris (największy znany obiekt w dysku rozproszonym). Układ Słoneczny

45 Sześć z ośmiu planet i trzy z planet karłowatych mają naturalne satelity, zwane księżycami. Każda z planet zewnętrznych jest otoczona pierścieniami złożonymi z pyłu kosmicznego. Wszystkie planety, z wyjątkiem Ziemi i Urana (który zawdzięcza nazwę greckiemu bóstwu Uranosowi), noszą imiona bóstw z mitologii rzymskiej. Szacuje się, że formowanie się i ewolucja Układu Słonecznego rozpoczęły się 4,6 miliarda lat temu, gdy na skutek grawitacyjnego zapadnięcia się części niestabilnego obłoku molekularnego rozpoczął się proces formowania Słońca i innych gwiazd. Układ wciąż podlega ewolucyjnym i chaotycznym zmianom i nie będzie istniał wiecznie w obecnej postaci. Za około miliardów lat możliwe jest zderzenie Galaktyki Andromedy z Drogą Mleczną, a w ciągu około 5 miliardów lat Słońce powiększy wielokrotnie swoją średnicę, stając się czerwonym olbrzymem, co doprowadzi do zniszczenia planet skalistych, wliczając w to Ziemię. Następnie Słońce odrzuci swoje zewnętrzne warstwy jako mgławicę planetarną i przekształci się w białego karła, którego temperatura i jasność będą stopniowo spadać aż do całkowitej "śmierci" gwiazdy. Przypuszcza się, że Słońce następnie zmieni się w czarnego karła, jednak nie można tej teorii potwierdzić ani obalić, gdyż wszechświat jest zbyt młody, aby powstały tego typu obiekty.

46 Słońce Słońce jest zwyczajną gwiazdą. Ma około 5 mld lat. Jego temperatura na powierzchni osiąga 5500°C, ale w środku dochodzi do 14 mln°C. W słonecznym jądrze wodór przemienia się w hel, w procesie tym uwalniana jest ogromna energia. Na powierzchni Słońca można obserwować plamy, rozbłyski i ogromne wyrzuty materii - protuberancje.

47 Merkury Merkury jest pierwszą według oddalenia od Słońca planetą Układu Słonecznego. Jego promień wynosi zaledwie 2439km, a co za tym idzie masa jego stanowi zaledwie 5,6% masy Ziemi. Merkury jest praktycznie pozbawiony atmosfery, czego powodem jest jego mała masa i słaba siła przyciągania, która nie jest w stanie zatrzymać gazu. Występuje tu jednak śladowa atmosfera, która jest bardzo silnie rozrzedzona. Jest ona złożona głównie z helu, śladowych ilości tlenu, argonu, azotu i ksenonu. Merkury krąży w odległości 57,91mln kilometrów od Słońca, a więc mniej więcej w połowie drogi między Ziemią a Słońcem. Obieg wokół Słońca po orbicie zajmuje mu ok.88 dni. Natomiast obrót wokół własnej osi zajmuje mu 58,7 dnia (merkuriańska doba). Wynika, więc z tego, że doba na Merkurym trwa aż 2/3 roku. Spowodowane jest to prawdopodobnie mocnym oddziaływaniem grawitacyjnym Słońca, które ma zapewne wpływ na zwolnienie ruchu wirowego.

48 Merkury

49 Wenus Wenus jest drugą według oddalenia od Słońca planetą Układu Słonecznego. Znana jest również pod nazwą Jutrzenki i jest najjaśniejszym ciałem niebieskim na niebie po Słońcu i Księżycu. Wenus jest bardzo podobna do Ziemi, o czym świadczy kulisty kształt zbliżony do ziemskiego. Ma również bardzo podobny rozmiar: średnica wynosi km, co stanowi 0,95 średnicy Ziemi. Jej masa wynosi 0,82 masy Ziemi. Wenus obiega Słońce w odległości 108 mln kilometrów po prawie idealnie kolistej orbicie. Dokładny obieg trwa 224,7 dnia i jest krótszy od jednego obrotu wokół własnej osi trwającego 243 dni. Powoduje to, że wenusjańska doba jest dłuższa od wenusjańskiego roku. Kolejną ważną rzeczą, na którą należy zwrócić uwagę jest obrót planety wokół własnej osi. Wenus obraca się w stronę przeciwną niż robią to inne planety w Układzie Słonecznym. Obrót taki powoduje zjawisko wschodu Słońca na zachodzie, a zachodu Słońca na wschodzie.

50 Wenus

51 Ziemia Ziemia jest trzecią według oddalenia od Słońca planetą Układu Słonecznego. Jest ona największa ze wszystkich planet wewnętrznych. Średnica planety wynosi km, a więc promień równikowy ma 6378 km i jest on dłuższy od promienia biegunowego, co jest spowodowane ruchem wirowym planety. Równik Ziemi, czyli najdłuższy równoleżnik (obwód) ma km. Masa planety wynosi 6x10 27g i stanowi 2 milionowe części masy Słońca. Ziemia krąży w średniej odległości 150 mln km od Słońca po orbicie w kształcie elipsy. Najbliżej Słońca znajduje się 3 I i odległość wynosi wtedy 147 mln km (perihelium). Najdalej od Słońca jest natomiast 4 VII, kiedy to jej odległość od niego wynosi 152 mln km (aphelium). W trakcie ruchu obiegowego oś ziemska nachylona jest do płaszczyzny orbity pod kątem 66*33`. Czas, jaki zajmuje Ziemi okrążenie Słońca wynosi 365,2564 dnia, natomiast jeden pełny obrót wokół własnej osi planeta wykonuje w czasie 23 h 56 min 4,09 s. s.

52 Ziemia

53 Mars jest czwartą według oddalenia od Słońca planetą Układu Słonecznego. Jego rozmiary nie dorównują rozmiarom Ziemi, są nawet o wiele mniejsze (aż o połowę). I tak średnica planety wynosi 6786 km, a zatem promień równikowy ma 3393 km i jest o 18 kilometrów dłuższy od promienia biegunowego Marsa, czego powodem jest ruch wirowy planety. Masa planety jest równa 10% masy Ziemi, a gęstość wynosi 3,9g/cm3. Tak małą gęstość planety powoduje prawdopodobnie jądro planety zbudowane z żelaza, ale posiadające niewielkie rozmiary. Dużo żelaza znajduje się również w powierzchniowych warstwach planety, dzięki czemu zawdzięcza ona sobie czerwoną barwę. Okres obrotu Marsa dookoła własnej osi jest bardzo zbliżony do ziemskiego i wynosi 24 h 37 min 27 s. Mars obiega Słońce po swojej orbicie w odległości równej 1,5 odległości Ziemi od Słońca, czyli dokładnie odległość ta wynosi ok. 228 mln km. Jeden obrót wokół Słońca zajmuje Marsowi ok. 687 dni ziemskich. Mars

54 Mars

55 Pas planetoid między Marsem a Jowiszem Obszar Układu Słonecznego znajdujący się między orbitami Marsa i Jowisza. Krąży w nim wiele ciał różnej wielkości, nazywanych planetoidami. Pas planetoid nazywany jest też głównym pasem, ponieważ w Układzie Słonecznym istnieją również inne zbiory małych ciał: pas Kuipera, dysk rozproszony i obłok Oorta, oraz wiele mniejszych skupisk, takich jak planetoidy bliskie Ziemi, centaury czy trojańczycy. Pas planetoid uformował się z mgławicy przedsłonecznej jako grupa planetozymali, małych prekursorów planet. Pomiędzy Marsem a Jowiszem, zaburzenia grawitacyjne nadawały tym planetozymalom zbyt duże prędkości, żeby mogły się one połączyć w wyniku akrecji w planetę. Planetozymale zderzały się z taką siłą, że zamiast łączyć się w większe obiekty, kruszyły się na mniejsze. Powstałe odłamki miały inne orbity niż ciała przed zderzeniem, często spadając potem na wewnętrzne planety Układu w postaci meteorytów. W ten sposób pas stracił większość swojej pierwotnej masy. Planetoidy wciąż ulegają perturbacjom, zwłaszcza gdy ich orbity wokół Słońca wchodzą w rezonans orbitalny z Jowiszem. Wtedy parametry ich orbit ulegają stosunkowo szybkiej zmianie, co prowadzi do powstania przerw Kirkwooda w pasie planetoid.

56 Pas planetoid między Marsem a Jowiszem

57 Jowisz Jowisz jest piątą według oddalenia od Słońca planetą Układu Słonecznego. Jest on zarazem największą i najcięższą planetą. Średni promień Jowisza wynosi ok km i jest jedenaście razy większy od promienia Ziemi. Różnica pomiędzy promieniem równikowym a biegunowym jest bardzo duża, bo ok. 4500km, a jest to spowodowane szybkim ruchem wirowym planety. Obrót wokół własnej osi zajmuje Jowiszowi 9,9 godziny. Jowisz krąży wokół Słońca w odległości 778,4 mln km po swojej orbicie. Obieg wokół Słońca zajmuje mu 11 lat 315 dni. Masa planety wynosi 1,9x10 27 i jest ona prawie 320 razy większa od masy Ziemi oraz stanowi ona 0,001 masy Słońca. Gęstość Jowisza wynosi 1,3g/cm3 i jest ona czterokrotnie mniejsza od gęstości Ziemi. Mimo tego Jowisz osiąga ogromną masę, dzięki swoim rozmiarom. Na Jowiszu od XVII w. można obserwować strefę burzową nazwaną Wielką Czerwoną Plamą, której rozmiary znacznie przekraczają ziemskie. Ma ona 30000x14000km. Szybkie przepływy mas atmosfery Jowisza powodują powstawanie zjawiska strefowości i kolorowych pasów, które są tak charakterystyczne dla tej planety.

58 Jowisz

59 Saturn Saturn jest szóstą według oddalenia od Słońca planetą Układu Słonecznego. Jest on kolejnym gazowym olbrzymem. Saturn jest otoczony pięknymi pierścieniami, które można zaobserwować z Ziemi już przez mały teleskop. Planeta ma barwę mlecznobiałą. Jego promień wynosi ok km. Masa planety jest 75 razy większa od masy Ziemi, a więc Saturn musi mieć bardzo małą gęstość, gdyż Jowisz o mało większych rozmiarach posiada masę 320 razy większą od masy Ziemi. I tak w rzeczywistości jest, Saturn jest obiektem o najmniejszej gęstości w Układzie Słonecznym. Jego gęstość wynosi zaledwie 0,7g/cm 3. To jest nieprawdopodobne, ale gdyby Saturna umieścić w wodzie to nie zatonąłby lecz pływałby po jej powierzchni. Długość promienia równikowego jak już wcześniej wspomniałem wynosi ok km. Spłaszczenie Saturna jest nieco większe niż Jowisza ale spowodowane również szybkim ruchem wirowym. Obrót wokół własnej osi zajmuje Saturnowi ok. 10 godzin. Saturn krąży po własnej orbicie w odległości ponad 1,4 mld km od Słońca. Jeden obieg dookoła Słońca zajmuje mu ok. 29 lat 167 dni.

60 Saturn

61 Uran Uran jest siódmą według oddalenia od Słońca planetą Układu Słonecznego. Jest on trzeci spośród czterech gazowych olbrzymów. Został on odkryty w 1871 r. przez Fredericka Williama Herschela. Uran zaskakuje nas tym, że jako jedyna planeta Układu Słonecznego posiada oś, która znajduje się w płaszczyźnie ruchu obiegowego wokół Słońca, a pierścienie, które posiada są prostopadłe do tej płaszczyzny. Oznacza to, więc, że Uran wiruje leżąc na boku. Pory roku trwają, więc na nim po pół roku, czyli po 42 lata. Strefa zimna, czyli odwrócona od Słońca posiada temperaturę od –271*C do –268*C (2 do 5K), natomiast strefa ciepła, zwrócona ku Słońcu posiada temperaturę – 213*C. Uran obiega Słońce w odległości prawie 3 mld km (2,871 mld km). Obieg taki zajmuje Planecie 84 lata. Obrót wokół własnej osi zajmuje mu ok. 17 godzin, dzięki czemu ma on mniejsze spłaszczenie niż Jowisz i Saturn. Masa planety jest piętnaście razy większa od masy Ziemi, zaś gęstość wynosi 1,2g/cm 3. Promień planety ma długość ok km.

62 Uran

63 Neptun Neptun jest ósmą według oddalenia od Słońca planetą Układu Słonecznego. Został on odkryty w 1846 r. przez Johanna Gallego. O tej planecie nie wiedzieliśmy prawie nic aż do 25 sierpnia 1989 r., kiedy to sonda Voyager zbliżyła się do Neptuna na odległość 4850 km. Jest on najbardziej oddalonym gazowym olbrzymem. Znajduje się w odległości 4,5 mld km od Słońca. Jeden obieg dookoła Słońca zajmuje mu blisko 165 lat, natomiast jeden obrót wokół własnej osi trwa ok. 18 godzin. Jego promień wynosi ok km. Masa Neptuna jest równa 17 masom Ziemi, a jego gęstość wynosi 1,7 g/cm 3.Inne cechy zbadane przez Voyagera zbliżają tę planetę do Jowisza. Na Neptunie zaobserwowano ciemne plamy, a zwłaszcza jedną, bardzo zbliżoną rozmiarami do rozmiarów Ziemi. Jest to pewnego rodzaju sztorm, gdyż wiatry na Neptunie wieją z prędkością dochodzącą do 1600 km/h. Są to zarazem najsilniejsze wiatry w całym Układzie Słonecznym. Obszar tego sztormu został nazwany Wielką Ciemną Plamą. Jednak kilka lat później z obserwacji wynikało, że sztorm ten zniknął, a pojawił się już następny na półkuli północnej. Podobnie jak Jowisz i Saturn planeta ta posiada również wewnętrzne źródło energii.

64 Neptun

65 3. Ziemia 3.1 Kształt Ziemi 3.2 Ruchy Ziemi 3.3 Budowa Ziemi 3.4 Budowa atmosfery

66

67

68 3.2 Ruchy Ziemi

69

70

71

72

73 W budowie Ziemi wyróżnia się trzy strefy: wewnętrzną-jądro, środkową- płaszcz i zewnętrzną-litosferę dzielącą się na skorupę oceaniczną i kontynentalną. Jądro ziemskie ma kształt kuli o promieniu 3500km. Możemy je podzielić na trzy części, a mianowicie jądro stałe, wewnętrzne mające promień 1250 km i jądro zewnętrzne o grubości 2300km. Jądro złożone jest głównie z żelaza (aż 80%), w reszcie przeważa nikiel oraz siarka. Właśnie tak duża ilość żelaza decyduje o tak dużej gęstości planety, która wynosi 5,52 g/cm 3. Bliżej powierzchni znajduje się płaszcz ziemski, który ma grubość 2900km. Płaszcz zbudowany jest głównie z tlenków wielu metali. Ostatnią warstwą jest zewnętrzna litosfera o grubości 30 km pod kontynentami i 10 km pod oceanami. 3.3 Budowa Ziemi

74 Powierzchnię Ziemi zajmują w 29% lądy i w 71% oceany. I to właśnie oceany dały początek życiu na Ziemi, jak dotąd znanemu tylko tutaj. Lądy, czyli w rzeczywistości siedem kontynentów, maja różną formę ukształtowania powierzchni. Są na nich zarówno depresje, niziny, wyżyny, jak i góry. Najwyższe góry na Ziemi to oczywiście Himalaje, w których znajduje się Mount Everest o wysokości 8850 m n.p.m.. Na naszej planecie występują również aktywne wulkany, a ich największym skupiskiem jest Półwysep Kamczatka w Rosji na kontynencie azjatyckim.

75 Atmosfera ziemska składa się w 78% z azotu, 21% z tlenu, a pozostały 1% tworzą takie gazy jak argon, dwutlenek węgla, para wodna, ozon. średnia temperatura na powierzchni Ziemi wynosi 14*C. Ziemską atmosferę można podzielić na kilka warstw. Najniżej znajduje się troposfera sięgająca średnio do 12 kilometra nad powierzchnię planety. To w tej warstwie zawarte jest 80% całej masy powietrza, jak również zachodzą tu wszystkie zjawiska pogodowe. W górnych strefie tej warstwy temperatura spada do -55*C. Następna warstwa rozciąga się powyżej troposfery między 12 a 50 kilometrem i nosi nazwę stratosfery. Pośrodku tej warstwy występuje miedzy 20 a 30 kilometrem warstwa ozonu, która pochłania ultrafioletowe promieniowanie słoneczne. Kolejna warstwa to mezosfera sięgająca od 50 do 80 kilometra nad Ziemie. Powyżej tejże warstwy znajduje się termosfera, w której temperatura rośnie nawet do 1000*C ze względu na duże rozrzedzenie atmosfery. Wyżej jest jonosfera, w której to powstają piękne zorze polarne. Ostatnia warstwa atmosfery to egzosfera, w której temperatura spada do zera absolutnego, czyli -273*C. 3.4 Budowa atmosfery

76

77 Ziemia ma jednego naturalnego satelitę - jest nim księżyc. Jest on odległy od planety o ok km, a jego promień ma długość 1740 km. Masa Księżyca stanowi 1,2% masy Ziemi. Ziemia posiada, więc dosyć złożoną naturę. Obecność na jej powierzchni dużej ilości wody, która występuje również w atmosferze jest głównym elementem zmian fizyko-chemicznych, jak również woda ta dała początek życiu na naszej planecie, nie odnalezionemu dotychczas nigdzie indziej w kosmosie.

78 4. Księżyc

79

80 Księżyc Jedyny naturalny satelita Ziemi (nie licząc tzw. księżyców Kordylewskiego, które są obiektami pyłowymi i przez niektórych badaczy uważane za obiekty przejściowe). Jest piątym co do wielkości księżycem w Układzie Słonecznym. Przeciętna odległość od środka Ziemi do środka Księżyca to km, co stanowi mniej więcej trzydziestokrotność średnicy ziemskiej. Średnica Księżyca wynosi 3474 km, nieco więcej niż 1/4 średnicy Ziemi. Oznacza to, że objętość Księżyca wynosi około 1/50 objętości kuli ziemskiej. Przyspieszenie grawitacyjne na jego powierzchni jest blisko 6 razy słabsze niż na Ziemi. Księżyc wykonuje pełny obieg wokół Ziemi w ciągu 27,3 dnia (tzw. miesiąc syderyczny), a okresowe zmiany w geometrii układu Ziemia-Księżyc- Słońce powodują występowanie powtarzających się w cyklu 29,5- dniowym (tzw. miesiąc synodyczny) faz Księżyca.

81 Księżyc krąży w odległości zaledwie km od Ziemi. Jest jedynym ciałem niebieskim, które udało się ludziom odwiedzić. Na Księżycu nie ma wody, atmosfery i w związku z tym zmian pogody. Na jego powierzchni znajdują się góry, kratery, morza zakrzepłej lawy i grube warstwy pyłów. Jedyną planetą, która krąży blisko Słońca razem z dużym Księżycem, jest Ziemia. Księżyc jest od Ziemi 81 razy lżejszy i prawie 4 razy mniejszy, a utrzymują razem tę parę siły grawitacji. Na powierzchni Księżyca przyciąganie grawitacyjne jest aż 6 razy mniejsze niż na powierzchni Ziemi, dlatego zarówno atmosfera, jak woda, które kiedyś tam były, zdołały już dawno uciec w przestrzeń międzyplanetarną. Księżyc zwraca się ku Ziemi zawsze tą samą stroną. W ruchu nieco się kolebie, więc z Ziemi można zobaczyć prawie trzy piąte jego powierzchni. Nawet w ciągu miesiąca niewielkie kolebania, zwane libracjami, pozwalają zobaczyć trochę więcej niż pól księżycowego globu. Ostatnio stopniowo poznajemy drugą stronę Księżyca. Fotografie zrobione przez sondy kosmiczne pokazują, że niewidoczna z Ziemi strona jest przeważnie górzysta.

82 Księżyc nie ma atmosfery, dlatego tamtejsze niebo jest zawsze, nawet w dzień, czarne, a nie błękitne. Po prostu nie ma na czym rozpraszać się słoneczne światło. Nie ma tym samym ośrodka przenoszącego fale głosowe - nie rozchodzą się one w próżni, więc na Księżycu panuje kompletna cisza. Nie ma wody - krajobraz nie był rzebiony, jak na Ziemi, przez deszcze, rzeki i lody. W ciągu księżycowego dnia, w pełnym Słońcu, temperatura na powierzchni znacznie przewyższa temperaturę wrzenia wody. Nocą spada do -150°C, Ludzie, którzy byli już na Księżycu, nosili kombinezony specjalnie przystosowane do tamtejszych warunków. Na Księżycu astronauci pozostawili w czterech miejscach sejsmometry. Są to instrumenty do badania trzęsień gruntu. Wykrywają drobne drgania powierzchni Księżyca - zupełnie niepodobne do trzęsień Ziemi. Mierząc jednak te drgania z więcej niż jednego miejsca, naukowcy mogą odtwarzać wewnętrzną budowę księżycowego globu. Sposób rozchodzenia się drgań fal wskazuje na to, że skorupa księżycowa ma od 60 do 100 km grubości. Poniżej znajduje się gruba na 1000 km warstwa gęstych, zimnych skał. W środku jest ciepłe, częściowo stopione jądro. Nie zawiera jednak ono zbyt dużo żelaza, tak że Księżyc nie ma pola magnetycznego.

83 Określa oglądaną z Ziemi część Księżyca oświetloną przez Słońce. Ponieważ Słońce oświetla zawsze (poza zaćmieniami) tylko połowę powierzchni Księżyca, jego fazy są rezultatem oglądania tej połowy pod różnymi kątami spowodowanymi różnymi położeniami Słońca, Ziemi i Księżyca względem siebie. Faza Księżyca

84 -nów (numer 1 na ilustracji): obszar zwrócony do Ziemi nie jest oświetlony,; -pierwsza kwadra (3); -pełnia (5): jest wtedy oświetlony cały obszar zwrócony do Ziemi; -ostatnia kwadra (7). 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 wówczas znajduje się w kulminacji górnej (góruje) około północy, w kulminacji dolnej zaś (dołuje) - w południe. Natomiast w nowiu położenie Księżyca na sferze niebieskiej jest bliskie położeniu Słońca. Księżyc wówczas znajduje się w kulminacji górnej w południe, w kulminacji dolnej zaś - o północy. Pomiędzy dwiema kolejnymi takimi samymi fazami Księżyca (np. dwiema pełniami) upływa okres około 29,5 doby, czyli miesiąc synodyczny. Ze względu na ruch Ziemi wokół Słońca, okres ten jest różny od okresu obiegu Księżyca wokół Ziemi, czyli miesiąca gwiazdowego (syderycznego). Wyróżnione fazy

85 Księżyc i jego podbój przez człowieka

86 Księżyc to jedyne ciało niebieskie, do którego podróżowali i na którym wylądowali ludzie. Do tej pory na księżycowym globie stanęło 12 osób. Pierwszym sztucznym obiektem w historii, który przeleciał blisko Księżyca, była wystrzelona przez Związek Radziecki Łuna 1; Łuna 2 jako pierwszy statek osiągnęła powierzchnię ziemskiego satelity, zaś Łuna 3 jeszcze w tym samym roku co poprzedniczki – 1959 – wykonała pierwsze zdjęcia niewidocznej z Ziemi strony Księżyca. Pierwszym statkiem, który przeprowadził udane miękkie lądowanie była Łuna 9, zaś pierwszym bezzałogowym pojazdem umieszczonym na orbicie Księżyca – Łuna 10 (oba w 1966). Amerykański program Apollo obejmował misje załogowe, zakończone 6 lądowaniami w latach 1969–1972. Eksploracja Księżyca przez ludzi została przerwana wraz z zakończeniem lotów Apollo. Dopiero w 2007 roku kilka państw ogłosiło plany ponownego wysłania tam misji.

87 5. Obserwacje kosmosu na przestrzeni wieków 5.1 Teoria systemu geocentrycznego Ptolemeusza 5.2 Teoria systemu heliocentrycznego Kopernika 5.3 Teoria wielkiego wybuchu 5.4 Inflancja kosmiczna 5.5 Wielki Atraktor 5.6 modele Friedmana 5.7 ogólna Teoria Względności

88 5.1 Teoria systemu geocentrycznego Ptolemeusza Ludzie od najdawniejszych czasów interesowali się Ziemią i otaczającym Wszechświatem, mimo to bardzo długo trwali w błędnych wyobrażeniach o Ziemi i ruchach ciał niebieskich. Wprawdzie wśród uczonych greckich w czasach starożytnych byli tacy, którzy twierdzili, że Ziemia obraca się wokół swojej osi i równocześnie obiega Słońce, jednak te słuszne poglądy nie rozpowszechniły się, a panowała głęboka wiara w bezruch Ziemi, w jej uprzywilejowane stanowisko jako siedziby człowieka, dla którego miał istnieć cały Wszechświat. Taki był również pogląd sławnego greckiego astronoma, Ptolemeusza, który w swym 13- tomowym dziele utrwalił teorię geocentrycznej budowy świata. Według tej teorii nieruchoma Ziemia zajmowała środek świata, a Słońce, planety i wszystkie gwiazdy krążyły wokół niej.

89 Teoria systemu geocentrycznego Ptolemeusza

90 5.2 Teoria systemu heliocentrycznego Kopernika Wynikiem długoletnich badań astronomicznych Mikołaja Kopernika było dzieło "O obrotach ciał niebieskich". Dzieło to wywołało przewrót w nauce i dotychczasowym poglądzie na świat. Teoria Kopernika stała jednak w sprzeczności c poglądami głoszonymi przez Kościół o nieruchomości Ziemi i zwolennicy kopernikowskich teorii o budowie świata byli uważani za heretyków. Dzieło Kopernika znalazło się na tzw. indeksie, czyli w spisie książek zakazanych. Z upływem czasu zwyciężyły słuszne poglądy Kopernika. Największą zasługą Kopernika było obalenie błędnej teorii geocentrycznej i stworzenie teorii heliocentrycznej, według której Słońce znajduje się w środku układu planetarnego, a Ziemia jest jedną z planet obiegających Słońce. Kopernik jest twórcą teorii o obiegowym i wirowym ruchu Ziemi. Pogląd Kopernika utrwalony został przez późniejszych uczonych takich jak: Galileusz, Kepler i Newton.

91 Teoria systemu heliocentrycznego Kopernika

92

93 5.3 Teoria Wielkiego Wybuchu Kiedyś naukowcy sądzili, że wszechświat jest statyczny - czyli nie kurczy się ani nie rozszerza. Jednak wielu najwybitniejszych naukowców miało poważne wątpliwości co do takiej teorii. Udowodniono jednak, że jest inaczej. Zanim powstał wszechświat nie istniało prawie nic, cały kosmos powstał podczas Wielkiego Wybuchu (ang. Big Bang). Według powszechnych teorii, przed Wielkim Wybuchem nie było nawet czasu, przestrzeni ani grawitacji. Wszystko skupione było w obiekcie o nieskończenie małych rozmiarach. Kiedy około 15 miliardów lat temu doszło do Wielkiego Wybuchu, cała materia i energia kosmosu skoncentrowała się w obszarze znacznie mniejszym od grosza. Ta nieskończenie gorąca i gęsta drobina zaczęła się rozszerzać i stygnąć. Pierwszymi oddzielnymi okruchami materii, jakie pojawiły się w bardzo młodym Wszechświecie, były drobne cząstki elementarne - cegiełki, z których zbudowane są wszystkie substancje. Cząstki te wkrótce zaczęły się ze sobą łączyć, tworząc atomy dwóch najlżejszych pierwiastków: wodoru i helu. Chociaż Wszechświat wciąć się rozszerzał i rozszerza się nadal, oba pierwiastki zebrały się w olbrzymie obłoki gazowe, z których ostatecznie powstały galaktyki, a w nich narodziły się pierwsze gwiazdy. Oba te pierwiastki przekształciły się w różnorodne pierwiastki chemiczne w supergęstych i supergorących jądrach umierających gwiazd. Większość gwiazd świeci dzięki energii jądrowej, która jest uwalniana gdy w ich wnętrznościach wodór zamienia się w hel.

94 Gwiazdy mają jednak ograniczony zapas paliwa i w końcu wyczerpują swój wodór. Mniej więcej 5 miliardów lat temu w pobliżu mgławicy słonecznej - obłoku materii, z którego ostatecznie powstał nasz system planetarny - gwiazda o masie znacznie większej od Słońca zużyła wodór w swym jądrze. Pozbawiona dotychczasowego źródła energii, zaczęła się kurczyć. Duża ilość wyzwolonej energii grawitacyjnej spowodowała, że temperatura gwiazdy wzrosła na tyle, iż w jej wnętrzu zapalił się hel. Wtedy powstały wszystkie pierwiastki od litu do żelaza. Zapasy helu w gwieździe również się wyczerpały i jej jądro zaczęło się gwałtownie zapadać. Zrodzona wówczas fala uderzeniowa niemal natychmiast spowodowała powstanie ciężkich pierwiastków, takich jak złoto i uran. Ciepło wyprodukowane podczas reakcji jądrowych wywołało eksplozję, zjawisko zwane supernową. Wybuch rozerwał gwiazdę, rozrzucając nowo powstałe pierwiastki w mgławicy, znajdującej się w tej części Drogi Mlecznej. Potężna fala uderzeniowa podzieliła mgławicę na olbrzymie obłoki zagęszczonej materii. W jednym z pobliskich obłoków przejście tej fali wywołało potężne zawirowania, co doprowadziło do uwolnienia wielu rodzajów energii. Pod wpływem grawitacji obłok zaczął się zapadać, wyzwalając energię grawitacyjną. W miarę jak odległość między cząsteczkami pyłu i gazu malała, zderzały się one ze sobą, tworząc większe drobiny i uwalniając energię kinetyczną.

95 5.4 Inflacja kosmiczna W 1980 roku pracujący Alan Guth z Massachusetts Institute of Technology i Andrzej Linde z Uniwersytetu Moskiewskiego oraz Paul Steinhardt i Andreas Albrecht z Uniwersytetu Pensylwani wymyślili inflacyjny model Wszechświata. Jest to modyfikacja standardowego modelu Wielkiego Wybuchu. Miał on rozwiązać niektóre problemy dotyczące standardowego modelu Wielkiego Wybuchu. Jednym z tych kłopotów, znanym jako problem horyzontu, jest przestrzenna jednorodność w największej skali. Pytanie brzmi, dlaczego rozkład materii i energii w Kosmosie jest w każdym kierunku prawie jednakowy. Jaki czynnik "wygładził" w ten sposób przestrzeń? Druga kwestia to tzw. problem płaskości Wszechświata. Niejasne jest mianowicie, dlaczego wartość kosmologicznego parametru omega jest bliska jedności, mimo że teoretycznie mogłaby przyjąć dowolną wartość. Zgodnie z głównym założeniem inflacji Kosmos rozszerzył się niezwykle gwałtownie w początkowych chwilach swojego istnienia. Następnie ta inflacyjna ekspansja została wyhamowana i rozpoczęło się powolniejsze rozszerzanie, które obserwujemy do dzisiaj. Okres szybkiej ekspansji rozpoczął się i zakończył, gdy Wszechświat ciągle jeszcze istniał znacznie krócej niż sekundę. Inflacja rozwiązuje problem horyzontu, gdyż redukuje wszelkie niejednorodności. Faza szybkiej ekspansji wyjaśnia przy tym problem płaskości, bo podczas niej Wszechświat staje się płaski, a omega osiąga wartość bliską równości.

96 Jednym z kluczowych przewidywań kosmologii inflacyjnej jest "skalowa niezmienność" kosmicznego promieniowania tła. Oznacza ono, że tło wygląda w przybliżeniu tak samo niezależnie od przestrzennej skali obserwacji. Potwierdzają to wyniki uzyskane przez satelitę COBE, co znacznie uprawdopodobniło tę popularną teorię. Model inflacyjny sugeruje również, że Wszechświat jest znacznie większy od fragmentu dostępnego naszym obserwacjom.

97

98 5.5 Wielki Atraktor W 1987 roku zespół w składzie: David Burstein z Uniwersytetu Stanu Arizona, Roger Davies z Narodowych Obserwatoriów Astronomii Optycznej, Alan Dressler z Instytutu Carnegie, Sanrda Faber z Uniwersytetu w Cambridge, Robert J. Terlevich z Królewskiego Obserwatorium w Greenwich i Gary Wegner z Dartmouth College, zebrał się w celu znalezienia ogólnych prawidłowości w ruchach galaktyk. Uczeni ci otrzymali niezwykłe wyniki. Wykazywały one niezbicie, że duża grupa galaktyk, leżąca 200 milionów lat świetlnych od Ziemi, jest przyciągana przez obszar przestrzeni, w którym nie obserwuje się żadnej materii. Obszar ten, ochrzczony mianem Wielkiego Atraktora, działa jak ogromna, niewidzialna masa, wywierająca silne oddziaływanie grawitacyjne na dużej przestrzeni. Niektórzy przypuszczali, że Wielki Atraktor to nowa, niemożliwa do zaobserwowania forma materii. Inni szukali bardziej przyziemnego wyjaśnienia: Wielki Atraktor to zbiorowisko wielu słabo świecących galaktyk.

99

100 5.6 Modele Friedmana Wyróżniamy trzy modele Friedmana: otwarty, zamknięty i płaski. W modelach otwartych Wszechświat na początku swojego istnienia był punktem, a następnie zaczął się rozszerzać. Będzie nieustannie kontynuował ten wzrost. W modelach zamkniętych istnieje zaś określona granica, do której przestrzeń może się rozszerzyć. Początkowo, podobnie jak w modelu otwartym, punktowy Kosmos zaczyna się rozrastać we wszystkie strony. Po pewnym czasie następuje jednak spowolnienie ekspansji aż do całkowitego jej ustania. Ostatecznie te same siły, które wstrzymały dalszy wzrost Wszechświata, spowodują, że zacznie on się zapadać z powrotem do punktu. Powyższy scenariusz zyskał nazwę Wielkiego Kolapsu. Płaski model kosmologiczny sytuuje się pomiędzy dwiema poprzednimi kategoriami. Początek jest ten sam, punktowy Wszechświat zaczyna się rozszerzać. Czyni to jednak wolniej niż we wszystkich modelach otwartych i balansuje na granicy, po której przekroczeniu zacząłby się zapadać. Aby stwierdzić, który z powyższych modeli opisuje nasz Wszechświat, uczeni wprowadzili zmienną fizyczną, zwaną parametrem omega (Ω). Wielkość ta pojawia się w uzyskanym przez Friedmana rozwiązaniu równań Einsteina. Przedstawia ona stosunek rzeczywistej masy materii Wszechświata do masy krytycznej, czyli takiej, która zapoczątkowałaby proces kurczenia. Wartość omegi decyduje więc o rodzaju modelu kosmologicznego. Gdyby omega była mniejsza od jedności, wówczas mielibyśmy do czynienia z modelem otwartym i Wszechświat zawsze by się rozszerzał.

101 Większa od jedności świadczyłaby o tym, że żyjemy we Wszechświecie zamkniętym i pewnego dnia zaczniemy zapadać się do punktu. Jeśli omega równałaby się jedności, to otaczająca nas przestrzeń byłaby płaska. W każdym modelu początek Kosmosu jest taki sam. Astronomowie sądzą, że cała materia Wszechświata była zawarta w "kuli" o nieskończenie małej średnicy i nieskończenie dużej gęstości. następnie wskutek Wielkiego Wybuchu kula zaczęła gwałtownie się rozrastać.

102 5.7 Ogólna Teoria Względności Ponieważ grawitacja odgrywa kluczową rolę w kształtowaniu Wszechświata, dokładne określenie jego przeszłości i przyszłości wymaga dokładnej teorii ją opisującej. Najlepszą obecnie znaną nam teorią grawitacji jest ogólna teoria względności. Do tej pory wszelkie przeprowadzone doświadczenia i obserwacje zgadzają się z jej przewidywaniami. Ponieważ jednak mamy bardzo niewielkie możliwości przeprowadzania eksperymentów na kosmologicznych odległościach, istnieje możliwość, że nie jest ona w takich warunkach poprawna. Dotychczas jednak nie istnieją żadne przesłanki do zastąpienia ją inną teorią. Ogólna teoria względności udostępnia zestaw nieliniowych równań różniczkowych cząstkowych dla tensora metrycznego czasoprzestrzeni (są to równania Einsteina). Parametrami tych równań jest rozłożenie masy i energii oraz pędu we Wszechświecie, a ich rozwiązaniem, kształt wszechświata. Ponieważ nie możemy obserwacyjnie wyznaczyć tych wielkości dla odległych rejonów Wszechświata, modele kosmologiczne tworzy się w oparciu o zasadę kosmologiczną, mówiącą, że w dużych skalach Wszechświat jest jednorodny i izotropowy. Zakłada się zatem, że grawitacyjny efekt materii rozmieszczonej we Wszechświecie jest identyczny do wywoływanego przez pył o tej samej średniej gęstości, rozsiany równomiernie w przestrzeni. Założenie to pozwala łatwo rozwiązać równania Einsteina i przewidywać przeszłość i przyszłość Wszechświata w kosmologicznych skalach czasowych..

103

104 6. Słynni Astronomowie 6.1 Ptolemeusz 6.2 Hipokrates 6.3 Mikołaj Kopernik 6.4 Galileusz 6.5 Jan Kepler 6.6 Izaak Newton 6.7 Edwin Hubble 6.8 Aleksander Wolszczan

105 6.1 Ptolemeusz pracował w bibliotece w Aleksandrii zebrał osiągnięcia poprzedników i stworzył kompletny system, opisujący ruch Słońca, Księżyca i planet z dokładnościa lepszą niż 5 stopni korzystał przy tym z archiwów obserwacji, sięgających jeszcze czasów Babilońskich. stworzył katalog ponad 1000 gwiazd widocznych z krajów śródziemnomorskich, pogrupował je w 48 gwiazdozbiorów (12 zodiakalnych, 21 północnych i 15 południowych) katalog Ptolemeusza stał się autorytetem na prawie 1500 lat. opierał sie na fizyce Arystotelesa, choć w ostateczności złamał jedno z jej podstawowych założeń: ruch jednostajny po okregu. Jego poglądy na budowę świata na wiele stuleci ugruntowały pogląd geocentryczny, który został obalony dopiero przez Mikołaja Kopernika. Ptolemeusz był też twórcą modelu ruchu ciał niebieskich, wykorzystującego deferenty.

106 Ptolemeusz

107 6.2 Hipokrates Hipparchos żył ok p.n.e. astronom i matematyk grecki, stworzył podstawy astronomii jako nauki oraz podstawy trygonometrii. Wyznaczył długość roku gwiazdowego z dokładnością do 6 minut oraz czas trwania astronomicznych pór roku. Jego największe osiągnięcia to: -zmierzył odległość Ziemi od Księżyca -zmierzył czas obrotu Ziemi wokół Słońca -zmierzył kąt nachylenia ekliptyki do równika niebieskiego -zmierzył mimośród orbity ziemskiej -zmierzył szybkość przesuwania punktu Barana -wprowadził południki i równoleżniki -wykonał atlas 1080 gwiazd -odkrył zjawisko precesji

108 Hipokrates

109 6.3 Mikołaj Kopernik Polski astronom, urodzony w 1473 r. w Toruniu przy ul. św. Anny (obecnie: Kopernika). W latach studiował w Krakowie, a następnie we Włoszech Padwa. W 1503 doktoryzował się z prawa kanonicznego. Po powrocie do Polski mieszkał w Lidzbarku Warmińskim, Fromborku, Olsztynie. Opracował heliocentryczny model Układu Słonecznego, według którego Słońce znajduje się w centrum, Ziemia jest planetą i podobnie jak pozostałe planety obiega Słońce po orbicie kolistej. Jego teoria została opublikowana w 1543 r. w księdze De revolutionibus orbium coelestium (O obrotach sfer niebieskich). Mimo zadedykowania dzieła ówczesnemu papieżowi, nie została przychylnie przyjęta przez Kościół, a nawet umieszczono ją w 1616 r. w indeksie ksiąg zakazanych.

110 Mikołaj Kopernik

111 Teoria Kopernika wpłynęła na sposób patrzenia na miejsce Ziemi i człowieka we Wszechświecie i stała się podstawą rozwoju nauk ścisłych. Określa się ją mianem "rewolucji kopernikańskiej". Z idei Kopernika wywodzi się późniejsza zasada kosmologiczna, zwana także zasadą kopernikańską, według której część Wszechświata dostępna obserwacjom nie różni się od jego pozostałych części. W wersji uogólnionej przyjmuje się, że żaden punkt we Wszechświecie nie jest wyróżniony. Kopernik był także matematykiem, lekarzem, prawnikiem, ekonomistą, publikował prace o reformie monetarnej i sformułował prawo, iż "gorszy pieniądz wypiera z rynku lepszy".

112 6.4 Galileusz (Galileo) Włoski fizyk, astronom, matematyk i filozof urodzony w 1564 roku w Pizie we Włoszech. Najstarszy syn Giulii Ammannati i Vincenzo Galilei. Gdy rodzina przeniosła si ę do Florencji, Galileoy rozpocz ą ł edukacj ę w szkole klasztornej. Nast ę pnie rozpocz ą ł studia na Uniwersytecie w Pizie, gdzie w 1589 roku osi ą gn ą ł tytuł profesora i został tam wykładowc ą matematyki. Nast ę pnie przeniósł si ę na Uniwersytet w Padwie i w 1610 r. został tam wykładowc ą geometrii, mechaniki i astronomii. W 1581 roku Galileusz zbadał prawa ruchu wahadła, obserwuj ą c wahania lampy zawieszonej na długim sznurze. W roku 1609 uczony skonstruował lunet ę o 30-krotnym powi ę kszeniu, któr ą wykorzystywał do prowadzenia obserwacji astronomicznych. Jej obiektyw stanowiła dwuwypukła soczewka o długim ognisku, natomiast okular stanowiła soczewka dwuwkl ę sła o krótkim ognisku. Nast ę pnie odkrył góry na Ksi ęż ycu, których wysoko ść zmierzył na podstawie pomiaru długo ś ci cienia rzucanego przez nie na powierzchni ę Ksi ęż yca. Zaobserwował równie ż plamy na Sło ń cu, dzi ę ki którym stwierdził, ż e obraca si ę ono wokół własnej osi. Obserwacje Drogi Mlecznej ukazały, ż e stanowi ona skupisko gwiazd. Jako pierwszy dostrzegł fazy Wenus i Merkurego, a tak ż e zaobserwował cztery najwi ę ksze ksi ęż yce Jowisza, zwane galileuszowymi.

113 Galileusz

114 W roku 1611 Galileusz opublikował dzieło Gwiezdny posłaniec, w którym zawarł swoje obserwacje. W 1626 r. rozpoczął prace nad dziełem Dialogi o dwóch systemach świata, które zostało opublikowane sześć lat później w 1632 r. Dzieło to zawierało uzasadnienie teorii heliocentrycznej Kopernika, a także wyniki badań. W wyniku wydania tego dzieła kościół wytoczył mu proces za głoszenie herezji. Groziło mu więzienie, a może nawet spalenie na stosie. Po procesie Galileusz zmuszony został do zamieszkania w Arcetri pod Florencją. Tam właśnie odkrył kołysanie się globu Księżyca, czyli librację. Pod koniec życia, astronom stracił wzrok, jednak nie powstrzymało go to, przed dokończeniem najważniejszego dzieła Dyskusje i dowody matematyczne dwóch nauk. Dzieło dotyczyło praw swobodnego spadania ciał, ruchu wahadeł i innych zagadnień mechaniki.

115 6.5 Jan Kepler Astronom niemiecki i matematyk. W czasie studiów w Tybindze poznał prace Mikołaja Kopernika i stał się ich propagatorem. W uczył astronomii i matematyki w Grazu; uchodząc przed prześladowcami udał się do Pragi, gdzie od był współpracownikiem T. Brahiego. Na podstawie jego obserwacji opracował tablice ruchu planet. Od wykładał matematykę w Linzu, następnie przebywał w Ulm i Żaganiu. Wieloletnia analiza obserwacji astronoma Brahego umożliwiła Keplerowi odkrycie eliptycznego kształtu orbit planetarnych oraz związku między odległościami i okresami obiegu planet. Sformułował prawa Keplera na podstawie analizy obserwacji ruchu planet. 1 prawo Keplera: Orbity wszystkich planet mają kształt elipsy. Elipsy te mają wspólne jedno z ognisk, w którym znajduje się Słońce. 2 prawo Keplera: W miarę zbliżania się do Słońca prędkość planety rośnie, a przy oddalaniu się od niego maleje. 3 prawo Keplera: im dalej od Słońca znajduje się planeta, tym dłużej trwa jej obieg wokół Słońca.

116 Jan Kepler

117 6.6 Izaak Newton Stworzył teorię, która formułowała prawa fizyki rządzące zarówno Układem Słonecznym, jak i otaczającym nas światem. Według tej teorii planety, w tym również Ziemia są utrzymywane na swych orbitach przez siłę grawitacji Słońca. W młodości Newton był zafascynowany młynami wodnymi i wiatrakami. Będąc dorosłym człowiekiem stworzył teorie matematyczne, przedstawiające Wszechświat jako ogromną machinę, której wszelkie ruchy można przewidzieć. Izaak zaprojektował nowy typ teleskopów, który wykorzystywał zwierciadła zamiast soczewek, dając tym samym wyraźniejszy obraz. Jego wynalazek jest stosowany do dziś.

118 Izaak Newton

119 6.7 Edwin Hubble Astronom amerykanski urodzony w 1889 r. w Missouri. Studiowal na uniwersytecie w Chicago (astronomie) oraz w Oksfordzie (prawo). Brał udział w obu wojnach światowych jako żołnierz. Zajmował sie badaniem obiektów mgławicowych. W 1924 r. odkrył cefeidy w kilku mgławicach (m.in. w M31 - Galaktyka w Andromedzie) i wykazał ze sa to mgławice pozagalaktyczne (według dzisiejszej terminologii: inne galaktyki). Opracował klasyfikacje morfologiczna galaktyk (na podstawie wyglądu) oraz zaproponował schemat ich ewolucji. Badał rozmieszczenie galaktyk i odkryl rozszerzanie sie Wszechswiata (tzw. ucieczka galaktyk). Ustalił iż istnieje zależność prędkości oddalania sie galaktyki od jej odlegosci od nas (prawo Hubble'a, 1929). Jego imię noszą: teleskop kosmiczny (Teleskop Hubble'a, HST) umieszczony na orbicie okoloziemskiej przez NASA r. prawo Hubble'a - prawo opisujące rozszerzanie sie Wszechswiata stala Hubble'a - wspolczynnik proporcjonalnosci w prawie Hubble'a, ma wymiar [km/s/Mps] czas Hubble'a - odwrotnosc stalej Hubble'a horyzont Hubble'a planetoida nr 2069 (Hubble)

120 Edwin Hubble

121 6.8 Aleksander Wolszczan Współczesny polski astronom, odkrywca pierwszego pozasłonecznego układu planetarnego. Urodził się w Szczecinku w 1946 r. Ukończył studia astronomiczne na Uniwersytecie Mikołaja Kopernika w Toruniu (1969) oraz uzyskał stopień doktora za pracę dotyczącą struktur scyntylacyjnych w widmach pulsarów (1975). Od 1992 r. pracuje w Uniwersytecie Stanowym Pensylwania (Penn State University) jako profesor astronomii i astrofizyki. W 1991 roku odkrył 3 planety krążące wokół pulsara PSR , było to pierwsze odkrycie planet pozasłonecznych (wyniki opublikował w 1992 r. w "Nature" i w 1994 r. w "Science"). Otrzymał Nagrodę Młodych Polskiego Towarzystwa Astronomicznego (1976), nagrodę Fundacji na Rzecz Nauki Polskiej (1992).

122 Aleksander Wolszczan

123 7. Obserwatorium Astronomiczne UMK w Piwnicach

124 Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Mikołaja Kopernika O ś rodek astronomiczny Uniwersytetu Mikołaja Kopernika w Toruniu, kształc ą cy studentów Wydziału Fizyki, Astronomii i Informatyki Stosowanej, a tak ż e słu żą cy obserwacji kosmosu, badaniom naukowym, popularyzacji wiedzy o wszech ś wiecie.

125 Historia Obserwatorium zało ż one zostało staraniem prof. Władysława Dziewulskiego i prof. Wilhelminy Iwanowskiej, pracowników naukowych toru ń skiego uniwersytetu, a poprzednio Uniwersytetu Stefana Batorego w Wilnie. Wyst ą pili oni z apelem o pomoc w wyposa ż eniu tworzonej placówki. W 1947 uzyskali od Harvard College Observatory astrograf Drapera pochodz ą cy z 1891 roku. Podj ę to decyzj ę o zlokalizowaniu obserwatorium astronomicznego w miejscowo ś ci Piwnice, ok. 13 km na północ od Torunia. Pomi ę dzy Piwnicami, a Toruniem znajduje si ę pas lasów, w tym rezerwat przyrody Las Piwnicki o obszarze ponad 37 ha, ograniczaj ą cy wpływ miasta na obserwacje.

126 Obserwatorium w Piwnicach k. Torunia: w oddali oba radioteleskopy (32 i 15 m) i obserwatorium astronomiczne, w parku obserwatorium i zabytkowe teleskopy optyczne.

127 Wyposa ż enie Centrum astronomii umieszczono w zabytkowym XIX-wiecznym dworze, a w otaczaj ą cym go parku, jesieni ą 1947 roku rozpocz ę to budow ę pierwszego budynku z rozsuwan ą kopuł ą. Kolejne pawilony kryj ą ce teleskopy optyczne, umieszczone w kopułach z rozsuwanymi dachami zbudowano w latach 50. i 60. XX wieku.Znalazły si ę w nich m.in. teleskop Schmidta-Cassegraina o ś rednicy 90 cm, teleskop Cassegraina o ś rednicy 60 cm. W latach pó ź niejszych profil badawczy obserwatorium skoncentrował si ę na radioastronomii. Z tego wzgl ę du wybudowano w nim dwa radioteleskopy: Mniejszy z nich, o ś rednicy 15 m został oddany do u ż ytku w 1979, wi ę kszy o ś rednicy 32 m w 1994 (jest to najwi ę kszy radioteleskop w Europie Ś rodkowej). Obserwatorium udost ę pniane jest do zwiedzania.

128 32-metrowy radioteleskop w Piwnicach k. Torunia. Astrograf Drapera sprowadzony do Piwnic z Harvard College Observatory w 1947 roku.

129 Wybrani pracownicy Wśród pracowników Obserwatorium Astronomicznego Uniwersytetu Mikołaja Kopernika byli m.in.: profesor Władysław Dziewulski (1878–1962) – polski astronom, profesor USB w Wilnie, współzałożyciel UMK i Obserwatorium Astronomicznego w Piwnicach profesor Wilhelmina Iwanowska (1905–1999) – polska astronom i radioastronom, profesor UMK profesor Aleksander Wolszczan (ur. 1946) – polski astronom, odkrywca pierwszych planet spoza Układu Słonecznego, profesor UMK, wyróżniony Torunianin XX wieku. W 1991 przy pomocy radioteleskopu w Arecibo (Portoryko) odkrył 3 planety poza Układem Słonecznym. W 1992 otrzymał Nagrodę Fundacji na rzecz Nauki Polskiej za odkrycie pierwszego poza słonecznego układu planetarnego. Wyróżniony przez wiele instytucji naukowych i czasopism specjalistycznych, m.in.: pismo Nature jako autor jednego z 15 fundamentalnych odkryć z dziedziny fizyki upublicznionych przez wydawnictwo. Jest także profesorem na Uniwersytecie Stanowym Pensylwania. profesor Andrzej Woszczyk – astronom, profesor UMK, prezes Towarzystwa Naukowego w Toruniu

130 Od 2003 roku toru ń skie Obserwatorium Astronomiczne realizuje unikatowy w skali ś wiata projekt przeszukiwania nieba na cz ę stotliwo ś ci 30 GHz w ramach programu Unii Europejskiej FARADAY.

131 8. Kepler-9, 9b, 9c

132 Kepler Dzi ę ki kosmicznemu teleskopowi Kepler uda ł o si ę odkry ć pierwszy uk ł ad poza s ł oneczny, w którym wi ę cej ni ż jeden obiekt tranzytuje przed gwiazd ą swojego uk ł adu podobn ą do naszego S ł o ń ca. Mowa tutaj o systemie oznaczonym jako Kepler-9, w którym zauwa ż ono wyra ź ne sygnatury dwóch du ż ych planet, dzi ę ki zarejestrowaniu pewnych niewielkich, cyklicznych spadków jasno ś ci gwiazdy, któr ą cia ł a te obiegaj ą.

133 Nowo odkryte planety nosz ą oznaczenia Kepler-9b oraz Kepler-9c i zosta ł y odnalezione w ś ród setek kandydatów zidentyfikowanych w ramach obserwacji ponad 156 tysi ę cy gwiazd przez teleskop Kepler. Przez pierwsze 43 dni trwania misji obserwacyjnej odnaleziono pi ęć gwiazd potencjalnie posiadaj ą cych wielokrotne systemy planetarne, cho ć ostatnio lista ta wyd ł u ż y ł a si ę o kolejny, szósty cel.

134 Kepler-9b Kepler-9b – planeta pozas ł oneczna kr ążą ca wokó ł gwiazdy Kepler-9. Ma ona mas ę w przybli ż eniu 0,25 MJ i promie ń oko ł o 0,84 RJ. Okr ąż a gwiazd ę co oko ł o 19 dni, poruszaj ą c si ę po orbicie o promieniu 0,14 j.a. Porównanie rozmiaru Kepler 9b (po lewej) i Jowisza

135 Kepler-9c Kepler-9c – planeta pozas ł oneczna typu gor ą cy Jowisz, znajduj ą ca si ę w kierunku konstelacji Lutni w odleg ł o ś ci 2120 lat ś wietlnych od Ziemi. Zosta ł a odkryta 26 sierpnia 2010 roku przez satelit ę Kepler. Jest to druga planeta w systemie gwiazdy Kepler-9. Obie planety kr ążą wokó ł swojej gwiazdy z okresem bliskim rezonansowi. Planeta Kepler-9b obiega gwiazd ę dwa razy gdy w tym czasie Kepler-9c wykonuje jeden obieg. Planeta ta pod wzgl ę dem wielko ś ci jest podobna do Saturna a jej masa jest 54 razy wi ę ksza od masy Ziemi. System planetarny Kepler-9 jest pierwszym uk ł adem z wi ę cej ni ż jedn ą planet ą odkrytym metod ą tranzytu.

136 Artystyczna impresja Keplera-9, w tym planet Kepler-9b i c.

137 Dane uzyskane przez Keplera to istna kopalnia wiedzy dla naukowców. Dzi ę ki znajomo ś ci czasu pomi ę dzy tranzytami mo ż liwe jest okre ś lenie odleg ł o ś ci w jakiej planety orbituj ą wokó ł swojej gwiazdy, natomiast niewielkie zmiany w regularno ś ci pozwalaj ą na przybli ż one okre ś lenie ich mas, a tak ż e ewentualne wykrycie innych obiektów, które nie dokonuj ą tranzytów.

138 Dzi ę ki dodatkowym, siedmiomiesi ę cznym obserwacjom wykonanym przez znajduj ą ce si ę na Hawajach Obserwatorium Keck'a mo ż liwe sta ł o si ę precyzyjne okre ś lenie okresu orbitalnego oraz mas obu planet uk ł adu Kepler- 9. Okaza ł o si ę, ż e wi ę kszym obiektem jest planeta Kepler-9b, obiegaj ą ca gwiazd ę w czasie 19 dni w odleg ł o ś ci blisko 21 milionów kilometrów, podczas gdy Kepler-9c potrzebuje do tego niemal dwukrotnie wi ę cej czasu, czyli oko ł o 38 dni i kr ąż y w odleg ł o ś ci oko ł o 34 milionów kilometrów. Oznacza to, ż e obiegaj ą swoje s ł o ń ce w rezonansie grawitacyjnym 2:1.

139 Obie planety posiadaj ą natomiast zbli ż one masy - obie s ą nieco l ż ejsze od Saturna. Kepler-9b posiada mas ę 0.25 Jowisza, druga planeta uk ł adu - Kepler-9c - jest nieznacznie l ż ejsza z mas ą 0.17 masy Jowisza. Oznacza to, ż e obie planety zaliczaj ą si ę do gazowych gigantów z ł o ż onych g ł ównie z wodoru i helu. Ciekawym aspektem nowego uk ł adu jest mo ż liwo ść rejestracji niewielkich zmian w samych tranzytach obu planet, spowodowanych oddzia ł ywaniem grawitacyjnym pomi ę dzy tymi obiektami.

140 Oprócz potwierdzonego odkrycia dwóch planet, prawdopodobnie uda ł o si ę zidentyfikowa ć sygna ł ś wiadcz ą cy o obecno ś ci trzeciej, mniejszej planety, przypuszczalnie mieszcz ą cej si ę w klasie tzw. "super-Ziemi" z mas ą wynosz ą c ą tylko 1,5 ziemskiej i orbituj ą cej bardzo blisko gwiazdy o okresie obiegu równym 1.6 dnia. Detekcja ta musi zosta ć jednak potwierdzona przez wykonanie dalszych obserwacji, które wyklucz ą inne pochodzenie zaobserwowanego zjawiska.

141 9. Katastrofy Kosmiczne

142 Katastrofy kosmiczne to jeden z rodzajów katastrof naturalnych, której źródła znajdują się poza Ziemią. Chodzi tu głównie o upadki komet bądź asteroid na powierzchnię Ziemi, ale także o takie zjawiska jak wybuch pobliskiej supernowej czy burze magnetyczne zakłócające działalność sztucznych satelitów. W przestrzeni kosmicznej krąży wiele małych ciał od drobnego pyłu kosmicznego po sięgające kilkuset kilometrów komety, asteroidy czy planetoidy. Prawdopodobieństwo zderzenia Ziemi z większymi z tych obiektów jest bardzo małe. O tym, że takie upadki zdarzały się w przeszłości świadczą kratery meteorytowe oraz przypadki masowego wymierania organizmów ziemskich.

143 Kratery meteorytowe

144 Masowe wymieranie organizmów

145 Średnicę obiektu od 1,5 do 2 km uznaje się za wartość progową globalnej katastrofy, której skutkiem mogłaby być śmierć nawet 1/4 ludności świata. Skutki takiego uderzenia są różnorodne: od trwającego kilka godzin rozchodzenia się fal uderzeniowych czy fal tsunami, poprzez trwające kilka tygodni pożary, kilkumiesięczne ciemności, aż po długotrwałe skutki dla całej planety jak efekt cieplarniany czy zniszczenie warstwy ozonowej. Obiekty takie spadają na Ziemię średnio raz na milion lat. Bardziej prawdopodobne jest uderzenie obiektu o rozmiarach ok. 200 m średnicy, które spadają średnio raz na 10 tysięcy lat, a mogą spowodować znaczne szkody w przypadku impaktu w gęsto zaludnionych obszarach Ziemi. Upadek obiektu, który mógłby spowodować masowe wymieranie szacuje się na średnio raz na milionów lat. Wg szacunków NASA liczba NEO (obiektów bliskich Ziemi, które mogą przedrzeć się przez atmosferę Ziemi (o średnicy powyżej 50 m) wynosi około miliona, w tym ponad 1000 o rozmiarach powyżej 1 km. Potencjalne zagrożenie, jakie stwarzają te obiekty, ocenia się w 10-stopniowej skali Torino, która dzieli je na pięć klas: obiekty nie zagrażające Ziemi, obiekty, które zasługują na obserwację, obiekty, którym należy się większe zainteresowanie, obiekty zagrażające Ziemi, obiekty, z którymi kolizja jest nieunikniona.

146 Kierowany przez laboratorium w Pasadenie, Kosmiczny Teleskop Spitzera odkrył ślady kosmicznej katastrofy, do której doszło kilka tysięcy lat temu. Według naukowców właśnie wtedy, w Gwiazdozbiorze Pawia doszło do zderzenia dwóch planet. Jedna z nich była wielkości Księżyca, a druga rozmiarów Merkurego. Kraksa miała miejsce w odległości 100 lat świetlnych od Ziemi, wokół liczącej 10 milionów lat gwiazdy HD Jak poinformował serwis AHN, do kolizji doszło przy prędkości ponad 36 tysięcy kilometrów na godzinę. Zderzenie doszczętnie zniszczyło mniejszą z planet i poważnie uszkodziło drugą z nich. Specjalny przyrząd zainstalowany przy Teleskopie Spitzera natrafił na tektyty oraz odłamki, które powstały w wyniku zderzenia. Wykryte zostały także olbrzymie ilości pyłu oraz ślady tlenku krzemu. Zdaniem Carey M. Lisie - autorki odkrycia, detekcja tych chemikaliów nie pozostawia wątpliwości, że nieopodal gwiazdy HD doszło do potężnej kolizji. Podobna kraksa, do której doszło kilka miliardów lat temu, doprowadziła do powstania Księżyca. - podał serwis BBC powołując się na naukowców. Ziemia zderzyła się wówczas z obiektem zbliżonym rozmiarami do Marsa. Kierowany przez laboratorium w Pasadenie, Kosmiczny Teleskop Spitzera odkrył ślady kosmicznej katastrofy, do której doszło kilka tysięcy lat temu. Według naukowców właśnie wtedy, w Gwiazdozbiorze Pawia doszło do zderzenia dwóch planet. Jedna z nich była wielkości Księżyca, a druga rozmiarów Merkurego. Kraksa miała miejsce w odległości 100 lat świetlnych od Ziemi, wokół liczącej 10 milionów lat gwiazdy HD Jak poinformował serwis AHN, do kolizji doszło przy prędkości ponad 36 tysięcy kilometrów na godzinę. Zderzenie doszczętnie zniszczyło mniejszą z planet i poważnie uszkodziło drugą z nich. Specjalny przyrząd zainstalowany przy Teleskopie Spitzera natrafił na tektyty oraz odłamki, które powstały w wyniku zderzenia. Wykryte zostały także olbrzymie ilości pyłu oraz ślady tlenku krzemu. Zdaniem Carey M. Lisie - autorki odkrycia, detekcja tych chemikaliów nie pozostawia wątpliwości, że nieopodal gwiazdy HD doszło do potężnej kolizji. Podobna kraksa, do której doszło kilka miliardów lat temu, doprowadziła do powstania Księżyca. Ziemia zderzyła się wówczas z obiektem zbliżonym rozmiarami do Marsa.

147 Katastrofa statku kosmicznego 28 stycznia 1986 r. znajdujący się na wysokości ponad 16 km prom kosmiczny Challenger w 75 sekundzie lotu na oczach tysięcy zdrętwiałych z przerażenia ludzi, jacy zgromadzili się na przylądku Canaveral (i milionów ludzi przed telewizorami) zamienił się w olbrzymią kulę ognia, która po chwili przekształciła się w przypominającą swym kształtem gigantycznego skorpiona chmurę białego dymu. Tysiące szczątków przez blisko 45 minut opadało do Atlantyku. Jedynym fragmentem wahadłowca, który w stanie niemal nienaruszonym przetrwał eksplozję, była kabina załogi. Znajdujący się w niej astronauci najprawdopodobniej przeżyli sam wybuch, a następnie trwający 2 minuty i 45 sekund upadek do oceanu. Śmiertelne było dla nich dopiero uderzenie o powierzchnię wody. Zginęła cała, siedmioosobowa załoga promu.

148 251 milionów lat temu co ś zmiot ł o z powierzchni Ziemi 70 procent kr ę gowców Największą w historii Ziemi katastrofę ekologiczną spowodowało uderzenie asteroidy wielkości Mount Everestu - stwierdzili naukowcy. Zderzenie wywołało poważne zmiany w klimacie Ziemi. Z powierzchni planety nagle zniknęła większość żyjących wówczas zwierząt. Badacze twierdzą, że planetoida pozostawiła "odciski palców" w postaci niezwykłych związków węgla - fulerenów.

149 Supernowa Istnieją dwie możliwe drogi prowadzące do takiego wybuchu: w jądrze masywnej gwiazdy przestały zachodzić reakcje termojądrowe i pozbawiona ciśnienia promieniowania gwiazda zaczyna zapadać się pod własnym ciężarem, lub też biały karzeł tak długo pobierał masę z sąsiedniej gwiazdy, aż przekroczył masę Chandrasekhara, co spowodowało eksplozję termojądrową. W obydwu przypadkach, następująca eksplozja supernowej z ogromną siłą wyrzuca w przestrzeń większość lub całą materię gwiazdy. Utworzona w ten sposób mgławica jest bardzo nietrwała i ulega całkowitemu zniszczeniu już po okresie kilkudziesięciu tysięcy lat, znikając zupełnie bez śladu. Z tego powodu w naszej Galaktyce znamy obecnie zaledwie 265 pozostałości po supernowych, choć szacunkowa liczba tego rodzaju wybuchów w ciągu ostatnich kilku miliardów lat jest rzędu wielu milionów.

150 Wybuch wywołuje falę uderzeniową rozchodzącą się w otaczającej przestrzeni, formując mgławicę – pozostałość po supernowej. Znanym przykładem takiego procesu jest pozostałość po SN Eksplozje supernowych są głównym mechanizmem rozprzestrzeniania w kosmosie wszystkich pierwiastków cięższych niż tlen oraz praktycznie jedynym źródłem pierwiastków cięższych od żelaza (powstałych w sposób naturalny). Cały wapń w naszych kościach czy żelazo w hemoglobinie zostały kiedyś wyrzucone w przestrzeń podczas wybuchu supernowej, miliardy lat temu. Supernowe "wstrzyknęły" ciężkie pierwiastki w przestrzeń międzygwiezdną, wzbogacając w ten sposób obłoki materii będące miejscem formowania nowych gwiazd. Te gwałtowne procesy zdeterminowały skład chemiczny mgławicy słonecznej, z której 4,5 miliarda lat temu powstał Układ Słoneczny i ostatecznie umożliwiły powstanie na Ziemi życia w takiej postaci, jaką obecnie znamy.

151 Źródła

152 Prezentację wykonali: 1.Anna Szymańska 2.Anna Zając 3.Dariusz Antoszewski 4.Patryk Paś 5.Paulina Bratkowska 6.Dominik Szajerski 7.Miłosz Szrejter 8.Magdalena Linowska 9.Karolina Kaźmierczak 10.Marta Sikorska 11.Klaudia Staszyńska 12.Łukasz Bogatkowski 13.Wiktoria Marcinkowska 14.Patrycja Głowacka Pod czujnym okiem opiekuna grupy pani Angeliki Strzyżewskiej


Pobierz ppt "Projekt ROZWÓJ PRZEZ KOMPETENCJE jest współfinansowany przez Unię Europejską w ramach środków Europejskiego Funduszu Społecznego."

Podobne prezentacje


Reklamy Google