Dane INFORMACYJNE Nazwa szkoły:

Dane INFORMACYJNE Nazwa szkoły:
Liceum Ogólnokształcące im. Henryka Sienkiewicza we Wrześni ID grupy: 97/65_MF_G1 Opiekun: Justyna Rewers Kompetencja: Matematyczno-fizyczna Temat projektowy: Niebo nad głową Semestr/rok szkolny: Czwarty 2011/2012

Cele Projektu Celem projektu „AS KOMPETENCJI” jest umożliwienie uczniom szkół ponadgimnazjalnych rozwoju kompetencji matematyczno-fizycznych.

Nasz zespół

Skład: Uczestnicy projektu: Opiekun: Justyna Rewers Robert Kamiński
Marta Mielcarek Marta Student Patryk Szymkowiak Jarosław Długosz Weronika Majchrzak Katarzyna Harendarz Patrycja Wojciechowska Kamila Kubasiak Natalia Dewo Opiekun: Justyna Rewers

Mechanika nieba Dział astronomii zajmujący się ruchem ciał niebieskich zachodzącym pod wpływem wzajemnego oddziaływania grawitacyjnego. Zasadniczo w mechanice nieba stosuje się nierelatywistyczną teorię grawitacji. Możliwe jest ścisłe rozwiązanie równań ruchu tylko dla dwóch ciał, dla trzech ciał (tzw. problem trzech ciał) możliwe są jedynie rozwiązania szczególne (np. dla trzech równych mas podane przez K. Sundmana w lub tzw. ograniczony problem trzech ciał, w którym jedno z ciał jest nieskończenie małe względem pozostałych, libracyjne punkty), ogólny układ grawitacyjny większej liczby ciał jest niecałkowalny (całki ruchu). Szczególnymi zagadnieniami mechaniki nieba są: teoria ruchu planet (oparta na modelu małych zaburzeń) oraz wzorowana na niej teoria ruchu księżyców planet, teoria ruchu planetoid, teoria ruchu komet, teoria ruchu Księżyca, teoria ruchu sztucznych satelitów Ziemi itd.

Kometa nr 111 To tzw. kometa muskająca Słońce, zmierza w kierunku Słońca, gdzie w jego fotosferze nastąpi jej unicestwienie (zdjęcie z SOHO - Solar and Heliospheric Obserwatory). Komety zwane muskającymi Słońce pochodzą najprawdopodobniej z rozpadu jednej wielkiej komety, który nastąpił ok lat temu, podczas jej przejścia przez peryhelium.

Kometa C/1999 S4 LINEAR Podobnie jak jądra komet Shoemakera-Levy'ego 9 i Bennetta, jądro tej komety rozpadło się (kosmiczny teleskop Hubble'a, 5, 6 i 7 lipiec 2000r.). Całkowity rozpad nastąpił 25 lipca Pozostały ogon komety najprawdopodobniej orbituje Słońce i podlega dalszej ablacji. Obserwacje potwierdzą czy jest to pierwsza i zarazem ostatnia wędrówka tej komety w okolice Słońca.

Kometa LINEAR Jej jądro rozpadło się prawdopodobnie 25 lipca 2000r. Na zdjęciu z kosmicznego teleskopu Hubble'a widać kilka minikomet, powstałych w wyniku rozpadu.

Czym oglądać niebo? Teleskop został wynaleziony na początku XVII w. w Niderlandach, ale jego użycie do obserwacji astronomicznych spopularyzował Galileusz (1564–1642), publikując w 1610 r. Posłanie z gwiazd (Sidereus nuncius). Ta nieduża książeczka pokazywała czytelnikowi góry na Księżycu, słabe gwiazdki, tworzące Drogę Mleczną, i cztery naturalne satelity Jowisza. Wkrótce przyszły odkrycia dziwnego wyglądu Saturna, za który są odpowiedzialne jego pierścienie, faz Wenus i plam słonecznych, ale nie wszystkie możemy przypisać tylko Galileuszowi. W każdym razie dzięki teleskopowi przekonano się, że istnieją inne ośrodki ruchu (np. Jowisz dla swoich księżyców) – a zatem pojawiły się nowe argumenty na rzecz systemu Kopernika – i że ciała niebieskie są zbudowane z materiału prawdopodobnie niewiele różniącego się od ziemi. Kiedy w 1665 r. Robert Hooke relacjonował swoje obserwacje Księżyca przez teleskop, stwierdzał: “[...] ponieważ jest całkiem prawdopodobne, że Księżyc ma prawo grawitacji, tym samym stanowi w poszukiwaniu przyczyny grawitacji, czyli przyciągania, doskonały wyróżniający się przykład [...]; Księżyc bowiem ma prawo przyciągania, skoro nie tylko posiada okrągły kształt, lecz także mocno obejmuje i utrzymuje wszystkie swoje części złączone, chociaż wiele z nich sprawia wrażenie tak luźnych jak piaski na Ziemi [...]; tak więc należy wymyślić jakąś zasadę, która będzie w zgodzie zarówno ze wszystkimi satelitami, jak i głównymi planetami”. Innymi słowy, stało się jasne, że cały wszechświat formują takie same siły

Teleskop

III prawo Keplera Okres obiegu wokół Słońca, P, rośnie wraz z długością wielkiej półosi, D, a wielkość jest stała dla wszystkich planet Układu Słonecznego. Jeśli P wyrazimy w latach ziemskich, a D w , to wartość stałej wynosi 1. Dla planety, która znajduje się w odległości 5 j.a. mamy

Logarytmy Logarytm liczby : to wykładnik potęgi, do jakiej należy podnieść podstawę logarytmu by dostać liczbę logarytmowaną: Logarytm dziesiętny "log" z to 33 Logarytmowanie umożliwia "mnożenie przez dodawanie" (łatwiejsze do wykonania). Trudniej jest obliczyć x niż x : wykorzystując logarytmy wystarczy dodać wykładniki (-4+10) i dostajemy , czyli milion. Logarytmy są bardzo pożyteczne dla badaczy planet, żonglujących miliardami gwiazd i tysiącami sekund łuku.

Teoria Roche’a Granica Roche'a to minimalna odległość od środka planety, w której satelita może się poruszać po orbicie bez ryzyka "rozdarcia" przez siły pływowe. Jeśli planeta i satelita mają taką samą gęstość, to granica Roche'a jest 2,5 razy większa niż promień planety. Znajdując się bliżej satelita rozpadłby się pod wpływem sił pływowych. Wszystkie pierścienie planetarne w Układzie Słonecznym znajdują się wewnątrz granic Roche'a swoich planet. Satelity będące ciałami stałymi mogą istnieć bliżej planety niż granica Roche'a jeśli są wystarczająco małe, bo naprężenia skał zapobiegają rozerwaniu. W dysku materii otaczającym nowo powstającą planetę, w tej jego część, która znajduje się powyżej granicy Roche'a, mogą tworzyć się księżyce. Natomiast w bliższym rejonie planety siły pływowe uniemożliwiają powstawanie satelitów. Ten mechanizm jest identyczny w okolicach gwiazd: nie można oczekiwać planet krążących bliżej swej gwiazdy niż w odległości 2,5 jej promieni.

Teoria Roche’a Sposób rozumowania Roche'a, który będziemy tu przedstawiać, opiera się na następującej upraszczającej hipotezie : wprawdzie satelita jest sferyczny, ale wyobraźmy go sobie jako dwie kule o promieniu r i masie m. Niech to będą dwie brudne śniegowe kule, każda o promieniu r, przyciągające się siłą grawitacji, jaką każda z nich działa na sąsiadkę. Ta siła, , dana jest przez prawo Newtona : Przyjmijmy teraz, że satelita umieszczony jest w odległości D od planety o masie M i promieniu R. Siła przyciągania F, między planetą a bliższą kulą śniegową , będzie większa niż siła F’ między planetą a kulą dalszą. Siła ta dana jest przez związek :

Teoria Roche’a A siła F’ dana jest przez : Dwie kule będą odczuwały w rezultacie siłę próbującą je rozdzielić. Siła ta to różnica między F i F’. Mamy więc : A ponieważ D>>r: Rozdzielenie dwu mas nastąpi jeśli siła będzie większa od siły . Czyli wtedy gdy : Zamieńmy teraz masę M przez , gdzie jest gęstością planety i masę m przez , gdzie jest gęstością satelity. Rozdzielenie nastąpi, gdy odległość D będzie mniejsza od Jest to zupełnie dobre przybliżenie, bo równa się 2,51 , podczas gdy wartość dokładna to 2,456

Powstawanie gwiazd Historia zaczyna się w przestrzeni międzygwiazdowej : w gazie propaguje się fala która, być może, powstała po wybuchu supernowej i część obłoku zaczyna się zagęszczać. Obłok się kurczy, w jego centrum rośnie gęstość i temperatura. Jeśli choćby śladowo się obracał, to stając się mniejszym obraca się szybciej i powstaje, wokół centralnej masy, wirujący dysk. Ciąg dalszy zależy od tego ile materii skupi się w obiekcie centralnym...

Powstawanie gwiazd Jeśli masa centralnego jądra jest mała, kg bądź (mas Jowisza), to staje się ono kulą gazu i tworzy planetę olbrzyma Jeśli (10 % masy Słońca), to powstaje brązowy karzeł, obiekt do niedawna bardzo tajemniczy, w którym reakcje jądrowe zachodzą tylko między D (deuterem) i He (helem). Jeśli (mas Słońca), to temperatura centralna w jądrze przekracza K i rozpoczyna się przemiana H (wodoru) w He (hel), gwiazda zaczyna świecić. W sąsiedztwie rodzącej się gwiazdy mogą być realizowane wszystkie trzy scenariusze. Doprowadza to do powstania układów gwiazd podwójnych (bardzo licznych we Wszechświecie) czy też układów wiążących gwiazdę z gazową planetą, albo gwiazdę z brązowym karłem.

Powstawanie gwiazd Jeśli ten scenariusz opisuje odosobnioną, izolowaną kondensację gazu, to będzie prowadził do powstania odosobnionej gwiazdy. Jeśli masa jest bardzo mała, to powstanie odosobniony brązowy karzeł, albo nawet, czemu nie, odosobniona planeta "swobodna" ! Kilka odosobnionych brązowych karłów już odkryto, ale jest to bardzo trudne, bo świecą niesłychanie słabo, krótko i w podczerwieni. Powstawanie odosobnionych planet (zwanych planetami unoszącymi się) jest teoretycznie możliwe, ale do tej pory żadnej takiej nie odnaleziono. Obiekty te nie mają źródła energii, nie wysyłają światła. Teraz zainteresujemy się takim przypadkiem, kiedy powstającym obiektem jest gwiazda i popatrzymy szczegółowo co się dzieje w jej sąsiedztwie. Bo właśnie tam rodzą się "prawdziwe" planety, które, jak Ziemia, formują się w okołogwiazdowych dyskach materii.

Powstawanie gwiazd Kiedy gwiazda "zapala się", zaczyna świecić, to zapadający się obłok tworzy wokół proto-gwiazdy dysk materii. Badania Układu Słonecznego pozwoliły odtworzyć etapy, które doprowadziły do powstania planet:

Etapy powstawania planet
Dysk rozwarstwia się; bardzo rzadki dysk pyłowy jest zanurzony w gęściejszym dysku gazowym. W dysku pyłowym ziarna łączą się i powstają coraz większe drobiny, w końcu planetozymale (które przypominają dzisiejsze planetoidy czy komety). Z planetozymali powstają, w procesach zderzeń, ciała jeszcze bardziej masywne. Od momentu, gdy jądro stanie się wystarczająco duże - przyciąga coraz więcej planetozymali i gazu, rośnie jeszcze szybciej i otrzymujemy planetę. Pozostałe małe planetozymale spadają na Słońce, na inne planety i ich księżyce (tworząc niezliczone kratery widoczne na powierzchniach Księżyca czy Merkurego) albo krążą w okolicach masywnych planet w postaci pierścieni. Część została odrzucona na obrzeża Układu Słonecznego i tworzy Obłok Oorta, który jest obecnie rodzajem rezerwuaru komet. Oddziaływania między planetami mogą także powodować zderzenia ( co tłumaczy na przykład powstanie Księżyca) czy nieregularne ruchy Urana. Mogą również prowadzić do tak długiej migracji planet, aż zostanie osiągnięte stabilne położenie. Zjawisko rezonansów odgrywa tutaj ogromną rolę, bo modeluje orbity ciał Układu Słonecznego.

Etapy powstawania planet
Dysk pyłowy składa się z drobin skalnych i metalicznych, a znajduje się blisko gwiazdy, gdzie jest gorąco. Od pewnej odległości (zwanej "granicą lodów") temperatura staje się wystarczająco niska, by mogły tworzyć się lody. Ponieważ w Układzie Słonecznym wodór (H) i tlen (O) są najobficiej występującymi, to pojawia się znacznie więcej planetozymali i planety tworzą się gwałtowniej. Jowisz, największa planeta, powstaje na granicy lodów, a inne planety olbrzymy, zbudowane z gazów i lodów, znajdują się dalej.

Życie gwiazdy Życie gwiazdy rozpoczyna się burzliwą fazą, nazywaną etapem T-Tauri, która trwa około miliona lat. W tym czasie gwiazda, jeszcze w swym kokonie gazowo-pyłowym, wydmuchuje strugi promieniowania i cząstek, które w znaczący sposób perturbują okołogwiezdny dysk. Gwiazda pojawia się na « ciągu głównym », gdzie spędza większość swego życia (9 miliardów lat w przypadku gwiazdy podobnej do Słońca). Gdy wyczerpie w jądrze wodór (H) rozpoczyna się kurczenie i temperatura w środku gwiazdy rośnie. Ciąg dalszy tego scenariusza, opisującego koniec życia gwiazdy, także zależy od jej masy :

Życie gwiazdy W przypadku gwiazd mało masywnych ( ) kurczenie się kończy i gwiazda "gaśnie". W przypadku gwiazd masywniejszych ( ), a na ogół występują takie, temperatura w samym środku osiąga K i rozpoczyna się tam przemiana He (helu). W otoczce wzrost temperatury pozwala na przemianę wodoru (H) w hel (He). Jasność, a więc i ciśnienie promieniowania, a więc i promień gwiazdy, znacznie rosną. W tym samym czasie zewnętrzne warstwy puchną, ochładzają się, a centrum staje się bardziej gęste. Gwiazda przechodzi w stadium czerwonego olbrzyma. W centrum szybko zachodzi spalanie helu (He) w węgiel (C) i tlen (O). Po wyczerpaniu się helu (He) następuje drugi kryzys energetyczny w gwieździe. I znów dalszą ewolucję będzie wyznaczać masa :

Życie gwiazdy Jeśli masa jest poniżej , to rozrzedzone zewnętrzne warstwy powoli rozdymają się i powstaje « mgławica planetarna » (np. w Lirze). Jądro, w postaci białego karła (obiektu bardzo małego, R ~3000 km, bardzo gęstego ~ kg/m3 i początkowo bardzo gorącego) powoli "gaśnie" (bo stygnie), aż staje się czarnym karłem. W przypadku gwiazd o masie powyżej 1,4 mas Słońca kurczenie, czyli zapadanie się, trwa. Przechodzenie helu w węgiel (C), tlen (O), krzem (Si), magnez (Mg), neon (Ne) i żelazo (Fe) zachodzi bardzo szybko i wyzwala niewiele energii. Pierwiastki cięższe od żelaza nie powstają w "jądrowym spalaniu", nie ma więc już "paliwa" do dyspozycji. Ponownie następuje zapadanie się, rośnie temperatura w centrum. Zaczynają rodzić się pierwiastki cięższe od żelaza, ale te procesy wymagają dostarczania energii (podczas gdy łączenie się jąder lżejszych od żelaza energię wyzwala). A to przyspiesza zapadanie się !

Życie gwiazdy Łączą się elektrony i protony w neutrony. Jądro gwiazdy gwałtownie się kurczy do promienia ~10 km i osiąga gęstość kg/m3. Materia odbija się od twardego środka, "cofa się" i powstaje fala uderzeniowa, szok wywołujący wybuch supernowej. Po wybuchu pozostaje jedynie bardzo gęsty centralny obiekt - albo gwiazda neutronowa albo czarna dziura.

Teorie astronomiczne

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.

Teoria systemu heliocentrycznego Kopernika
Wynikiem długoletnich badań astronomicznych Mikołaja Kopernika było dzieło "O obrotach". Dzieło to wywołało przewrót w nauce i dotychczasowym poglądzie na świat Teoria Kopernika stała jednak w sprzeczności z 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.

Inflacja kosmiczna W 1980 roku pracujący Alan Guth z Massachusetts Institute of Technology (MIT) 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. 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.

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.

Teoria Supersymetrii Supersymetryczne cząstki - hipotetyczne produkty pojawiające się w modelu fizyki cząstek elementarnych, zwanym teorią supersymetrii - były kandydatami na ciemną materię. Teoria ta próbuje połączyć ze sobą dwie główne kategorie cząstek występujących we Wszechświecie: fermiony i bozony. Te pierwsze stanowią główny budulec obserwowalnej materii. Protony, neutrony i elektrony wchodzące w skład atomów są fermionami. Natomiast bozony spadają niczym cement fermiony oraz powodują ich rozrywanie. Przykładami bozonów są fotony (nośniki sił elektromagnetycznych) i grawitony (nośniki sił grawitacyjnych). W modelu supersymetrii każdy fermion ma swojego bozonowego towarzysza i na odwrót. Przykładowo bozony odpowiadające elektronom nazywają się s-elektronami. Supersymetryczni partnerzy protonów i grawitonów to odpowiednio protina i grawitina. Jak dotąd, istnienie tych bozonowych odpowiedników nie zostało potwierdzone w żadnym doświadczeniu.

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. Yanim 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.

Teoria Wielkiego Wybuchu
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.

Modele Friedmana: otwarty, zamknięty, płaski
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.

Modele Friedmana: otwarty, zamknięty, płaski
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. 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.

Odległości kątowe na niebie
Wszystkie atlasy czy zapowiedzi zdarzeń na niebie wymagają znajomości odległości kątowych obiektów na niebie. Jeżeli więc czytamy lub odczytujemy z atlasu, że obiekt A i B są odległe od siebie o 5 stopni, to, co w praktyce oznacza? Ano oznacza tyle, że odległość na kole wielkim na sferze niebieskiej przechodzącym przez te dwa obiekty wynosi właśnie 5 stopni. No a konkretnie, o co chodzi i 5 stopni to daleko czy blisko? No właśnie, dobre pytanie. Przecież na niebie nie widać żadnej siatki, żadnego układu współrzędnych, jak sobie poradzić? Poniżej podaję bardzo przybliżone metody "polowego" wyznaczania zgrubnych odległości kątowych. W zasadzie wyznaczanie takich odległości jest bardzo proste, wystarczyłby dobry kątomierz na odpowiednim mocowaniu i ewentualnie jedna lunetka przesuwająca się po obwodzie kątomierza, ale kto dziś używa Laski świętego Jakuba czy Astrolabium?

Odległości kątowe na niebie
Szerokość małego palca wyciągniętej dłoni to około 1 stopnia Szerokość trzech środkowych palców to 5 stopni Zaciśnięta pięść to 10 stopni Odległość między rozstawionymi maksymalnie palcem wskazującym i małym to 15 stopni Odległość między rozstawionymi maksymalnie kciukiem i małym to 25 stopni

Pozorny ruch ciał na sferze niebieskiej
Wygląd nieba w pogodną noc sugerował od najdawniejszych czasów, że wszystkie gwiazdy umieszczone są na niewidocznej, ogromnej, obracającej się sferze, w której środku znajduje się Ziemia. Poznanie ruchów ciał na sferze niebieskiej, w większości widocznych gołym okiem, ma podstawowe znaczenie dla wyjaśnienia najpowszechniejszych zjawisk zachodzących na Ziemi, jak wschody i zachody, pory roku, zaćmienia, czy nawet elementarnych faktów dotyczących budowy Układu Słonecznego. Do orientowania się na sferze, a więc również na sferze niebieskiej, posłużą nam podstawowe wiadomości z trygonometrii sferycznej. Sprowadzają się one do trzech wzorów, opisujących zależności między elementami trójkąta sferycznego.

Trójkątem sferycznym nazwiemy trójkąt na sferze, utworzony przez trzy łuki kół (a właściwie okręgów) wielkich, przy czym koło wielkie to takie koło na sferze, którego płaszczyzna przechodzi przez jej środek Łuki kół wielkich są bokami trójkąta sferycznego, a miarą boku jest kąt środkowy oparty na reprezentującym go łuku. Kątem trójkąta sferycznego jest kąt między stycznymi do boków, poprowadzonymi z odpowiedniego wierzchołka. Przy tradycyjnych oznaczeniach boków (a, b, c) i kątów (A, B, C) trójkąta, gdy naprzeciwko elementu oznaczonego małą literą leży element oznaczony dużą literą, trzy podstawowe wzory mają postać:

Wzory te, zwane, odpowiednio, wzorem cosinusów, sinusów i pięciu elementów, umożliwiają wyznaczenie trzech brakujących elementów, gdy znane są dowolne trzy. Przy precyzyjnych pomiarach wysokości gwiazd trzeba uwzględnić zakrzywienie promienia świetlnego przechodzącego przez atmosferę. W wyniku tego zjawiska, zwanego refrakcją, wszystkie gwiazdy widać nieco wyżej, niż gdyby atmosfery nie było. Kąt, o jaki zostaje zakrzywiony promień światła, nazywa się też refrakcją (R) i określony jest przybliżonym wzorem: gdzie z = 90o - h oznacza tzw. odległość zenitalną obiektu. Wzór powyższy określa refrakcję z dokładnością do około 1" dla z < 75o.

Przy horyzoncie refrakcja zmienia się z odległością zenitalną tak gwałtownie, że np. dolny brzeg tarczy Słońca czy Księżyca jest wyraźnie bardziej podniesiony niż górny, co widać jako spłaszczenie tarczy. Atmosfera powoduje też pochłanianie i rozpraszanie światła gwiazd - czyli ekstynkcję (atmosferyczną). Jej skutkiem jest obniżenie widomej jasności gwiazd, a ponieważ ekstynkcja jest większa dla krótszych fal świetlnych, do obserwatora dociera światło z względnym nadmiarem promieniowania długofalowego. Objawia się to w poczerwienieniu ciał niebieskich blisko horyzontu, tj. gdy droga światła w atmosferze jest długa. Wszelkie zaburzenia w atmosferze są źródłem szybkich, drobnych zmian ekstynkcji (przejawiających się jako migotanie gwiazd) i zmian refrakcji (widocznych jako tzw. seeing).

Natężenie pola grawitacyjnego
Jest to wektorowa wielkość fizyczna charakteryzująca pole grawitacyjne. Równa jest sile, z jaką dane pole grawitacyjne działa na jednostkową masę. Inaczej mówiąc natężenie pola grawitacyjnego można obliczyć dzieląc siłę grawitacyjną działającą na pewne ciało przez tego ciała gdzie: m – masa ciała; F – siła działająca na ciało. Natężenie pola grawitacyjnego wytwarzane przez opisuje wzór: Gdzie: r – odległość od punktu materialnego, M – punktowa masa, G – stała grawitacyjna.

Wzór ten obowiązuje również, gdy ciało wytwarzające pole grawitacyjne jest jednorodną kulą lub sferą albo ma radialnie symetryczny rozkład gęstości – Ziemia i wszystkie większe ciała niebieskie w przybliżeniu spełniają ten warunek. Wówczas r we wzorze jest odległością od środka kuli. Wzór ten pozostaje prawdziwy na zewnątrz kuli, tzn. dla r > R, gdzie R jest promieniem kuli. Jednostka natężenia pola grawitacyjnego

Natężenie pola grawitacyjnego w dowolnym punkcie tego jest zbliżone do przyspieszenia grawitacyjnego, ale na ogół nie jest mu dokładnie równe. Jest to spowodowane tym, że na przyspieszenie grawitacyjne ma wpływ również siła odśrodkowa związana z ruchem obrotowym ciała niebieskiego wokół własnej osi. Równość ta zachodzi tylko w przypadku nie obracającego się ciała, albo na biegunie geograficznym tego ciała (wówczas siła odśrodkowa zeruje się). Ponieważ dla większości planet i księżyców prędkość obrotów względem własnej osi nie jest duża, przy uproszczonych rachunkach pomija się wpływ siły odśrodkowej na przyspieszenie grawitacyjne. Na Ziemi przyspieszenie grawitacyjne nazywamy przyspieszeniem ziemskim. W warunkach ziemskich, jeżeli pominie się efekt związany z siłą odśrodkową, natężenie pola grawitacyjnego równe jest w przybliżeniu przyspieszeniu ziemskiemu gdzie MZ i RZ oznaczają odpowiednio masę i promień Ziemi.

Metody obserwacji nieba

Metoda Bobrovnikoffa Jest to metoda polegająca na jednoczesnym rozogniskowaniu obrazów komety i gwiazd porównania do tego stopnia, aż rozmiary wszystkich obiektów będą porównywalne, co umożliwi ich bezpośrednie porównanie. Jest to metoda stosowana najczęściej przy kometach jasnych, silnie skondensowanych.

Metoda Sidgwicka Metoda ta polega na zapamiętaniu wyglądu komety, a następnie rozogniskowaniu obrazów gwiazd porównania do momentu, w którym ich rozmiary będą takie same jak zapamiętana średnica otoczki komety oraz porównaniu ich jasności. Metoda ta stosowana jest najczęściej w przypadku obserwacji komet słabych i silnie rozmytych.

Metoda Morrisa Jest to metoda polegająca na częściowym rozogniskowaniu obrazu komety, jednak tylko do takiego stopnia by spłaszczyć profil jasności, następnie zapamiętaniu jej średnicy i jasności oraz rozogniskowaniu obrazu gwiazd porównania do wielkości obrazu komety i porównaniu ich jasności. Metoda ta jest nieco trudniejsza od poprzednich, jednak wypełnia lukę między nimi, będąc szczególnie przydatna do oceny jasności komet średnio skondensowanych.

Metoda Beyera Metoda ta polega na rozogniskowaniu obrazu komety i gwiazd porównania do momentu, aż zaczną znikać na tle nieba. Logicznym jest, iż najsłabszy obiekt zniknie najszybciej. Ocena różnicy stopnia znikania obserwowanych obiektów pozwala na ocenić ich wzajemną relację jasności. Metoda ta jest szczególnie przydatna przy ocenie jasności komet silnie skondensowanych o małych średnicach.

Osiągnięcia mechaniki nieba
Do ważniejszych osiągnięć mechaniki nieba można zaliczyć opracowanie analitycznych teorii ruchu planet (P.S.Laplace, J.L.Lagrange, S. Newcomb) i teorii ruchu Księżyca (P.Hansen, G.W.Hill, E.W.Brown), odkrycie Neptuna na podstawie analizy perturbacji w ruchu (U.J.Leverrier, J.C.Adams), wprowadzenie metod jakościowych badań ruchu (H.Poincare, A.M.Lapunow). W XX w. mechanika nieba przeżywa renesans rozwiązując nowe problemy, których dostarczają loty kosmiczne oraz maszyny cyfrowe. Równocześnie rozwijają dalej się metody jakościowe (przez wprowadzenie np. elementów topologii), co umożliwia postęp w badaniach stabilności rozwiązań równań ruchu.

Pogoda kosmiczna Wyrzucana nieustannie przez Słońce materia dociera do Ziemi w postaci wiatru słonecznego. Wpływa ona na naszą magnetosferę. W okresie wzmożonej aktywności zwiększa się prędkość i tempo wypływu wiatru słonecznego. Aby zobaczyć słabiutką koronę słoneczną trzeba zasłonić silne światło pochodzące z tarczy Słońca, podobnie jak to się dzieje w momencie słonecznego zaćmienia. Teleskop, który tego dokonuje nazywa się koronografem. Zdjęcie z koronografu Large Angle Spectroscopic Coronograph (LASCO) przedstawione jest obok. Światło z fotosfery jest rozpraszane na elektronach wyrzucanych ze Słońca. Możemy przez to obserwować miliony ton materii słonecznej wyrzucanych w przestrzeń międzyplanetarną jako wiatr słoneczny. Często widoczne są większe skupiska materii - wyrzuty koronalne. Koronograf umożliwia również obserwacje nieba w okolicy aktualnej pozycji Słońca, czasami widoczne są komety. Korona słoneczna kryje wiele zagadek: nie wiadomo dokładnie w jaki sposób korona jest "grzana" do obserwowanej temperatury milionów stopni i jak przyśpieszany jest wiatr słoneczny.

Wiatr słoneczny Dlaczego składowa Bz jest ważna? Pokazuje ona składową pola magnetycznego wzdłuż kierunku osi ziemskiej. Jeżeli pole magnetyczne kierowane jest na północ wówczas strzałka przyjmuje pozycje na północ od równika (N), jeżeli za na południe to strzałka jest w części południowej (S). Jeżeli kierunek pola magnetycznego jest południowy, to wówczas wzrasta aktywność geomagnetyczna. Wtedy pole magnetyczne ze Słońca ma kierunek przeciwny do ziemskiego pola magnetycznego. Rośnie prędkość wiatru i ciśnienie dynamiczne. Powyższe dane przedstawiają aktualne parametry wiatru słonecznego: jego prędkość i ciśnienie dynamiczne. Przedstawiona jest również składowa Bz ziemskiego pola magnetycznego. Wejście strzałek w rejony koloru żółtego i szczególnie czerwonego oznacza podwyższenie aktywności słonecznej i zwiększenie jej wpływu na ziemską magnetosferę.

Gwiazdozbiór Inaczej 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.

Gwiazdozbiór Obserwując ruch planet i Księżyca starożytni zauważyli, że poruszają się one w obrębie wąskiego pasa tworzącego na niebie okrąg. Na przebycie tego okręgu potrzebują one roku. Pas ten, nazwany Zodiakiem, podzielono na 12 równych części, którym nadano nazwy znajdujących się w nich gwiazdozbiorów. Ludzie mieszkający na równiku mogą, dzięki obrotowi Ziemi, w przeciągu roku zobaczyć wszystkie gwiazdozbiory. Jednak ci żyjący na półkuli północnej czy południowej widzą przez cały rok tylko część nieba. Ponieważ całą galaktyka obraca się wokół swego środka, gwiazdy nieustannie poruszają się. Z tego powodu gwiazdozbiory zmieniają swój kształt.

Przykłady gwiazdozbiorów
Andromeda - spory i wyrazisty gwiazdozbiór nieba północnego. Baran - gwiazdozbiór pomiędzy Andromedą a Bykiem. W Baranie znajdował się punkt przecięcia ekliptyki i równika niebieskiego, tzw. punkt Barana. Przejście Słońca przez ten punkt oznacza początek astronomicznej wiosny na półkuli północnej. Obecnie na skutek precesji Ziemi punkt Barana przesunął się do sąsiedniego gwiazdozbioru Ryb. Bliźnięta - jeden z bardziej charakterystycznych gwiazdozbiorów, znany od starożytności, przedstawia parę bliźniąt trzymających się za ręce, Kastora i Polluksa. Byk - duży i wyraźny gwiazdozbiór nieba północnego, leżący w pobliżu równika niebieskiego. Jest to jedna z konstelacji zodiakalnych. Linia ekliptyki przechodzi w tym gwiazdozbiorze między formacją Plejad, a "głową byka".

Cefeusz - konstelacja znana w starożytności, przedstawia króla Etiopii, męża Kasjopei i ojca Andromedy, upamiętnionych sąsiednimi gwiazdozbiorami. Centaur - w obrębie tego gwiazdozbioru leży najbliższa Ziemi gwiazda Proxima Centauri, odległa od układu słonecznego o 4,28 lat świetlnych, a także, prawdopodobnie powiązania z nią grawitacyjnie gwiazda Toliman (inne nazwy: Centauri, Rigil Centaurus, Hadar), która jest jedną z najjaśniejszych gwiazd nieba. Cyrkiel - mały gwiazdozbiór nieba południowego pomiędzy Centaurem a Trójkątem Południowym, nazwany w roku 1751 przez Nicolasa Louisa de Lacaille z powodu podobieństwa do pary cyrkli mierniczych. Delfin - niewielki, ale stosunkowo wyraźny gwiazdozbiór nieba północnego położony w pobliżu równika niebieskiego, na południe od konstelacji Łabędzia, pomiędzy Pegazem a Orłem. W Polsce jest gwiazdozbiorem nieba letniego. Najjaśniejsze gwiazdy są czwartej wielkości gwiazdowej, wszystkie trzy są gwiazdami podwójnymi.

Erydan - gwiazdozbiór nieba równikowego, znany starożytnym, którzy kojarzyli go z Nilem, Eufratem, Gangesem lub dowolną inną większą rzeką. Feniks - niezbyt jasna konstelacja nieba południowego. W szerokości geograficznej Polski niewidoczna. Gołąb - mały gwiazdozbiór nieba południowego. Wprowadzony został przez Johanna Bayera w 1603 roku. Gwiazdozbiór kojarzony jest z gołębicą z Arki Noego. Góra Stołowa - gwiazdozbiór nieba południowego, oznaczony przez Nicolasa Louisa de Lacaille w roku 1751 na cześć Góry Stołowej na Przylądku Dobrej Nadziei, na której prowadził swoje obserwacje. Zawiera część Wielkiego Obłoku Magellana. Herkules - wyrazisty gwiazdozbiór nieba północnego. Nazwa pochodzi od imienia Herkulesa, bohatera występującego w mitologii greckiej. Hydra (Wąż Wodny) - największy pod względem powierzchni gwiazdozbiór na niebie. Znajduje się w pobliżu równika niebieskiego.

Indianin - mało wyraźny gwiazdozbiór nieba południowego. Przedstawiać ma postać Indianina z Ameryki Północnej. Jaszczurka - gwiazdozbiór wydzielony w roku 1690 przez Jana Heweliusza, leżący między Andromedą a Łabędziem. Jednorożec - słabo widoczna konstelacja nieba południowego. Znajduje się bardzo blisko równika niebieskiego i dzięki temu może być obserwowany na szerokości geograficznej Polski w miesiącach zimowych. Kameleon - jedna z mniej wyraźnych konstelacji nieba południowego. Kasjopeja - gwiazdozbiór półkuli północnej, położony w obszarze Drogi Mlecznej. Kil - jest jednym z gwiazdozbiorów nieba południowego.

Kompas - niewielki gwiazdozbiór nieba południowego wyodrębniony z gwiazd starożytnej konstelacji Argo w 1751 roku przez Nicolasa Louisa de Lacaille. Wyobraża kompas magnetyczny. Nie zawiera gwiazd jaśniejszych niż czwartej wielkości. Korona Południowa - jest jednym z 48 gwiazdozbiorów oznaczonych jeszcze przez Ptolemeusza, a znajduje się na południowej półkuli nieba. Korona Północna - niewielki, lecz wyrazisty gwiazdozbiór nieba północnego, leżący w pobliżu Wolarza. Jego gwiazdy układają się w łuk przypominający diadem, bądź koronę. Koziorożec - jest jednym z gwiazdozbiorów zodiakalnych. Położony jest na południowej półkuli nieba. Kruk - mały gwiazdozbiór nieba południowego znajdujący się na południe od konstelacji Panny. Mimo swoich rozmiarów, jest wyraźnym gwiazdozbiorem widocznym na południe od równika niebieskiego, w Polsce na wiosnę.

Krzyż Południa - najmniejszy gwiazdozbiór nieba, charakterystyczny dla nieba południowego. Leży on w obrębie Drogi Mlecznej. W szerokościach geograficznych Europy, nie jest on widoczny. Lew - gwiazdozbiór zodiakalny identyfikowany z lwem, którego musiał pokonać Herakles aby wypełnić jedną ze swych dwunastu pracy. Lis - niezbyt jasny gwiazdozbiór nieba północnego, oznaczony w roku przez Heweliusza. Znajduje się on wewnątrz formacji "trójkąta letniego". Luneta (Teleskop) - mało wyraźny gwiazdozbiór nieba południowego. Oznaczony w roku 1752 przez francuskiego obserwatora, Nicolasa Louisa de Lacaille. Lutnia - jeden z charakterystycznych gwiazdozbiorów nieba letniego na półkuli północnej. Łabędź - gwiazdozbiór nieba północnego. Nazywany jest również Krzyżem północy, ponieważ jego najjaśniejsze gwiazdy układają się w kształt krzyża.

Malarz - słabo widoczny gwiazdozbiór nieba południowego nazwany w roku 1751 przez francuskiego opata, Nicolasa Louisa de Lacaille, któremu przypominał malarską sztalugę, przechrzczony później na Malarza. Mała Niedźwiedzica - niezbyt jasna, ale mimo to ogólnie znana konstelacja okołobiegunowa, ze względu na Gwiazdę Polarną, leżącą +/- 1 stopień od północnego bieguna nieba i na końcu tzw. Małego Wozu. Mały Lew - niewielka i słabo widoczna konstelacja nieba północnego. Mały Pies - mały gwiazdozbiór usytuowany w pobliżu równika niebieskiego. Mikroskop - niewielki i mało wyraźny gwiazdozbiór nieba południowego oznaczony przez Nicolasa Louisa de Lacaille w 1751 roku. Mucha - mały gwiazdozbiór nieba południowego, położony w pobliżu bieguna południowego.

Panna - gwiazdozbiór zodiakalny, znajdujący się w rejonie równika niebieskiego. Według starożytnych, wyobraża on pannę trzymającą w ręku kłos. Przedstawia zazwyczaj grecką boginię sprawiedliwości Dike, która odeszła od ludzi gdy zakończył się srebrny wiek, ale również boginie pełniące podobne funkcje w innych kulturach. Paw - wyraźna, choć w większości składająca się ze słabych gwiazd, konstelacja nieba południowego. Niewidoczna w szerokości geograficznej Polski. Pegaz - duży i wyraźny gwiazdozbiór leżący na północnej półkuli nieba. Nazwa tej konstelacji pochodzi od mitycznego uskrzydlonego konia - Pegaza. Perseusz - gwiazdozbiór nieba północnego, najlepiej widoczny w szerokości geograficznej Polski podczas okresu jesiennego. Piec - mały gwiazdozbiór nieba południowego nazwany w 1751 roku przez Nicolasa Louisa de Lacaille z powodu podobieństwa do pieca (hutniczego). Nie zawiera gwiazd powyżej wielkości 4.

Pompa - gwiazdozbiór półkuli południowej, nazwany w roku przez Nicolasa Louisa de Lacaille'a na cześć pompy wynalezionej przez Roberta Boyle'a. Psy Gończe - gwiazdozbiór sąsiadujący z Wolarzem i wydzielony z Wielkiej Niedźwiedzicy przez Heweliusza w 1690, przedstawiający charty Wolarza atakujące niedźwiedzicę. Ptak Rajski - gwiazdozbiór nieba południowego, oznaczony w 1595 przez Keysera i de Houtmana. Nazwany dla uczczenia nieznanych w Europie, kolorowo upierzonych ptaków Azji i Ameryki Południowej, których okazy przywiozła po raz pierwszy wyprawa Magellana w 1522. Puchar - gwiazdozbiór nieba południowego, położony blisko równika niebieskiego. Jest to konstelacja słabo widoczna, kojarzona przez starożytnych z pucharem, z którego pili ambrozję bogowie.

Rak - konstelacja będąca jednym z 12 gwiazdozbiorów zodiaku. Jest to konstelacja mała i składająca się ze słabych gwiazd. Rufa - duży gwiazdozbiór nieba południowego. Gwiazdozbiór jest prawie niewidoczny w szerokości geograficznej Polski. Jedynie jego północną część można obserwować w miesiącach zimowych, nisko nad południowym horyzontem. Ryba Latająca - mały gwiazdozbiór nieba południowego. Konstelacja ta przedstawia latającą rybę, która miała towarzyszyć na niebie okrętowi Argo. Ryba Południowa - mała konstelacja, leżąca na południowej półkuli nieba. Ryby - duży gwiazdozbiór nieba północnego, znajdujący się w pobliżu równika niebieskiego. Rylec - mały gwiazdozbiór nieba południowego oznaczony w 1751 przez Nicolasa Louisa de Lacaille'a i wyobrażający narzędzie używane do rytowania.

Ryś - gwiazdozbiór wyróżniony w roku 1690 przez Jana Heweliusza, który nadał mu tę nazwę ze względu na "oczy rysia", które musiałby posiadać obserwujący, aby ją odnaleźć. Rzeźbiarz - słabo widoczny gwiazdozbiór nieba południowego opisany w 1751 roku przez Nicolasa Louisa de Lacaille. Sekstant - słabo widoczny gwiazdozbiór usytuowany w rejonie równika niebieskiego. Sieć - mały gwiazdozbiór nieba południowego. Skorpion (Niedźwiadek) - jedna z konstelacji zodiakalnych. Znajduje się na południowej półkuli nieba, jednak pod koniec lata z terenów Polski da się niekiedy dojrzeć tuż ponad horyzontem kilka gwiazd tego gwiazdozbioru. Smok - konstelacja znana wielu starożytnym kulturom i przeważnie kojarzona z potworem reprezentującym siły chaosu, sprzeciwiające się uznanym bogom. Strzała - mały i słabo widoczny gwiazdozbiór nieba północnego.

Strzelec - konstelacja zodiakalna, znana już w starożytności, przedstawiająca centaura, pół-człowieka, pół-konia, z uniesionym łukiem i strzałą. Jej początków można szukać już u Sumerów, którzy widzieli w nim boga wojny. Tarcza Sobieskiego (Tarcza) - mały gwiazdozbiór nieba południowego, leżący w pobliżu równika niebieskiego. Trójkąt - mały gwiazdozbiór nieba północnego, którego trzy najjaśniejsze gwiazdy tworzą figurę wydłużonego trójkąta. Trójkąt Południowy - mała, lecz wyraźna konstelacja nieba południowego. Nazwa wzięła się z faktu, że gwiazdy tej konstelacji układają się w kształt prawie równobocznego trójkąta. Tukan - jeden z gwiazdozbiorów południowej półkuli nieba. W jego obrębie znajduje się Mały Obłok Magellana.

Waga - mało wyraźny gwiazdozbiór zodiakalny. Znajduje się na południowej półkuli nieba. Warkocz Bereniki - gwiazdozbiór nieba północnego, wydzielony z dwóch innych przez Tycho de Brahe na początku XVIII wieku. Wąż - gwiazdozbiór znajdujący się w pobliżu równika niebieskiego. Jest to jedna z 48 konstelacji opisanych przez Ptolemeusza, a zarazem jedna z 88 obecnie, oficjalnie rozróżnianych. Węgielnica - gwiazdozbiór nieba południowego, oznaczony przez Nicolasa Louisa de Lacaille w 1751 roku jako jeden z grupy gwiazdozbiorów "mierniczych" (obok Kompasu i Trójkąta Południowego). Wężownik - wyraźny gwiazdozbiór znajdujący się w rejonie równika niebieskiego. Wielka Niedźwiedzica - gwiazdozbiór okołobiegunowy nieba północnego, a zarazem trzecia co do wielkości konstelacja nieba. W Polsce, a zatem na naszej szerokości geograficznej, widoczna przez cały rok.

Wielki Pies - gwiazdozbiór nieba zimowego na naszej szerokości geograficznej. Najjaśniejsza gwiazda tego gwiazdozbioru, Syriusz, jest również najjaśniejszą gwiazdą na całym nocnym niebie. Wieloryb - konstelacja zwykle utożsamiana przez starożytnych z morskim potworem, który miał pożreć Andromedę, i który został przez Perseusza zamieniony w kamień. Wilk - jedna z konstelacji nieba południowego. Jest jednym z 48 gwiazdozbiorów opisanych przez Ptolemeusza. Wodnik - gwiazdozbiór sąsiadujący z Wielorybem, Delfinem i Rybą Południową, położony na południe od równika niebieskiego. Jest jednym z najstarszych (w sensie antropologicznym) gwiazdozbiorów. Wolarz - jeden z wyraźnych gwiazdozbiorów nieba północnego. Woźnica - wyraźny gwiazdozbiór nieba północnego. Zając - niewielki gwiazdozbiór położony na południe od Oriona i na wschód od Wielkiego Psa.

Zegar - mało wyraźny gwiazdozbiór nieba południowego, oznaczony przez Nicolasa Louisa de Lacaille w 1751 roku i wyobrażający zegar z wahadłem. Nie zawiera gwiazd o jasności większej niż 4. Złota Ryba - niewyraźny gwiazdozbiór nieba południowego. Jest mimo to istotny, ponieważ w jego obrębie znajduje się większa część Wielkiego Obłoku Magellana. Źrebię - mało wyraźny i jednocześnie najmniejszy powierzchniowo gwiazdozbiór nieba północnego i przedostatni pod względem wielkości w ogóle. Mniejszy od niego jest tylko Krzyż Południa. Żagiel - gwiazdozbiór nieba południowego, jeden z trzech wydzielonych w roku 1763 przez Nicolasa Louisa de Lacaille ze starożytnej konstelacji Argo (Statku Argonautów). Zawiera cztery gwiazdy drugiej wielkości. Żuraw - jedna z ptasich konstelacji nieba równikowego i południowego. Żyrafa - gwiazdozbiór okołobiegunowy nieba północnego pomiędzy Gwiazdą Polarną a Woźnicą

Ciało niebieskie To każdy obiekt fizyczny, układ powiązanych ze sobą obiektów lub ich struktur, występujący w przestrzeni kosmicznej poza granicą atmosfery ziemskiej. Ciało niebieskie jest przedmiotem zainteresowania astronomii.

Ciała niebieskie Wśród ciał niebieskich wyróżnia się następujące obiekty, układy i struktury (w skali od największych do najmniejszych): Wszechświat jako całość Wielkie Pustki, rozmiary: około 1 miliarda lat świetlnych, istnieją wątpliwości, czy można te obszary uznawać za ciała niebieskie, mimo że znajduje się w nich materia, bowiem jej gęstość jest bardzo mała włókna (np. Wielka Ściana, Wielka Ściana Sloan), rozmiary: około 250–500 mln lat świetlnych supergromady galaktyk, rozmiary: około 100 mln lat świetlnych lub więcej gromady galaktyk, rozmiary: od kilkunastu do kilkudziesięciu mln lat świetlnych galaktyki, rozmiary: od kilkunastu do kilkuset tysięcy lat świetlnych

Ciała niebieskie materię międzygalaktyczną kwazary czarne dziury
ciemną materię gromady gwiazd i pojedyńcze gwiazdy, w tym: gwiazdy podwójne i gwiazdy wielokrotne obiekty mgławicowe materię międzygwiazdową układy planetarne, w tym: planety i planety karłowate małe ciała układów planetarnych, w tym: planetoidy, komety, meteoroidy oraz materię międzyplanetarną księżyce planet i naturalne satelity planetoid.

Czy jesteśmy sami we Wszechświecie?
Mimo wielu lat przeczesywania nieba przez radioteleskopy w poszukiwaniu sygnałów od innych cywilizacji oraz badania próbek pochodzenia pozaziemskiego pod kątem śladów aktywności biologicznej, nie udało się jak dotąd natrafić na żaden ślad życia w kosmosie. 5 marca 2009r. wytartowała sonda Kepler, która przez trzy i pół roku ma poszukiwać w Drodze Mlecznej planet przypominających naszą Ziemię. To, że wokół innych gwiazd krążą planety, wiadomo już od 1992 r., kiedy polski astronom Aleksander Wolszczan odkrył pierwszy pozasłoneczny układ planetarny. Dzisiaj znanych jest już prawie trzysta pięćdziesiąt planet krążących wokół około trzystu gwiazd. Część z nich to planety podobne do Jowisza i Neptuna – gazowe olbrzymy, na których nie może rozwinąć się życie. Inne są za gorące albo za zimne lub zbyt niegościnne, żeby się ono na nich rozwinęło.

Tym razem astronomom chodzi jednak nie tyle o odkrywanie nowych planet, lecz o poszukiwanie tych podobnych do Ziemi. Planety takie powinny być zbudowane ze skał i muszą krążyć wokół gwiazd przypominających Słońce w odległości pozwalającej na istnienie na powierzchni wody w stanie ciekłym. Środowisko wodne jest uważane za czynnik niezbędny dla powstania życia. Głównym celem misji jest oszacowanie liczby planet o takich właściwościach w naszej galaktyce. Będzie to wskazówka, w jakim stopniu powszechne mogą być warunki sprzyjające powstaniu życia. Pozwoli to także na zaplanowanie dalszych badań.

Misja Kepler to specjalny teleskop, który krąży wokół Słońca, ciągle wpatrując się w ten sam fragment nieba. Jego obiektyw wycelowany jest w pole zawierające ponad sto tysięcy obiecujących gwiazd w gwiazdozbiorze Łabędzia i Liry. Wybrano akurat tę część nieba, ponieważ jest ona bardzo bogata w gwiazdy i nigdy nie znajdzie się w okolicach Słońca, co zakłóciłoby obserwację. Jeśli część z gwiazd posiada planety, to jest szansa, że uda się zobaczyć moment przejścia planety przez tarczę gwiazdy. Ponieważ planeta znajduje się wtedy między gwiazdą a teleskopem, do czujników dociera minimalnie mniej światła. Sytuacja taka trwa bardzo krótko – kilka do kilkunastu godzin – i zdarza się raz na rok, stąd ważne jest, żeby teleskop cały czas obserwował wybrany fragment nieba.

Astronomia Jest to najstarsza nauka przyrodnicza; zrodziła się zarówno z zainteresowań poznawczych i religijnych, jak i potrzeb czysto praktycznych, np. stworzenia kalendarzowej rachuby czasu, zasad nawigacji itp. Ślady zainteresowań astronomicznych przetrwały w pozostałościach po najstarszych cywilizacjach. Jest prawdopodobne, że ok p.n.e. astronomowie chińscy znali z dość dużą dokładnością wartość nachylenia ekliptyki do równika niebieskiego, a pierwsze nie budzące wątpliwości informacje astronomiczne, wartościowe również obecnie, pochodzą z 611 p.n.e. i dotyczą obserwacji komet. W następnych wiekach astronomia chińska koncentrowała się na rejestracji zjawisk astronomicznych (zaćmienia, komety, meteory, występowanie plam na Słońcu), nie starając się stworzyć ogólnego systemu tych zjawisk.

Astronomia Astronomia babilońska największy rozkwit przeżyła w VI–V w. p.n.e., kiedy to poznano długości obiegów synodycznych planet oraz długość cyklu zaćmień Słońca i Księżyca; fazy Księżyca stały się podstawą starobabilońskiego kalendarza; ok. 380 p.n.e. powstały tablice księżycowe pozwalające przewidzieć momenty pierwszej widoczności sierpa Księżyca po nowiu. Babilończykom przypisuje się skonstruowanie pierwszego zegara wodnego i użycie gnomonu do wyznaczania czasu słonecznego; oni również wprowadzili, stosowany do czasów obecnych, sześćdziesiątkowy podział jednostek kąta i czasu. Zainteresowania astronomiczne pojawiły się bardzo wcześnie u ludów zamieszkujących Amerykę Środkową: wiele napisów i elementów architektonicznych pozostawionych przez cywilizację Majów ma charakter astronomiczny i dowodzi zaskakująco dokładnej znajomości okresów kalendarzowych.

Słynne postacie Pierwsze, niezależne od poglądów religijnych, teorie budowy Wszechświata stworzyli starożytni Grecy (m.in. Filolaos z Krotonu, Eratostenes z Cyreny, Arystarch z Samos, Hipparch, Klaudiusz Ptolemeusz), zaś początkiem nowożytnej astronomii stało się stworzenie przez M. Kopernika heliocentrycznej teorii budowy Wszechświata. Przełomowe znaczenie dla obserwacji astronomicznych miało wynalezienie na początku XVII w. lunety (Galileusz).

Geometria a Wszechświat
Geometria eliptyczna, zwana także geometrią sferyczną lub geometrią powierzchni kuli, jest szczególnym przypadkiem geometrii Riemanna dla stałej i dodatniej krzywizny. Jest jedną z geometrii nieeuklidesowych.

Odrzucając piąty postulat Euklidesa (postulatu równoległości), mamy dwie możliwości: albo przyjmiemy, że przez punkt nieleżący na danej prostej nie przechodzi żadna prosta rozłączna z daną, albo przyjmiemy, że takich prostych jest więcej niż jedna. Przyjąwszy pierwszą z tych możliwości, otrzymamy geometrię eliptyczną. Konsekwencją tego jest przyjęcie aksjomatu postulującego, że każde dwie proste przecinają się w pewnym punkcie, a pojęcia równoległości w ogóle tu nie ma. Żeby być precyzyjnym trzeba jeszcze wspomnieć o konieczności przebudowy pojęcia porządku i aksjomatów opisujących ten porządek - proste w tej geometrii stają się topologicznie tożsame z okręgiem. Można to zrobić zastępując relację leżenia między relacją rozdzielania. Warto tutaj jeszcze zaznaczyć, że sam zabieg wymiany aksjomatu Euklidesa na nowy i wymiany relacji leżenia między na relację rozdzielania nie daje automatycznie geometrii eliptycznej - ale "jedynie" geometrię rzutową. Aby geometria rzutowa stała geometrią eliptyczną, musi się pojawić w niej metryka lub pojęcie prostopadłości. Na szczęście milcząco przyjmujemy pozostałe pojęcia i aksjomaty geometrii euklidesowej (wśród nich właśnie prostopadłość i przystawanie).

Istnieje kilka modeli geometrii eliptycznej, np. rzutowy. Najprostszym jest model sferyczny. Punktem geometrii eliptycznej w tym modelu jest para dwóch punktów antypodycznych przestrzeni euklidesowej (tzn. leżących po przeciwnych stronach wybranej sfery). Płaszczyzną jest zbiór wszystkich takich par, a prostą zbiór takich par na wielkim kole przecinającym sferę. Jako że każde dwa różne wielkie koła zawsze przecinają się w punktach antypodycznych, więc każde dwie różne proste eliptyczne przecinają się dokładnie w jednym punkcie płaszczyzny eliptycznej, czyli proste rozłączne nie istnieją. Odcinek, czyli najkrótszy łuk między dwoma punktami, to zawsze łuk wielkiego koła. Łuki innych kół nie są odcinkami geometrii sferycznej. Suma kątów w trójkącie sferycznym jest zawsze większa od 180°.

Układ równikowy Płaszczyzną podstawową układu równikowego jest płaszczyzna równika świata. Oś x skierowana jest ku punktowi przecięcia się równika z ekliptyką . Punkt ten nazywany jest punktem równonocy wiosennej lub punktem Barana. Oś y skierowana jest prawoskrętnie, a oś z pokrywa się z osią świata i skierowana jest do bieguna północnego. Współrzędne równikowe to rektascensja α i deklinacja δ. Rektascensja jest kątem dwuściennym pomiędzy południkiem przechodzącym przez punkt Barana, a południkiem przechodzącym przez dany obiekt. Mierzy się ją od punktu równonocy wzdłuż równika i liczy w zakresie od 0° do 360° ale częściej podaje się jej wartość w mierze godzinnej (od 0h do 24h). Deklinacja δ jest kątem środkowym między kierunkiem na dany obiekt a jego rzutem na płaszczyznę równika. Liczona jest od 0° do 90° dla punktów na półkuli północnej i od 0° do –90° dla punktów na półkuli południowej.

Układ równikowy tγ = t* + α*
Układ godzinny jest również układem równikowym. Różni się tym, że zamiast rekstascensji używana jest współrzędna zwana kątem godzinnym. Kąt godzinny jest kątem dwuściennym pomiędzy płaszczyzną przechodzącą przez południk miejscowy, a płaszczyzną przechodzącą przez dany obiekt. Mierzy się go w kierunku zachodnim. Drugą współrzędną tego układu jest omówiona wyżej deklinacja. Rektascensja danego obiektu plus jego kąt godzinny dają kąt godzinny punktu Barana Łatwo zauważyć, że gdy obiekt znajduje się w południku, jego rektascensja równa jest kątowi godzinnemu punktu Barana. Współrzędne układu równikowego nie zmieniają się na skutek ruchu obrotowego Ziemi. tγ = t* + α*

Ruch obiegowy Efektem obiegowego ruchu Ziemi dookoła Słońca jest pozorny ruch Słońca na sferze niebieskiej po ekliptyce. Podstawowym dowodem na istnienie tego ruchu był pomiar paralaksy gwiazd. Nachylenie osi obrotu ziemi do płaszczyzny ekliptyki wynosi 66o33'. Skutki: Efektem jest pozorny ruch Słońca na sferze niebieskiej po kole wielkim zwanym ekliptyką. Zmiany w oświetleniu powierzchni Ziemi, w czasie jej ruchu dookoła Słońca, czego efektem jest występowanie pór roku, zmiany termiczne, zjawisko równonocy, dzień i noc polarna, strefowość, zmienne pozycje wschodów i zachodów Słońca.

Prędkość kosmiczna Jest to prędkość początkowa, jaką trzeba nadać dowolnemu ciału, by jego energia kinetyczna pokonała grawitację wybranego ciała niebieskiego. Obliczenia zrobione zostały przy założeniu, że nie ma innych ciał niebieskich i pominięte zostały siły oporu.

Prędkość kosmiczna 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. Obliczamy ją porównując energię obiektu znajdującego się na powierzchni oraz w nieskończoności. Energia w nieskończoności równa jest 0 (zarówno kinetyczna, jak i potencjalna pola grawitacyjnego), zatem na powierzchni sumaryczna energia też musi się równać 0. Oto wzór, gdzie: M – masa ciała niebieskiego, m – masa wystrzeliwanego ciała, v – prędkość początkowa, R – promień ciała niebieskiego.

Prędkość kosmiczna Stąd wynika:
Dla Ziemi II prędkość kosmiczna przyjmuje wartość:

Prędkość kosmiczna Otrzymana stąd wartość nie oznacza, że nie można oddalić się od Ziemi na dowolną odległość z mniejszą prędkością. Jeżeli w dalszym ciągu pominiemy obecność innych ciał niebieskich, to działając siłą równoważącą ciężar unoszonego ciała można je podnieść dowolnie wysoko, ale po zaniknięciu siły ciało spadnie z powrotem na powierzchnię Ziemi. Jeżeli uwzględnimy istnienie innych ciał np. Księżyca, to możliwe jest dowolnie powolne przemieszczanie się w jego kierunku aż do momentu, gdy siła grawitacyjnego przyciągania Księżyca stanie się większa od tej siły powodowanej oddziaływaniem Ziemi. Czynności te jednak wymagają stałego działania siły w trakcie podnoszenia.

Księżyce planet w Układzie Słonecznym
Wokół wielu planet krążą księżyce, podobnie jak nasz księżyc krąży wokół Ziemi. Niektóre planety mają bardzo wiele księżyców. Nie wszystkie planety mają księżyce : Merkury i Wenus są ich przykładami.

Ziemia - ma jeden księżyc nazwany po prostu Księżycem i o nim wiemy najwięcej. Mars - posiada aż dwa księżyce wcale nie podobne do naszego satelity. Są to: Deimos - jego średnica w najszerszym miejscu wynosi 15 kilometrów. Fobos - o średnicy 28 kilometrów. Na jego powierzchni znajduje się duży krater o średnicy 5 kilometrów.

Jowisz - do tej pory naukowcy odkryli 16 księżyców. Są to między innymi: Europa - w głębokim oceanie pod warstwą lodu mogą istnieć prymitywne formy życia. Naukowcy sądzą, że właśnie na księżycach Jowisza mamy największą szansę znalezienie jego przejawów. Kalisto - księżyc ten jest wielką kulą brudnego lodu. Jego powierzchnię pokrywają setki kraterów, co upodabnia ją do powierzchni ziemskiego księżyca. Io - na tym księżycu występują liczne wulkany wyrzucające siarkę na jego powierzchnię. Ganimedes - jest największym księżycem w całym układzie słonecznym.

Saturn - posiada 18 księżyców. Są to między innymi: Mimas - o średnicy 390 km, cały pokryty kraterami. Uderzenie, które wytworzyło największy krater, prawie zniszczyło ten księżyc. Mimas jest czasem nazywany "Gwiazdą Śmierci". Enceladus - nieco większy od Mimasa o znacznie gładszej powierzchni. Większość jego kraterów pokryta jest lodem. Tetyda - księżyc o dużych i długich dolinach. Najdłuższa znich, Itaka, ciągnie się przez dwa tysiące kilometrów. Największy z kraterów, Odyseusz, ma średnicę 400 kilometrów. Tytan - największy księżyc Saturna o gęstej atmosferze. Jest większy od Merkurego. Niektórzy naukowcy przypuszczają, że na Tytanie istnieje życie.

Uran - posiada co najmniej 15 księżyców. Oto niektóre z nich: Ariel - ciemny i pokryty kraterami. Umbriel - podobny do Ariela, ale trochę większy. Tytania - występują na niej długie i głębokie doliny. Oberon - posiada liczne kratery. Miranda - niewielka kula lodowa o średnicy zaledwie 480 km. Neptun - posiada osiem księżyców. Największym z nich jest Tryton - księżyc o rozmiarach przewyższających Plutona. Jego powierzchnia jest przeważnie jasna i gładka. Występują na niej ciemne smugi, a także wokół jego bieguna południowego - różowy lód.

wikipedia.pl astronomia.pl astropolis.pl news.astronet.pl
BIBLIOGRAFIA wikipedia.pl astronomia.pl astropolis.pl news.astronet.pl

Dane INFORMACYJNE Nazwa szkoły:

Podobne prezentacje

Prezentacja na temat: "Dane INFORMACYJNE Nazwa szkoły:"— Zapis prezentacji:

Podobne prezentacje

О projekcie

Zwrotny adres

Wejść

Zaloguj się poprzez sieć społeczną:

Dane INFORMACYJNE Nazwa szkoły:

Podobne prezentacje

Prezentacja na temat: "Dane INFORMACYJNE Nazwa szkoły:"— Zapis prezentacji:

Podobne prezentacje

О projekcie

Zwrotny adres