Αστρονομία και Παρατήρηση (Observational Astronomy)

Transcript

1 Αστρονομία και Παρατήρηση (Observational Astronomy) Στέλιος Τσαγγαρίδης (Ph.D. Astrophysics) Υπεύθυνος Τμήματος Φυσικής (G C School of Careers) Μέλος ΔΣ Αστρονομικής Εταιρείας Κύπρου

2 Περιεχόμενα Θεωρητικό Πλαίσιο Αστροφυσικής: Βαρύτητα Τι είναι το Άστρο; Διαφορές πλανητών, αστεροειδών και κομητών Πως κινούνται τα ουράνια σώματα; Οι Νόμοι του Kepler Συστήματα Συντεταγμένων και Χρόνου: Αστρικές Παγκόσμιες Συντεταγμένες (Global Coordinates) Παγκόσμιος Χρόνος (UT), Ζώνες Παράπλευρη ημέρα, Ηλιοκεντρικό Ιουλιανό Ημερολόγιο Μέθοδοι μέτρησης αποστάσεων Παράλλαξη

3 Περιεχόμενα (Συνέχεια!) Ένταση φωτός Standard Candles Μέγεθος φωτεινότητας και Κανονικά Άστρα Χρώμα και θερμοκρασία επιφάνειας Ο Νόμος του Planck: Ακτινοβολία μελανού σώματος Φίλτρα και φωτεινά μεγέθη Ο Νόμος του Wien Ορισμός του αστρικού χρώματος και θερμοκρασία Ο νόμος Stefan-Boltzmann και το μέγεθος των άστρων Διάγραμμα Hertzsprung-Russel: Οι παρατηρήσιμες ομάδες ανέλιξης των άστρων Η βαρυτική γέννηση και ανέλιξη των άστρων Υδροστατική ισορροπία και πυρηνοσύνθεση Ο θάνατος και τα απομεινάρια των άστρων

4 Η βαρύτητα του Newton Τι κοινό έχουν οι δύο περιπτώσεις;

5 Άστρα, πλανήτες, κομήτες και αστεροειδείς Άστρο: ουράνιο σώμα που παράγει ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία λόγω θερμοπυρηνικών αντιδράσεων στο κέντρο του (πυρήνας ή/και στρώματα πάνω από τον πυρήνα). Π.χ. ο Ήλιος μας!

6 Άστρα, πλανήτες, κομήτες και αστεροειδείς (Συνέχεια) Ποσειδώνας Ουρανός Γη Άρης Δίας Κρόνος Αφροδίτη Ερμής Ζώνη αστεροειδών Ήλιος

7 Άστρα, πλανήτες, κομήτες και αστεροειδείς (Συνέχεια) Νέφος Oort: περιλαμβάνει όλα τα αντικείμενα που είναι βαρυτικά συνδεδεμένα με τον Ήλιο και θεωρείται το σύνορο του Ηλιακού μας συστήματος. Κομήτες: αντικείμενα από το νέφος Oort, που βρίσκονται σε εξαιρετικά ελλειπτικές τροχιές.

8 Οι Νόμοι του Kepler (Ή: Ποιο είναι το κέντρο του σύμπαντος;!) Ημερήσια κίνηση: Λόγω της αριστερόστροφης περιστροφής της Γης, τα ουράνια σώματα που είναι πάνω από τον Πολικό Αστέρα (Polaris) φαίνονται να κινούνται από Ανατολή προς Δύση κατά τη διάρκεια μιας βραδιάς, ενώ αυτά κάτω από τον Πολικό Αστέρα από Δύση προς Ανατολή. Το γεωκεντρικό μοντέλο του «σύμπαντος» (Αριστοτέλης Πτολεμαίος Καθολικό δόγμα)

9 Οι Νόμοι του Kepler (Συνέχεια) (Ή: Ποιο είναι το κέντρο του σύμπαντος;!) Το ηλιοκεντρικό μοντέλο (Copernicus-Galileo-Kepler) A 1 A 2 Semi-major axis A 3 Οι Νόμοι του Kepler: 1. Οι τροχιές των πλανητών είναι ελλειπτικές και ο Ήλιος βρίσκεται πάντα σε μια από τις δύο στις εστίες της έλλειψης. 2. Η γραμμή που ενώνει τον κάθε πλανήτη με τον Ήλιο διαγράφει ίσες επιφάνειες σε ίσα χρονικά διαστήματα (A 1 = A 2 = A 3 ). 3. Το τετράγωνο της περιόδου T της τροχιάς είναι ανάλογο του κύβου του semi-major axis a (T 2 a 3 ). Κυκλική τροχιά: T 2 = 4π2 r 3 GM

10 Αστρικές Παγκόσμιες Συντεταγμένες (Global Coordinates) Γεωγραφικό μήκος: Η γωνιά από τον Πρώτο Μεσημβρινό (ώρες : λεπτά : δευτερόλεπτα). Γεωγραφικό πλάτος: Η γωνιά από τον Ισημερινό (μοίρες : λεπτά : δευτερόλεπτα). Right Ascension: Η γωνιά του άστρου από τον Πρώτο Μεσημβρινό (ώρες : λεπτά : δευτερόλεπτα). Declination: Η γωνιά του άστρου από τον Ουράνιο Ισημερινό (μοίρες : arcminutes : arcseconds).

11 Ο Χρόνος στην Αστροφυσική Παγκόσμιος Χρόνος (Universal Time, UT, ή Greenwich Mean Time, GMT): Ο χρόνος κατά τον οποίο ο πρώτος μεσημβρινός γυρίζει γύρω από τον άξονα της Γης σε σχέση με τον Ήλιο. Ζώνες ώρας: Είναι χωρισμένες ανάλογα με τους πιο κοντινούς μεσημβρινούς αλλά και για πιο παραγωγική χρήση της ημέρας. Μονάδα μέτρησης χρόνου [s]

12 Ο Χρόνος στην Αστροφυσική (Συνέχεια) Παράπλευρος χρόνος (sidereal time): Ο χρόνος που μετριέται από τον πρώτο αστρικό μεσημβρινό (RA = 0 o ). Το έτος ξεκινά όταν ο ήλιος ευθυγραμμίζεται με τον μεσημβρινό αυτό ακριβώς στο ζενίθ του που συμβαίνει την εαρινή ισημερία (Vernal equinox). Παράπλευρη μέρα (sidereal day): O χρόνος που παίρνει η Γη για να γυρίσει μια φορά γύρω από τον εαυτό της σε σχέση με το εαρινό σημείο (23 ώρες, 56 και ). Ιουλιανή ημερομηνία (JD): Είναι η μέρα μετά από τις 24 Νοε 4714 π.χ. μέχρι το μεσημέρι πριν να γίνει η μέτρηση του χρόνου + το κλάσμα των ωρών, λεπτών και δευτερολέπτων μέχρι την στιγμή. Ηλιοκεντρική Ιουλιανή Ημερομηνία (HJD): JD διορθωμένη για τη θέση του Ήλιου αντί της Γης.

13 Η Απόσταση στην Αστροφυσική (Μέθοδος της Παράλλαξης) d tan p = 1 AU d 1 η καταγραφή συντεταγμένων στόχου. 2 η καταγραφή συντεταγμένων στόχου 6 μήνες αργότερα. 3 η καταγραφή συντεταγμένων στόχου 1 έτος μετά την 1 η. Αφαίρεση της κίνησης του στόχου για τους 6 μήνες. Υπολογισμός γωνίας παράλλαξης (p).

14 Μονάδες Μέτρησης και Περιορισμοί Μονάδα μέτρησης απόστασης [cm] Αστρονομική μονάδα (AU) = m Η μέση απόσταση Γης Ήλιου (δηλ. η μέση απόσταση της τροχιάς της Γης). Έτος φωτός (ly) = m Η απόσταση που ταξιδεύει το φως σε ένα έτος. Parsec (pc) = m = 3.26 ly Η απόσταση στην οποία παρατηρείται παράλλαξη ενός 1 arcsec με βάση 1 AU. Όριο ευκρίνειας μεθόδου παράλλαξης 1 milli-arcsec Εμβέλεια μεθόδου παράλλαξης 1kpc

15 Ένταση και Φωτεινότητα Φ = L 4πr 2 Φωτεινότητα (Luminosity L): Η ηλεκτρομαγνητική ενέργεια που εκπέμπει από την επιφάνεια του κάποιο σώμα ανά δευτερόλεπτο (κυριολεκτικά Ισχύς ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας). Ένταση (Flux Φ): Η ηλεκτρομαγνητική ενέργεια που προσπίπτει ανά δευτερόλεπτο σε κάθετη επιφάνεια 1 m 2.

16 Φωτομέτρηση των Άστρων Η σημερινή τεχνολογία αστρονομίας επιτρέπει τη χρήση μέσων που μετρούν τα φωτόνια με μεγάλη ακρίβεια και με τον ίδιο τρόπο σε όλες της παρατηρήσεις (Charge Coupled Device CCD). Η χρήση φίλτρων (filters) στα τηλεσκόπια περιορίζει την παρατήρηση στόχων σε συγκεκριμένα μήκη κύματος φωτός (pass bands) και επιτρέπει την φωτομέτρηση σε αυτά τα μήκη.

17 Φωτομέτρηση των Άστρων (Συνέχεια) Τα τυπικά φίλτρα του Johnson Photometric System είναι: U filter (μέσο μήκος κύματος 365 nm υπεριώδη ακτινοβολία) B filter (445 nm μπλε) V filter (551 nm visible, δηλ. πράσινο-κίτρινο) R filter (658 nm κόκκινο) I filter (806 nm υπέρυθρο) Τα φωτομετρικά μεγέθη (apparent magnitude) που παρατηρούνται στη Γη υπολογίζονται με την ένταση του φωτός που φτάνει από κάθε στόχο σε κάθε φίλτρο: m x m x,0 = 2.5 log 10 Φ x Φ x,0 m = apparent magnitude x = φίλτρο 0 = φωτομετρικό κανονικό άστρο (photometric standard) (π.χ. Βέγας για τα φίλτρα Β και V)

18 Απόλυτο Μέγεθος Τα φαινομενικά μεγέθη δε μετρούν την απόλυτη ισχύ φωτός που παράγεται στην επιφάνεια του στόχου (φωτεινότητα). Τα απόλυτο μέγεθος ενός στόχου στο φίλτρο x είναι η ένταση του φωτός στο συγκεκριμένο φίλτρο σε απόσταση 10 pc από αυτόν: M x = m x 5(log 10 d L 1), d L είναι η απόσταση του στόχου. Για αντικείμενα των οποίων μπορούμε να μετρήσουμε την παράλλαξη p: M x = m x + 5(1 + log p)

19 Standard Candles Υπερκαινοφανείς Αστέρες Τύπου Ia Standard Candles: Είναι αντικείμενα των οποίων η φωτεινότητα είναι σταθερή ή αλλάζει με προβλέψιμο τρόπο. Αφού έχουν γνωστό απόλυτο μέγεθος, μπορεί να μετρηθεί και το αντίστοιχο φαινομενικό οπτικό μέγεθος και να υπολογιστεί η απόσταση τους. logd L = M x m x 5 5 Type Ia supernovae: Έχουν σταθερό απόλυτο μέγεθος και είναι ορατά μέχρι τις άκρες του σύμπαντος. Δεν υπάρχουν όμως στην ακτίνα που μετρούμε παράλλαξη.

20 Standard Candles - Κηφίδες Ένα παλλόμενο άστρο αλλάζει την φωτεινότητα που παράγει σε τακτή περίοδο λόγω περιοδικής αλλαγής στην ακτίνα του (βλ. νόμο Stefan- Boltzmann). Στα άστρα Κηφίδες (Cepheid variables), η περίοδος Τ εναλλαγής της φωτεινότητας τους έχει άμεση σχέση με τη μέση φωτεινότητα τους. Άρα, με τη μέτρηση της μπορεί να βρεθεί το μέσο απόλυτο τους μέγεθος.

21 Ακτινοβολία μελανού σώματος Ο Νόμος του Planck: 2hc 2 B λ T = λ 5 hc (exp λk B T 1) «Υπεριώδης καταστροφή» (Rayleigh Jeans Law) Ο Νόμος του Wien: λ Peak T =

22 Ακτινοβολία και θερμοκρασία Η φωτομέτρηση μέσω φίλτρων δεν μας επιτρέπει τη μέτρηση της έντασης σε όλα τα μήκη κύματος, αλλά μπορούμε να υπολογίσουμε τη θερμοκρασία επιφάνειας με τους δείκτες χρώματος. Π.χ., ένα άστρο με T K έχει περισσότερη ακτινοβολία στο φίλτρο B, και επομένως αρνητικό δείκτη (B V). Άρα αν προσδιορίσουμε όλους τους δείκτες χρώματος μπορούμε να εκτιμήσουμε τη θερμοκρασία επιφάνειας του άστρου. T eff (K) B V U B V R R I 42, , , , , , ,

23 Ο Νόμος Stefan-Boltzmann Ο νόμος Stefan-Boltmann: L = 4πR 2 σt 4 R = ακτίνα του άστρου σ = W m -2 K -4 (Stefan-Boltzmann constant) Άρα το μέγεθος ενός άστρου καθορίζει τη φωτεινότητά του.

24 Το Διάγραμμα Hertzsprung-Russell Είναι γραφική παράσταση φωτεινότητας με θερμοκρασίας επιφάνειας. 100R 10R High-mass, blue end R Blue Red 0.1R Sun 0.01R Low-mass, red end Η «ανατομία» του διαγράμματος

25 Το Διάγραμμα Hertzsprung- Russell

26 Γέννηση Άστρων Τα άστρα γεννιούνται σε τεράστια μοριακά νέφη (GMCs giant molecular clouds), από την βαρυτική κατάρρευση των αερίων προς τα σημεία με ψηλότερη πυκνότητα. Η βαρυτική δυναμική ενέργεια μετατρέπεται σε κινητική, που έχει συνέπεια την αύξηση της θερμοκρασίας των σημείων αυτών. Όταν η θερμοκρασία φτάσει το 10 6 Κ, προκαλούνται συντήξεις υδρογόνου και δημιουργείται αστέρας της κύριας ακολουθίας.

27 Υδροστατική Ισορροπία Πίεση: Από τα αέρια (RAM pressure) και την ακτινοβολία (Radiation pressure). Η υδροστατική ισορροπία διαρκεί όσο υπάρχει πυρηνική καύση στο κέντρο (core) του άστρου. Η ενέργεια παράγεται από τη μεταβολή μάζας: E = c 2 m Η διάρκεια της κύριας ακολουθίας (και της κάθε καύσης) εξαρτάται από τη μάζα του υδρογόνου που είναι στο κέντρο του άστρου. t = c2 m L

28 Ερυθροί Γίγαντες Με την εξάντληση του υδρογόνου στο κέντρο του άστρου καταρρέει η υδροστατική ισορροπία και συνεχίζει η βαρυτική κατάρρευση. Τα στρώματα πάνω από το κέντρο φτάνουν τους 10 6 Κ και προκαλούν πυρηνικές εκρήξεις υδρογόνου. Οι εκρήξεις προκαλούν τη διαστολή του άστρου, που τους κάνει γίγαντες. Η μείωση της πυκνότητας μειώνει την απορρόφηση ενέργειας και πτώση στη θερμοκρασία, που τους δίνει κόκκινο χρώμα.

29 Η ανέλιξη και ο θάνατος των άστρων Μ 2 Μ : Η βαρύτητα του κέντρου δεν είναι αρκετή για να ψηλώσει τη θερμοκρασία σε τιμές που οδηγούν στην καύση του ηλίου. Πεθαίνουν ως Λευκοί Νάνοι (ηλίου). 2 Μ/Μ 10: Η θερμοκρασία στο κέντρο φτάνει τους 10 7 Κ και καίνε το ήλιο στο κέντρο. Η καύση δημιουργεί άνθρακα (και οξυγόνο;). Με το πέρας της καύσης ηλίου, ανεβαίνουν δεύτερη φορά τον κλάδο των γιγάντων και πεθαίνουν με ένα βίαιο πλανητικό άνεμο, το πλανητικό νεφέλωμα (Planetary Nebula). Το κέντρο τους περιέχει 1.44 Μ σχεδόν καθαρού άνθρακα σε ακτίνα ίση με της Γης. Παρατηρούνται ως ζεστά αντικείμενα με χαμηλή φωτεινότητα Λευκοί Νάνοι (άνθρακα).

30 Η ανέλιξη και ο θάνατος των άστρων Μ 10 Μ : Η βαρυτική δύναμη στο κέντρο τους είναι τόσο ισχυρή που πριν προλάβει να εξαντληθεί το κάθε πυρηνικό καύσιμο, αρχίζει η καύση του επόμενου. Με την κάθε καινούρια καύση, δημιουργείται κι ένα στρώμα με πυρηνικές εκρήξεις του προηγούμενου στοιχείου πάνω από το κέντρο. Έτσι γίνονται ερυθροί υπεργίγαντες (red supergiant) και το εσωτερικό τους μοιάζει με το κρεμμύδι (onion-ring interior). Το σίδηρο είναι σταθερό προς τη σχάση και τη σύντηξη, επομένως δεν προχωρεί η καύση σιδήρου. Αυτό προκαλεί το θάνατο του άστρο με μια τεράστια έκρηξη, τον υπερκαινοφανή αστέρα (supernova).

31 Τα απομεινάρια της έκρηξης Αν η μάζα του κέντρου είναι μικρότερη των 2.5 M, τότε το κέντρο μετατρέπεται σε Αστέρα Νετρονίων (Neutron Star) και παρατηρείται ως Παλμίτης (Pulsar). Αν η μάζα του κέντρου είναι μεγαλύτερη των 2.5 M, τότε μετατρέπεται σε Μαύρη Τρύπα (Black Hole) και παρατηρείται με την ακτινοβολία X που εκπέμπουν (hard X-rays).