 Wysłany:
Nie 22:09, 29 Lip 2007 Temat postu: Lekcja I |
| Astrofizyka - dział astronomii obejmujący obserwacyjne i teoretyczne badania właściwości fizycznych ciał niebieskich, materii rozproszonej i promieniowania w przestrzeni poza Ziemią. Astrofizykę traktuje się często jako dział fizyki. Posługujac się astronomicznymi metodami obserwacyjnymi, astrofizyka dostarcza informacji o fizycznych właściwościach materii i promieniowania w warunkach, jakich nie można wytworzyć w pracowniach fizycznych, i umozliwa formułowanie praw fizyki i testowanie ich słuszności w pełnym zakresie warunków istniejących w przyrodzie. Obserwacje astrofizyczne polegają na pomiarze natężenia i polaryzacji promieniowania docierających od obiektów astronomicznych (fotometria astronomiczna), na pomiarze jego widma (spektroskopia astronomiczna), zarówno w dziedzinie widzialnej, jak i w innych, w tym także radiowej (radioastronomia). Obserwacje promieniowania z dziedzin widma poza oknami atmosferycznymi, nie przepuszczanego przez atmosferę ziemską, a także promieniowania korpuskularnego, są dokonywane za pomocą przyrządów wynoszonych w próbnikach kosmicznych. Ze względu na swoistość przedmiotu badań lub stosowanych metod wyodrębnia się takie działy astrofizyki jak:
- heliofizyka - obejmująca obserwacyjne i teoretyczne badania Słońca - kosmogonia - zespół teorii powstania i ewolucji obiektów astronomicznych astrofizyka relatywistyczna -obejmująca zagadnienia gwiazd bardzo gęstych, cząstek wysokich energii oraz problemy kosmologiczne związane z teorią względności - kosmologia - radioastronomia - astrofizyka neutrinowa - astrofizyka promieni X - astrofizyka promieni gamma Te ostatnie wyodrębnia się ze względu na specyficzne metody obserwacyjne danego typu promieniowania. Początki astrofizyki przypadają na XIX w. (choć już wcześniej dokonywano ocen jasności gwiazd), kiedy to zastosowano pierwsze fotometry do mierzenia jasności gwiazd i rozpoczeto wyznaczanie składu chemicznego gwiazd na podstawie ich widma. Ważną rolę odegrało zastosowanie fotografii w badaniach astrofizycznych. W 1913 użyto po raz pierwszy komórki fotoelektrycznej, 1936 - przetwornika elektronowego, 1940 - fotopowielacza elektronowego. Po II wojnie światowej rozwinęły się badania radioastronomiczne. Od 1946 przy użyciu rakiet, a od 1957 za pomocą sztucznych satelitów i próbników kosmicznych prowadzone są badania pozaatmosferyczne. Do najważniejszych osiągnięć astrofizyki XX w. - zmieniajacych w sposób zasadniczy naszą wiedzę o Wszechświecie, świadczących o istnieniu nie znanych dotad form materii - należą: - odkrycie, że niektóre mgławice są galaktykami, czyli obiektami tego typu co nasza Galaktyka stwierdzenie eksansji Wszechświata (prawo Hubble'a) - zaobserwowanie promieniowania radiowego jądra Galaktyki, a następnie innych obiektów obserwacyjne stwierdzenie ewolucji gwiazd (odkrycie kwazarów i pulsarów) - wykrycie w materii międzygwiazdowej cząsteczek o złożonej strukturze, w tym zwiazków organicznych W XX w. nastąpił również szybki rozwój astrofizyki teoretycznej. Opracowano teorię budowy i ewolucji gwiazd: 1907 R. Emden sformułował teorię kul politropowych 1913 Cz. Białobrzeski wskazał na konieczność uwzględnienia wpływu ciśnienia promieniowania na budowę gwiazdy 1926 A. Eddington podał teorię budowy wnętrza gwiazdy 1938 H.A. Bethe odkrył cykl weglowy reakcji jadrowych i wskazał nań jako na jedno ze źródeł energii gwiazd 1950-1958 M.S. Schwarzschild opracował teorię ewolucji gwiazd Równolegle rozwijano teorię zachowywania się materii rozproszonej w warunkach astronomicznych oraz oddziaływania jej z polami magnetycznymi. W Polsce astrofizyka jest uprawiana w Zakładzie Astronomii PAN oraz w czterech obserwatoriach uniwersyteckich (Kraków, Toruń, Warszawa i Wrocław). Mechanika nieba - dział astronomii zajmujący się oddziaływaniami grawitacyjnymi między ciałami niebieskimi oraz ruchami tych ciał pod wpływem sił grawitacyjnych. Mechanika nieba powstała w końcu XVII w. w wyniku zastosowania w astronomii odkrytych przez Isaaca Newtona zasad dynamiki i prawa powszechnego ciążenia. Naczelnym zadaniem mechaniki nieba jest tworzenie dynamicznego modelu Układu Słonecznego przez opracowywanie teorii ruchów planet i ich księżyców, analizę ruchów planetoid, komet i meteorów oraz badania stabilności Układu Słonecznego. Matematyczną podstawą tego zadania jest zagadnienie n ciał, którego zastosowanie do Układu Słonecznego sprowadziło się do rozwiązywania zagadnienia dwóch ciał i opracowywania teorii perturbacji. Stale aktualnym problemem mechaniki nieba jest ograniczone zagadnienie trzech ciał, którego teoretyczne rozwiazania znajdują przyrodnicze potwierdzenie i praktyczne zastosowania. Zupełnie nowe zadania mechaniki nieba wniosły sztuczne ciała niebieskie i loty kosmiczne. Dotyczą one problemów, które nie miały przedtem naturalnej realizacji przyrodniczej (np. badania ruchu satelity krążącego blisko powierzchni planety, poszukiwania trajektorii przelotu statku kosmicznego z jednego ciała niebieskiego na drugie). Rozwiązań problemów mechaniki nieba poszukuje się metodami analitycznymi (znajdowanie postaci funkcji jako rozwiązań równań różniczkowych opisujących badane zjawisko), metodami numerycznymi (znajdowanie wartości funkcji będących rozwiązaniem równań różniczkowych) i metodami jakościowymi (badanie właściwości funkcji będących rozwiązaniami danych równań różniczkowych bez konieczności rozwiązywania tych równań). 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 Urana (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. Astrometria, astronomia pozycyjna - najstarszy dział astronomii, obejmujący metody określania położeń i ruchów ciał na sferze niebieskiej, wyznaczania współrzędnych geograficznych i kierunków na Ziemi oraz metody wyznaczania czasu. Astrometria dzieli się na astronomię sferyczna, która obejmuje teorię układów współrzędnych astronomicznych oraz badania położeń ciał niebieskich na sferze niebieskiej, i astronomię praktyczną, obejmującą teorię instrumentów astrometrycznych oraz metody pomiaru położeń ciał niebieskich. Astronomia praktyczna ma zastosowanie m.in. w geodezji - do wyznaczania współrzędnych geograficznych miejsca obserwacji, oraz w nawigacji (morskiej, lotniczej, w sztucznych satelitach) - do ustalania położeń i kursu statków. Kosmologia - nauka, której celem jest poznanie Wszechświata jako całości (poznanie największego ze wszystkich możliwych zbiorów obiektów materialnych). Jedni zaliczają ksmologię do fizyki teoretycznej - ze względu na typowo dedukcyjny charakter kosmologii, inni do astronomii - ze względu na przedmiot badań. Pierwotnie kosmologię identyfikowano z astronomią. Rozdział nastąpił w chwili, gdy się przekonano o istnieniu obiektów nie dających się zaobserwować (z powodu zbyt dużych odległości). Wtedy też kosmologia zwiazała się z kosmogonią, ponieważ obecny stan Wszachświata należy rozpatrywać w powiązaniu z jego przeszłością. Niezależnie od tego uświadomiono sobie, że wyniki obserwacji dotyczą w zasadzie przeszłości obserwowanych obiektów (tym bardziej cofniętej w czasie, im dalej znajduje się obiekt.badany), co jeszcze bardziej zbliżyło kosmologię do kosmogonii. Dwa odkrycia wpłynęły decydująco na rozwój współczesnej kosmologii: - ogólna teoria względności, która zastąpiła newtonowską teorię grawitacji, umożliwiając w ten sposób tworzenie różnych modeli Wszechświata - ustalenie przez Hubble'a prawa "ucieczki" galaktyk Współczesne teorie kosmologiczne da się podzielić na dwie grupy: - teorie ewolucyjne - teorie stanu trwałego Pierwsze z nich ekstrapolują wstecz wzajemne oddalanie się galaktyk dochodząc do momentu, kiedy musiały one tworzyć jedno ciało, "jądro pierwotne". W tym krytycznym w dziejach Wszechświata momencie musiał nastąpić wybuch, w wyniku którego potworzyły się oddzielne, wzajemnie oddalające się fragmenty materii: zbiorowiska gazu, z których tworzyły się galaktyki i gwiazdy. Istotne w tych teoriach jest traktowanie Wszechświata jako tworu ewoluującego (stąd nazwa), z tym że obecną ekspansję może w przyszłości zastąpić kontrakcja lub ruch zbliżony do oscylacyjnego. Teorie stanu trwałego negują wystepowanie ogólnych zmain w strukturze Wszechświata, uznając dokonywanie się zmian ewolucyjnych jedynie w pojedynczych obiektach lub ich zespołach, nie zaś we Wszechświecie jako całości. Zmiany ewolucyjne odgrywają zatem w tych teoriach rolę statystycznych fluktuacji, wzajemnie się wyrównujących. Zwolennicy tych teorii również prawo Hubble'a interpretuja jako przejaw ekspansji, twierdzą jednak, że stopniowy ubytek gęstości materii wywołany ekspansją jest kompensowany przez samorzutne powstawanie w różnych miejscach materii, z której rodzą się galaktyki nowe. Zdając sobie sprawę z naruszenia zasady niezniszczalności materii i energii, zwolennicy stanu trałego twierdzą, że zasadę tę należy traktować jako prawo empiryczne. Postulowany przez nich proces samorzutnego powstawania materii jest tak powolny (kilka atomów na m3 na stulecie), iż żadne doświadczenie nie jest w stanie go wykryć. Obserwacyjne sprawdzenie słuszności proponowanych teorii wymaga obserwacji obiektów najdalszych dlatego, że one reprezentują najwcześniejsze stadia ewolucji Wszechświata (jeśli oczywiście Wszechświat ewoluuje), jak też i dlatego, że z ich rozmieszczenia i ruchu można wywnioskować o krzywiźnie przestrzeni i dynamice Wszechświata. Tymczasem te obiekty są najtrudniejsze do zaobserwowania z powodu małej ilości promieniowania, które od nich otzrymujemy. Dlatego dotychczas nie mamy żadnych przekonywujących danych, by móc odrzucić tę czy inną teorię. Pewne nadzieje pod tym względem można wiązać z nowo odkrytymi kwazarami, których ilość promieniowania (zarówno w dziedzinie widzialnej, jak i radiowej) jest znacznie większa niż u najjaśniejszych galaktyk. Dziś jesteśmy w stanie obserwować również i te kwazary, których odległość od nas sięga miliarda lat świetlnych. MAM NADZIEJE ŻE WAS NIE ZANUDZIŁAM PANIE LONGBOOTOM CO TO ZA DRZEMKI NA LEKCJI!!!!! |