Astrofizyka 1
advertisement
Krzysztof Gęsicki Astrofizyka 1 fizyka układu słonecznego Wykład kursowy dla 2 r. studiów AS1 wykład 1: współczesne obserwacje Słońca nasza najbliższa gwiazda obserwujemy powierzchnię – fotosfera nad nią – przezroczysta chromosfera o temperaturze ok. 10 000 K wyżej rozciąga się przezroczysta korona o temperaturze miliona K jeszcze dalej – wiatr słoneczny pod fotosferą warstwa konwektywna promieniste jądro, w którym generowana jest energia anatomia Słońca pod powierzchnią Słońca wytwarzane są pola magnetyczne – koncentrują się w plamach słonecznych – unoszone są w pętlach przez fotosferę do rejonów zewnętrznych – tworzą niewidzialne pętle, wypełnione gorącym, zjonizowanym gazem, (widocznym w zakresach e-UV oraz X) dziury koronalne nie emitują w X, ale otwarte linie pola magnetycznego sprzyjają wypływowi materii nierozwiązane problemy pochodzenie pól magnetycznych szczegóły mechanizmu dynama słonecznego zmiana biegunowości obserwowana w obszarach okołobiegunowych skupienie pól magnetycznych w plamach 11–22 letni cykl aktywności dlaczego poszczególne cykle różnią się długością? co powoduje anomalie, jak np. minimum Maundera? procesy ogrzewające koronę do milionów stopni pochodzenie wiatru słonecznego i mechanizm(y) rozpędzania przyczyny rozbłysków i wyrzutów materii, oraz ich nieprzewidywalność dla wyjaśnienia tych zagadek zorganizowano cały szereg misji kosmicznych trochę nowsze dane (Kuznetsov 2014) Yohkoh zapoczątkował epokę kamer CCD w obserwacjach Słońca zaprojektowany do badania potężnych rozbłysków (flar), najlepiej widocznych w okolicach maksimum aktywności wyposażony w kamery i spektrometry zakresu X, dostarczył milionów obrazów, rejestrując Słońce w ciągu całego cyklu aktywności wykazał, że flary i koronalne wyrzuty materii mogą być wyzwalane przez zjawisko rekoneksji magnetycznej u podstawy korony znana jest sekwencja obrazów ilustrująca 11-letni cykl aktywności, różnica w jasności w X pomiędzy minimum a maksimum jest o czynnik 100 Ulysses jako ten legendarny Ulises badał nieznane dotąd terytoria na orbitę ponad biegunami Słońca dotarł wspierając się grawitacją Jowisza w ciągu 17 lat funkcjonowania zatoczył 3 obiegi po orbicie biegunowej najbardziej spektakularny rezultat – rozkład gęstości i prędkości wiatru słonecznego – pokazany jest na rysunku Wind przeznaczony do pomiaru cząstek i pól magnetycznych na styku wiatru słonecznego z magnetosferą ziemską współpracuje z satelitami POLAR i GEOTAIL badającymi okolice biegunów magnetycznych oraz ogona magnetycznego najciekawszym rezultatem było wykrycie bardzo rozległych warstw rekoneksji, zachodzących w wietrze słonecznym w okolicach orbity Ziemi, a rozciągających się na setki promieni Ziemi. Wcześniej sądzono, że jest to zjawisko lokalne SOHO umiejscowiony w punkcie L1 między Ziemią a Słońcem monitoruje Słońce 24h na dobę można czytać historie o utracie kontaktu z tą sondą i o jego późniejszym odzyskaniu, o orbicie okrążającej punkt Lagrange’a, by odbiorniki z Ziemi nie patrzały prosto w Słońce, o odkryciach komet muskających Słońce itp. misja SOHO miała zbadać budowę wewnętrzną Słońca mechanizmy grzejące koronę pochodzenie i przyspieszanie energetycznych cząstek analiza materiału heliosejsmologicznego wykazała, że różniczkowa rotacja (równik rotuje szybciej niż bieguny) jest charakterystyczna dla całej warstwy konwektywnej, podczas gdy głębsze rejony promieniste rotują jednorodnie dokładne wyznaczenia temperatury w jądrze nałożyły dokładne warunki na ilość produkowanych neutrin, wskazując na oscylacje samych neutrin pomiędzy ich rodzajami poznano wielkoskalowe strumienie pod powierzchnią Słońca dane heliosejsmologiczne pozwoliły na badanie niewidocznej drugiej strony Słońca poznano jak słoneczne pola magnetyczne oddziałują ze sobą, wyzwalając energię na ogromną skalę, tworząc olbrzymie bąble magnetyczne i kierując w stronę Ziemi wyrzuty materii typowy obrazek z SOHO pokazuje takie wyrzuty, koronograf zasłania tarczę Słońca, za to dorysowany jest w skali obraz zakresu UV ACE umiejscowiony w punkcie L1 między Ziemią a Słońcem analizuje wysokoenergetyczne cząstki elementarne i jądra atomowe takie dane są cenne przy analizie rezultatów innych sond, choćby wcześniej omawianej WIND TRACE misja typu „Small Explorer”(SMEX) o niskich kosztach szczegółowo analizuje drobnoskalowe i szybkie zjawiska zachodzące w dolnych rejonach korony przykłady obserwowanych struktur 40 razy większych od średnicy Ziemi RHESSI kolejny SMEX – analizuje promieniowanie X i gamma emitowane we flarach, pierwszy raz dostarczając zarówno obrazów jak i widm jednym z najciekawszych wyników było zarejestrowanie promieniowania 0.511 MeV pochodzącego z anihilacji elektronu z pozytronem w zjawisku flary. Nieoczekiwanie duża szerokość cechy widmowej pozostaje niewyjaśniona Hinode obserwuje zmienne pole magnetyczne czarny kolor oznacza pole magnetyczne skierowane do środka Słońca, biały – na zewnątrz obrazy zakresu X ujawniły po raz pierwszy szczegóły struktur sigmoidalnych zaobserwowano wir narastającej plamy słonecznej zderzający się z istniejącą starszą plamą STEREO to para sond umieszczonych na orbicie, jedna przed druga za Ziemią pierwszy raz ukazały trójwymiarową strukturę pętli koronalnych SDO = Solar Dynamic Observer wykazał istnienie dwukomórkowej cyrkulacji południkowej jej składowa w kierunku równika jest ulokowana względnie płytko w warstwie konwektywnej olbrzymie komórki konwektywne transportują moment pędu w kierunku równika powodując szybszą rotację równika niż biegunów SDO analizował przepływy w plamach słonecznych i wokół nich Solar Probe Plus będzie badał plazmę w pobliżu Słońca (in situ) Solar Orbiter oraz Interheliprobe współpracujące ze sobą sondy na orbitach nachylonych do ekliptyki pod kątem ok. 30 stopni będą obserwowały z daleka atmosferę Słońca oraz mierzyły wiatr słoneczny i plazmę in situ dwa satelity IHP będą krążyły na orbitach różnie nachylonych ale jeden za drugim w odstępie 1/4 okresu a jeden z nich będzie po przeciwnej stronie Słońca niż Solar Orbiter kilka (wartych uwagi) stron WWW Polacy w badaniach układu słonecznego http://helio.astro.uni.wroc.pl/index.html http://www.astro.amu.edu.pl/index.php http://www.nasa.gov/mission_pages/ibex/index.html http://www.astro.uni.torun.pl/slonce/ godne polecenia czasopismo internetowe http://solarphysics.livingreviews.org planowane tematy kolejnych wykładów meteoryty, pył klasyfikacja meteorytów chronologia wędrówki meteorów materia organiczna w meteorytach planetoidy, komety pas Kuipera, obłok Oorta Pluton i inne KBO oraz pokrewne komety: podział, skład, rozmiary, budowa planetoidy: grupy, skomplikowana budowa Westy powstawanie planet rekonstrukcja gromady macierzystej powstawanie planet: etapy, modele, bariery, migracje powstawanie Słońca etapy, skale czasowe twierdzenie o wiriale niestabilność Jeansa modele numeryczne młode Słońce młoda Ziemia gwiazdy słońcopodobne Słońce na etapie TTau słabe młode Słońce i niezamarznięta Ziemia pulsujące Słońce obserwacje i ich analiza rotacja różniczkowa, przepływy południkowe dynamo neutrina, konwekcja reakcje jądrowe w Słońcu emisja neutrin i problem z nimi granule, supergranule, konwekcja kryterium Schwarzschilda widmo Słońca widmo ciągłe, ciało doskonale czarne natężenie promieniowania funkcja Plancka temperatura jasnościowa, jej odwrócony wykres widmo liniowe równanie przepływu promieniowania, głębokość optyczna przepływ promieniowania i modele atom dwupoziomowy LTE, non-LTE rozwiązanie formalne, proste przypadki przybliżenie Eddingtona-Barbiera modele atmosfery i ewolucji Słońca krzywa wzrostu modele atmosfer szczegółowa ewolucja 1 M_sun skład chemiczny, korona, wiatr 2 sposoby badania obfitości słonecznych definicje X, Y, Z, [Fe/H] zewnętrzne rejony układu słonecznego dwa wiatry słoneczne dookoła Słońca historia aktywności słonecznej ośrodek międzygwiazdowy w pobliżu Słońca zagadnienia wymagane na egzaminie • zagadnienia będą wypisane po każdym wykładzie • spośród nich będzie wybrane 20 pytań na egzamin • egzamin będzie pisemny
