Fizika tanár szakos hallgatóknak

Az előadások a következő témára: "Fizika tanár szakos hallgatóknak"— Előadás másolata:

1 Fizika tanár szakos hallgatóknak
Csillagászat Fizika tanár szakos hallgatóknak 2008/2009. I.félév 4. előadás (2007. nov. 4.)

2 A Nap szerkezete Csillagászat 4.

3 A Nap 2006. október 17-én 01:00 UT-kor (SOHO/MDI)
Fotoszféra Csillagászat 4.

4 A Nap 2006. október 17-én 00:05 UT-kor (SOHO/MDI)
Mágneses tér Csillagászat 4.

5 A Nap 2006. október 16-án 19:19 UT-kor (SOHO/EIT)
Kromoszféra Csillagászat 4.

6 A Nap 2006. október 16-án 19:00 UT-kor (SOHO/EIT)
Napkorona 1,3 MK Csillagászat 4.

7 A Nap 2006. október 16-án 019:06 UT-kor (SOHO/EIT)
Napkorona 2 MK Csillagászat 4.

8 A Nap 2006. október 16-án 22:18 UT-kor (SOHO/LASCO)
Külső napkorona Csillagászat 4.

9 Egyenlítővel majdnem párhuzamosak
Napfoltcsoportok Bipolárisak Elnyúltak Egyenlítővel majdnem párhuzamosak Széttartó mozgás Csillagászat 4.

10 Aktív vidékek AR 9373, márc Csillagászat 4.

11 A naptevékenység Csillagászat 4.

12 A naptevékenység jelenleg
Csillagászat 4.

13 Napállandó Csillagászat 4.

14 Umbra: felületre merőleges, erős mágneses tér (~0,3 T)
Napfoltok Umbra: felületre merőleges, erős mágneses tér (~0,3 T) Penumbra: ferde, széttartó, kifelé laposodó és gyengülő mágneses tér, deformált konvekció Külső határon ~0,075 T (Kálmán B., 2002: Sol. Phys. 209:109) Csillagászat 4.

15 Széttartó mágneses tér Világos penumbraszálak befelé,
Napfoltok szerkezete Széttartó mágneses tér Világos penumbraszálak befelé, sötétek kifelé mozgása Csillagászat 4.

16 Kromoszféra protuberanciával
Csillagászat 4.

17 Napkorona, augusztus 11. Csillagászat 4.

18 Napkorona hurkok (TRACE)
Csillagászat 4.

19 Napkorona hurkok (TRACE)
Csillagászat 4.

20 Napkitörések A 2005. január 20-i nagy fler képei (TRACE)
Csillagászat 4.

21 Napkitörések földi hatásai
Az űridőjárás január közt (NOAA) Csillagászat 4.

22 2005 szeptemberi napfoltcsoport 1.
Csillagászat 4.

23 2005 szeptemberi napfoltcsoport 2.
Csillagászat 4.

24 2005 szeptemberi napfoltcsoport 3.
Csillagászat 4.

25 Koronakitörés Csillagászat 4.

26 Magnetoszféra Csillagászat 4.

27 Sarkifény zóna Csillagászat 4.

28 Sarkifény az űrállomásról
Csillagászat 4.

29 Sarki fény Csillagászat 4.

30 Részecskesugárzás hatásai
Csillagászat 4.

31

32 A Naprendszeren túl: csillagok, tejútrendszerek
Csillagászat 4.

33 A csillagok látszó tulajdonságai:
Helyzetük – csillagképekbe rendezés Fényességük – magnitúdó (fényrend) skála – Hipparkhosztól ered Színük – a felszíni hőmérséklet függvénye Színképük – ennek részletes vizsgálatával sok információt kaphatunk Csillagászat 4.

34 A csillagképek Az állatövi csillagképek több ezer évesek, Ptolemaiosz 48-at ír le. A Nemzetközi Csillagászati Únió (IAU) 1930-ban felosztja az égboltot 88 csillagképre, az 1875-ös koordinátahálózat szerint. Csillagászat 4.

35 Csillagképek 2. Csillagászat 4.

36 A csillagok fényessége
Már Hipparkhosz 6 fényrendbe sorolja a csillagokat katalógusában, amely Ptolemaiosz Almagesztjében maradt fenn, elsőrendűek a legfényesebbek. Az emberi érzékszervekben jelentkező érzet az inger logaritmusával arányos. Pogson 1856-ban pontosítja Hipparkhosz rendszerét: F0 [W m-2] a 0 fényrendű csillagból érkező fluxus, ekkor m = - 2,5 log(F/F0) Egy magnitúdós csökkenés 2,512-szeres fényességnövekedést jelent. log(2,512) = 0,400, ebből következően 5m különbség százszoros fényességkülönbséget A mínusz előjel miatt a nagyon fényes égitestek magnitúdója negatív: Szíriusz (legfényesebb állócsillag) -1,5, telihold -12,5, Nap -26,8 Az emberi szem átlagos színérzékenységét véve, ez a látszó (vizuális) magnitúdó (mV) Csillagászat 4.

37 Más magnitúdók A csillagok különböző színe miatt a szemmel láthatóan egyforma fényességű csillagok fényképezve különböző fényességűek lehetnek. Fotografikus magnitúdó, UBVRI fotometriai rendszer (Ultraviolet, Blue, Visual, Red, Infrared) Bolometrikus fényesség: teljes kisugárzott energia mbol = mV – BC (bolometrikus korrekció) BC annál nagyobb, minél nagyobb a hőmérséletkülönbség a csillag és a Nap (pontosabban egy F5 színképtípusú csillag) közt. Az UBVIR rendszer magnitúdóit U, B, V, I, R – rel is jelölik. Színindex: pl. U – B, B – V . Értéke (definíció szerint) 0 az A0 színképosztályú csillagokra. Csillagászat 4.

38 m – M = 5 lg r – 5 (r parszekben)
Abszolút magnitúdó (M) Az a fényesség, amilyennek látszana a csillag 10 pc távolságból m – M = 5 lg r – (r parszekben) (a nem geometriai távolságmeghatározás alapképlete) Abszolút magnitúdó is annyiféle van, amennyi látszó. A bolometrikus abszolút magnitúdó kifejezhető a luminozitással (sugárzási összteljesítmény) is. Mbol = 0 megfelel L0 = 3,0 x W -nak Csillagászat 4.

39 Színképelemzés (felületegységről kisugárzott összenergia)
Fekete test sugárzás: folytonos színkép, Planck görbe.. Wien törvény: lmax T = b ahol b = 0, K m Stefan – Boltzmann törvény: F = s T4 ahol s = 5,67 x W m-2 K-4 (felületegységről kisugárzott összenergia) Csillagászat 4.

40 Vonalas színképek Minden atom minden ionizáltsági fokon a kvantummechanikai törvények által meghatározott energiaszint – rendszerrel rendelkezik. Az atommag körül keringő elektronok az egyik szintről a másikra ugorva az energiakülönbségnek megfelelő sugárzási kvantumot bocsátanak ki v. nyelnek el. Csillagászat 4.

41 Színképtípusok O, B, A, F, G, K, M, N, (L, T)
A XIX – XX sz. fordulóján óriási munkával sok tízezer csillag színképét dolgozták fel. Csak később derült ki, hogy ezek a típusok a felületi hőmérséklettől függnek, eszerint a helyes sorrend O, B, A, F, G, K, M, N, (L, T) (O Be A Fine Girl, Kiss Me Now) Ezeken belül még számok vannak. A Nap színképtípusa G2 Csillagászat 4.

42 Színképtípusok O: ionizált He, esetleg más, nagy ionizáltsági fokú elemek ( kK) B: semleges He, megjelenik a H Balmer sorozata (15 kK) A: nincs He, erős Balmer sorozat, Ca+ H és K vonalak megjelennek (9 kK) F: Balmer sorozat gyengül, H-K erősödik, fémvonalak megjelennek (7kK) G: Balmer gyenge, H-K maximális, rengeteg fémvonal (Nap G2) (5,5kK) K: Fémvonalak és H-K, de semleges Ca is (4kK) M: Semleges fémvonalak is, erős TiO sávok (3kK) L: TiO, VO valamint Rb, Cs T: CH4 sávok Csillagászat 4.

43 A Herzsprung – Russell diagram (HRD)
Csillagászat 4.

44 A fősorozat Csillagászat 4.

45 A Vogt – Russell tétel = = = = = dP(r) dr _ GM(r) r2 Nyomás r (r )
Tömeg dM(r) dr = 4 p r 2 r (r ) Hőmérséklet dT(r) dr 3 K r (r ) 4acT3 = dL(r) dr = 4 p r 2 r (r ) e(r ) Luminozitás e(r ) tömegegységre jutó energiaprodukció e = e1rxCNxT20 + e2rx2T4 K Rosseland - féle átlagos opacitás K = 1025 (1+x) (1-x-y)r0,75T-3,5 R m a 3 = rT + T4 P állapotegyenlet Csillagászat 4.

46 A Vogt – Russell tétel 2. = = = = dP(r) dr Nyomás
f1 [P(r ), M(r ), T(r ), L(r )], Tömeg dM(r) dr = f2 [P(r ), M(r ), T(r ), L(r )], Hőmérséklet dT(r) dr = f3 [P(r ), M(r ), T(r ), L(r )], dL(r) dr = f4 [P(r ), M(r ), T(r ), L(r )], Luminozitás Határfeltételek: L(r = 0 ) = 0, M(r = 0) = 0, P(R ) = 0, T(r ) = 0. A csillag tömege egyértelműen meghatározza összes egyéb tulajdonságát Csillagászat 4.

47 Energiatermelés a csillagokban
Fúziós reakció, a hidrogén héliummá alakulása. Csillagászat 4.

48 Energiatermelés a csillagokban 2.
Alternatíva Csillagászat 4.

49 Csillagfejlődés Kialakulás Csillagászat 4.

50 Csillagfejlődés Kialakulás Csillagászat 4.

51 Csillagfejlődés Kialakulás ideje Csillagászat 4.

52 Csillagfejlődés Érett kor, fősorozat Csillagászat 4.

53 Öregedés – kistömegű csillag
Csillagfejlődés Öregedés – kistömegű csillag Csillagászat 4.

54 Öregedés – Vörös óriáscsillag (Betelgeuze)
Csillagfejlődés Öregedés – Vörös óriáscsillag (Betelgeuze) Csillagászat 4.

55 Öregedés – kistömegű csillag – bolygószerű ködfolt
Csillagfejlődés Öregedés – kistömegű csillag – bolygószerű ködfolt Csillagászat 4.

56 Öregedés – nagytömegű csillag
Csillagfejlődés Öregedés – nagytömegű csillag Csillagászat 4.

57 Öregedés – nagytömegű csillag robbanás előtt
Csillagfejlődés Öregedés – nagytömegű csillag robbanás előtt Csillagászat 4.

58 Öregedés – fehér törpe kettős rendszerben robbanás előtt
Csillagfejlődés Öregedés – fehér törpe kettős rendszerben robbanás előtt Csillagászat 4.

59 Halál – nagytömegű csillag robbanása
Csillagfejlődés Halál – nagytömegű csillag robbanása Csillagászat 4.

60 Csillagfejlődés végállapotai
Három lehetőség, a tömeg függvényében 1.) Kisebb 1,4 naptömegnél – vörös óriás, bolygószerű köd, majd fehér törpe 2.) 1,4 naptömeg felett mindenképpen szupernóva robbanás. 2.a.) a maradvány 1,4 és 2,5 naptömeg közé esik – neutroncsillag, pulzár 2.b.) a maradvány 2,5 naptömeg feletti – fekete lyuk A szupernóvarobbanás az egyetlen folyamat, amelyben a vasnál nehezebb elemek kialakulhatnak, a szükséges energiabefektetést a gravitáció adja. Csillagászat 4.

61 Csillagfejlődés végállapotai
Neutroncsillag, pulzár Csillagászat 4.

62 Csillagfejlődés végállapotai
Fekete lyuk Csillagászat 4.