5.ročník-1.půlrok
*Vejde do třídy a rozhlédne se smutně po studentech*Tak se dneska vidíme naposledy*zesmutní*Minule jsem se vás ptal,na to,jak vás baví fyzika.Ptal jsem se proto,že nás dneska bude čekat astrofyzika.Nechci po vás,abyste si něco psali.Dnešní hodinu by aspoň kapku měli dávat pozor ti,kteří budou chtít dělat z astronomie mloky.Ostatní si mohou potichu povídat nebo můžou jít na koleje.U zkoušek nebudu po nikom chtít nějaké výpočty pomocí vzorcu,znát nějaké přesné hodnoty,zaměřím se pouze na definice.Jinak těm,kteří teďka odejdou přeji mnoho úspěchů u jiných zkoušek a hlavně hodně štěstí v životě.Jsem moc rád,že jsem vás měl tu čest poznat a doufám,že jsem vás něco naučil.
Astrofyzika je věda zabývající se jevy a procesy,které se dějí ve vesmíru.Je velmi blízko spjata s astronomii.
Téměř všechny poznatky o vesmíru získáváme studiem elektromagnetického záření,vysílaného kosmickými objekty.
Elektromagnetické záření je kombinace příčného postupného vlnění magnetického a elektrického pole tedy elektromagnetického pole.Elektromagnetické spektrum zahrnuje elektromagnetické záření všech možných vlnových délek.Elektromagnetické záření o vlnové délce λ(ve vakuu) má frekvenci f a jemu připisovaný foton má energii E.Platí zde vztah:
a
kde c je rychlost světla(3×108 m/s) a h = 6.65 × 10−34 J·s = 4.1 μeV/GHz je Planckova konstanta.
Elektromagnetické záření dělíme:
Rádiové vlny jsou většinou vyřazovány anténami běžných délek,užívají se pro rozličné přenosy dat jako je rádio,televize,mobilní telefony atd.
Mikrovlny jsou absorbovány molekulami tekutin,jež mají dipolový moment(vektorová veličina popisující nesymetrické rozdělení el.náboje),např.ohřívání v mikrovlnné troubě.
Infračervené záření je záření s vlnovou délkou větší než viditelné světlo,ale menší než mikrovlnné záření.
Viditelné světlo je světlo,na které je citlivé lidské oko.
Barva |
Vlnová délka |
Frekvence |
červená |
~ 625 až 740 nm |
~ 480 až 405 THz |
oranžová |
~ 590 až 625 nm |
~ 510 až 480 THz |
žlutá |
~ 565 až 590 nm |
~ 530 až 510 THz |
zelená |
~ 520 až 565 nm |
~ 580 až 530 THz |
azurová |
~ 500 až 520 nm |
~ 600 až 580 THz |
modrá |
~ 430 až 500 nm |
~ 700 až 600 THz |
fialová |
~ 380 až 430 nm |
~ 790 až 700 THz |
Ultrafialové záření(UV) je pro člověka neviditelné,je přirozeným zdrojem Slunce.
Rentgenové záření jde o ionizující záření a jako takové může být nebezpečné,využívá se vlékařství.
Gama záření je vysoce energetické záření vznikající při radioaktivních a jiných jaderných a subjaderných dějích.
Sluneční soustava
Sluneční soustava je tvořena:
a.)Sluncem
b.)planetami obíhajícími okolo Slunce a měsící těchto planet
c.)planetkami(asteroidy) v pásu mezi Jupiterem a Jupiterem
d.)transneptunickými tělesy(TNO)
e.)kometárními jádry v Oortově oblaku
f.)kometami,meteroidy,atd.
Astronomická jednotka-délka poloměru nerušené kruhové oběžné dráhy tělesa se zanedbatelnou hmotností, které se pohybuje okolo Slunce úhlovou rychlostí 0,017 202 098 950 radiánu za den. S velkou přesností odpovídá střední vzdálenosti Země-Slunce.
1AU = 150 mil.km
Světelný rok-jde o vzdálenost,kterou urazí světelný paprsek ve vakuu za 1 rok.
1 ly = 9 460 730 472 580, 800 m ≈ 9,46 × 1012 km .
Hvězdy,galaxie
1.Hvězdná velikost-udává jasnost objektu (světelného zdroje) na obloze.Značí se m(mag).
Pogsonova rovnice popisuje vztah mezi magnitudou a intenzitou
kde m1,m2 jsou magnitudy objektů a I1,I2 jsou jejich intenzity. Souvisí se skutečností, že zatímco soustava SI je založena na metrickém (lineárním) systému, lidské smysly podléhají Weber-Fechnerovmu zákonu a vnímají své okolí logaritmicky. Oko má dynamický rozsah asi 10 řádů, co je mnohem víc než většina přístrojů. Hvězdná velikost m libovolné hvězdy je tedy rovna
m = −2,5 log1(I/I0)
Absolutní hvězdná velikost (absolutní jasnost, absolutní magnituda)-veličina určující hvězdnou velikost vztaženou na standardní pozorovací podmínky. Rozlišujeme při tom dva případy. Vztah mezi absolutní hvězdnou velikostí M a zdánlivou hvězdnou velikostí m je dán rovnicí:
M = m + 5 [1 − log10(d)]
Zářivý výkon (také zářivost, luminosita)-souhrnný výkon, který vyzařuje hvězda do okolního prostoru. Značka je L, jednotka watt, avšak u hvězd kromě Slunce obvykle používáme jako jednotku zářivý výkon Slunce, kde =3,827×1026W (někdy značíme LS nebo L0).
Zářivý výkon lze vyjádřit pomocí absolutní magnitudy:
nebo podle Stefan-Boltzmannova zákona
kde R je poloměr hvědy, σ Stefan-Boltzmannova konstanta a T povrchová teplota hvězdy.
Pomocí známých hodnot Slunce můžeme vzorec přepsat do tvaru:
Zářivý výkon některých hvězd
Název hvězdy |
Magnituda |
Vzdálenost [ ly ] |
Zářivost [ L/L0 ] |
Eta Carinae |
3.9 až 10.5 |
7500 |
5,500,000 |
Deneb |
1.25 |
1600 |
250,000 |
Betelgeuse |
0.58 |
430 |
60,000 |
Spica |
1.00 |
262 |
14,000 |
Polárka |
1.97 |
430 |
2,200 |
Aldebaran |
0.85 |
65 |
140 |
Vega |
0.00 |
25 |
47 |
Sirius |
−1.46 |
8,6 |
22 |
Proxima Centauri |
11.05 |
4,3 |
0.00006 |
Paralaxa-v astronomii je úhel, o který se na obloze nebeské těleso posune, je-li pozorováno z krajových bodů vhodně zvolené základny.
Roční paralaxa (někdy také heliocentrická paralaxa) je paralaxa hvězdy, která je způsobena oběhem Země kolem Slunce – jde o úhel, pod jakým se z dané hvězdy jeví poloměr oběžné dráhy Země.
Parsek-(značka jednotky pc) je jednotka vzdálenosti, používaná hlavně v odborné literatuře v astronomii. Jeden parsek je vzdálenost, z níž má 1 astronomická jednotka (1 AU) úhlový rozměr jedné vteřiny. Jeden parsek vyjádřen v jiných jednotkách vzdálenosti je přibližně roven
1 pc ≈ 3,262 ly ≈ 206 265 AU ≈ 3,086 × 1013 km
Vesmír
Hubbleova konstanta-veličina, která určuje, o kolik se zvětší rychlost vzdalování (v km/s) vzdáleného vesmírného objektu (zpravidla galaxie), když jeho vzdálenost vzroste o milión parseků (1 megaparsek),byla objevena na základě rudého posuvu. Kosmologický rudý posuv v astronomii poprvé pozoroval a v roce 1924 popsal americký astronom Edwin Hubble při pozorování velmi vzdálených kosmických objektů (galaxií). Zjistil, že spektrální čáry chemických prvků ve spektrech těchto objektů jsou proti měřením v pozemských chemických laboratořích posunuty směrem k dlouhovlnnému konci spektra. Později objevil, že tento rudý posuv spektrálních čar je tím větší, čím větší je vzdálenost pozorovaného objektu od Země a že i galaxie vzájemně se od sebe vzdalují rychlostí tím větší, čím jsou od sebe vzdálenější (Hubbleův zákon). To nakonec vedlo k teorii o rozpínání vesmíru.
Tak to je vše,opravdu,jak jsem říkal,nebudu po vás z této hodiny chtít nějaké vzorce,nějaké naměřené hodnoty.jediné co by se mohlo u zkoušek objevit,budou nějaké definice,ale to všechno včas zvěřejním.Doufám,že se vám moje hodiny líbily a těm,kteří budou chtít dělat zkoušky z astronomie děkuji,že je tento předmět baví.Děkuji*Rozloučí se a smutně odejde do kabinetu*