Informace z vesmíru Informace z vesmíru • elektromagnetické záření - světlo • kosmické záření – primární a sekundární, např. sluneční vítr • gravitační vlny • vzorky hornin • meteority Meteority 2. 11. 2020: Databáze meteoritů – 72 487 položek z toho: 423 měsíčních, 281 marsovských meteoritů, ale několik také z planetek (http://www.lpi.usra.edu/meteor/) 27 v ČR, 7 v SR doloženy případy pozorování průletu atmosférou a nálezu následného meteoritu; poprvé 1957 Příbram (Ceplecha), 2010 Košice, 2011 Benešov (Spurný), 2013 Čeljabinsk 2005 – 1. meteorit na jiné planetě (Mars) meteorit z Měsíce meteorit z Marsu ALH84001; řetízkovité struktury v meteoritu (rozměry 20-100 nm) železnokamenný meteorit kamenný chondrit chondrule Widmanstättenovy obrazce Typy meteoritů: • kamenné - chondrity, - achondrity, - uhlíkaté chondrity • železné • železnokamenné Dovoz vzorků z Měsíce: 1969-1972 USA – Apollo – 6 posádek – 382 kg vzorků 1970-1976 Sovětský svaz – automat Luna – 0.32 kg vzorků z komet: 1999 start Stardust - výzkum komety Wild-2 a sběr prachových částic v meziplanetárním prostoru a při průletu kómou komety. Návratové pouzdro přistálo na Zemi v lednu 2006. 1998 Hayabusa - přistání na planetce Itokawa a odběr vzorků; při návratu r. 2010 se modul zřítil na povrch Země, ale v troskách se vzorky planetky Itokawa podařilo najít. z planetek: 2014 start Hayabusa 2, září 2018 – přistání na Ryugu, 2019 – odběr vzorků, návrat se vzorky 6.12.2020 2016 start OSIRIS-REx – 3.12.2018 na dráze u Bennu, 20.10.2020 odběr vzorků 2023 návrat se vzorky částice slunečního větru: 2001 start sondy Genesis – plán: 3 roky sběr částic slunečního větru. Návratovému pouzdru se neotevřel padák => modul byl silně poškozen plány: NASA (Asteroid Redirect Mission - ARM) – odchytit asteroid, dotáhnout k Zemi nebo Měsíci a na oběžné dráze blíže prozkoumat (uzavřeno 2017) Kosmický vítr aneb nálety částic Kosmické záření 1912 objev - Victor Franz Hess - během balonového výstupu v Ústí nad Labem – intenzita roste s výškou („výškové záření“); primární (před dopadem do atmosféry Země) - 90 % protony, 9 % jádra hélia a 1 % esekundární – vznik v 12-15 km nad zemí, z 1 primární částice až 106 sekundárních částic a fotonů gama záření (spršky záření 1938 Pierre Victor Auger) původ není zcela jasný – ale v r. 2017 – kosmické záření s nejvyššími energiemi má extragalaktický původ http://www.auger.org/ Kosmický vítr aneb nálety částic Sluneční vítr proud částic z koróny - protonů, α částic a elektronů; rychlost 300 až 700 km/s; hustota - obvykle 3 až 15 částic/cm3, ale může narůst i o několik řádů http://www.aurora-service.eu/aurora-forecast/ Hvězdný vítr Neutrina Gravitační vlny 1. detekce: 14.9.2015; do r. 2020 desítky detekcí – katalog Gravitational-Wave Candidate Event Database (GraceDB) https://gracedb.ligo.org/ 17.8.2017 – 1. případ s následný pozorováním v různých oblastech elmg. spektra Rainer Weiss, Kip Thorne, Barry Barish Nobelova cena za fyziku 2017 Elmg. záření - příčné vlnění, charakteristika - kmitočet (frekvence), vlnová délka x částice, tzv. fotony, charakteristika - energie a hybnost Max Planck (1900) - energie fotonu ~ kmitočtu záření vysvětlení pozorovaných jevů za předpokladu: - vlnové povahy (např. ohyb záření), - částicového charakteru (např. fotoefekt) => dualismus vlna-částice základní vztahy c = λν, E = hν c - rychlost šíření světla v daném prostředí (ve vakuu maximální 299 792,458 km·s–1), h - Planckova konstanta (h = 6,62607015·10–34 J·s). energie fotonu je kvantována kvantum energie se mění (v závislosti na kmitočtu záření) Elektromagnetické záření Nejrozšířenější formou, jakou nám okolní vesmír o sobě předává informace! Záření Rozsah vlnových délek rádiové 1 m až 100 km mikrovlnné 1 mm až 1 m infračervené 750 nm až 1 mm viditelné 400 nm až 750 nm ultrafialové 50 nm až 400 nm rentgenové 0,1 nm až 50 nm gama méně než 0,1 nm Elektromagnetické záření rozdělení podle vlnových délek Kdo byl první? 1800 - William Herschel - objev IR záření - rtuťový teploměr vložený do slunečního spektra ukazuje zvýšené hodnoty i za viditelným červeným okrajem spektra 1801 - Johann Wilhelm Ritter – UV záření 1887 - Heinrich Hertz - rádiové záření (laboratorní – generoval záření o vlnové délce 10-100 m) konec 19. st. – Wilhelm Röntgen (8.11.1895) 1900 – Paul Ulrich Villard – objev γ záření (1914 Rutherford, Andrade) 1931 - Karl Jansky - mimozemské rádiové záření (z centra Galaxie) Okna do vesmíru - astronomický pořad – Okna vesmíru dokořán - oblasti elektromagnetického záření, ve kterých jsou získávány informace o kosmických objektech otevírání oken: 1931 - rádiové – Karl Jansky 1946 - UV - Richard Tousey - spektrometr na V2 ultrafialové spektrum Slunce 1966 - UV, rtg., gama - Lyman Spitzer - OAO počátek 21. století - všechna „okna“ otevřena Okna v atmosféře zemská atmosféra = filtr - propouští jen některé oblasti spektra => atmosférická okna záření s nejkratšími vlnovými délkami (γ až UV) pohlcuje především atm. ozon optické okno – velmi úzké infračervené okno – částečně propustné, velká část IR a mikrovlnného záření pohlcena molekulami vody a kyslíku rádiové okno - rádiové záření kosmických objektů s λ řádově 10-3 až 10 m delší vlnové délky - nepropouští zemská ionosféra Proč a jak tělesa září? Jak vzniká záření? změna energetického stavu atomu, molekuly, elementární částice: vyzářením (emisí) pohlcením (absorpcí) kvanta elektromagnetického záření. změna energie závisí na způsobu vzájemného působení částice a okolí částice vázané - v atomu nebo molekule – jen určité energie částice volné – přechody mezi dvěma libovolnými energetickými stavy (případně jeden stav je „volný“ a druhý vázaný). Záření vázaných částic Přeskok elektronu mezi energiovými hladinami => tvorba diskrétního záření => spektrální čáry Absorpce – pohlcení fotonu o dané energii, odpovídající rozdílu mezi dvěma energiovými hladinami (excitace atomu) Emise – vyzáření fotonu o energii dané rozdílem mezi dvěma energiovými hladinami spektrální čáry vodíku Záření volných částic jen elektricky nabité částice, pohybující se zrychleně např. volné elektrony – průlet kolem kladného iontu => zakřivení trajektorie, změna rychlosti => změna hybnosti => vyzáření fotonu s energií hν (tzv. brzdné záření) – pohyb elektronu v magnetickém poli => Lorentzova síla => zakřivení trajektorie a vyzařování elektronu charakter záření závisí na rychlosti elektronu •v«c => cyklotronové záření - všesměrové záření na kmitočtu odpovídajícím frekvenci oběhu elektronu v urychlovači •v≈ c => synchrotronové záření - relativistické efekty; prakticky spojité spektrum záření. Krabí mlhovina - silný zdroj synchrotronového záření, které registrujeme v rádiovém oboru spektra. Tepelné záření – záření absolutně černého tělesa absolutně černé těleso AČT – zavedl Kirchhoff (1860) pozor! tělesa jsou „černá“, když nezáří x AČT září (a jeho barva závisí na teplotě) AČT - idealizovaná představa: prázdná nádoba s malým otvorem a dutinou tvaru koule, kužele nebo válce. záření uvnitř dutiny – po nesčetných odrazech na stěnách se pohltí –„plyn“ v tepelné rovnováze se stěnami nádoby => přísluší mu jistá teplota => jde o rovnovážné tepelné záření. Každé těleso zahřáté na jakoukoli teplotu září => září i AČT. Energie vyzářená jednotkovou plochou AČT za sekundu závisí jen na teplotě a nezávisí na materiálu či tvaru stěn. Z experimentů: čím vyšší teplota T absolutně černého tělesa, 1. tím více vyzařuje (celkově i v jednotlivých vlnových délkách); 2. tím více se posouvá ke kratším vlnovým délkám maximum vyzařování => změna zabarvení zářiče (od červené (chladný) až po modrobílé pro žhavý) matematicky: Wienův posunovací zákon (1893) 𝜆𝜆 𝑚𝑚𝑚𝑚𝑚𝑚 = 𝑏𝑏 𝑇𝑇 (b = 2,898.10–3 m·K) Celkové množství vyzářené energie ~ T4 Stefanův-Boltzmannův zákon (1884) 𝐿𝐿 = 4𝜋𝜋𝑅𝑅2 𝜎𝜎𝑇𝑇4 σ = 5,67.10-8 Wm-2K4 Tepelné záření – záření absolutně černého tělesa Záření AČT - Planckův zákon (1900) = závislost monochromatického jasu na kmitočtu či vlnové délce záření Jak se dá AČT využít? zdroj záření (např. hvězdy) - v prvním přiblížení = AČT proč? vlastnosti AČT lze poměrně snadno matematicky popsat Proč je Slunce na okrajích temnější? = důsledek Stefanova-Boltzmannova zákona ve fotosféře - teplota látky s výškou klesá při pohledu doprostřed slunečního kotouče dohlédneme do jisté hloubky (= tloušťka plynu, přes kterou se ještě proderou fotony, které k nám směřují) do stejné hloubky dohlédneme i na okraji, ale tam jen do oblastí s nižší teplotou! Okrajové ztemnění