Orienteringskurs i astronomi Föreläsning 2, 2014-09-03

Orienteringskurs i astronomi Föreläsning 2, 2014-09-03 Bengt Edvardsson Innehåll:

Hur uppkommer Månens faser? Månen går i bana runt Jorden (hastighet ≈ 3600 km/h) (sid. 97) och Solen belyser halva Månen, och halva Jorden. När Månen är i ny eller i nedan belyser solen mest dess ”baksida” (sett från Jorden) och vi ser en ”månskära” (Månen är då närmare Solen än vad Jorden är och Månen är synlig också på dagen). Nära fullmåne ser vi Månen från samma håll som Solen ”ser den” och sidan vi ser är nästan helt belyst (vi är mellan Solen och Månen). Då är Månen synlig nästan hela natten. Vad är sol- och månförmörkelser? Uppstår då Solen-Jorden-Månen befinner sig i samma linje och Månen eller Jorden kastar sin skugga på den andra. Dessa kan inträffa vid ca 2 tillfällen per år, med ett halvt års mellanrum. När ”korsningen” mellan Månens banplan (runt Jorden) och Solens skenbara banplan på himlen ligger ungefär på samma linje som sträckan Solen-Jorden. (Månens banplan lutar ca 5° mot Jordens banplan.) En solförmörkelse inträffar när Månen skymmer hela eller en del av Solen. Av en händelse är Solen och Månen skenbart ungefär lika stora på himlen (sid. 98). En total solförmörkelse sker endast i ett begränsat område på jorden och varar bara några få minuter – en liten mörk skugga rör sig fort över jordytan. En solförmörkelse kan bara ske vid nymåne. Oftast vid nymåne kastar dock Månen sin skugga långt ovanför Jordens poler och vi får ingen förmörkelse. Totala månförmörkelser varar omkring en timme och syns från halva Jorden, nattsidan. Månen lyser då kopparröd, den är belyst av solljus som gått igenom Jordens atmosfär. Från Månen ser då Jorden mörk ut med en tunn starkt lysande röd ring omkring sig (se nästa sida om Solens och himlens färger). En månförmörkelse kan bara inträffa vid fullmåne om Månen kommer in i Jordens skugga. Vid de flesta fullmånar passerar dock Månen ”ovanför” eller ”nedanför” Jordens skugga. I vanliga fall vid nymåne eller fullmåne faller skuggorna alltså ”under” eller ”över” Månen/Jorden och ingen förmörkelse sker. Det är bara i 2 lägen under året med 6 månaders mellanrum som Månen kan komma precis framför eller bakom Jorden 1

sett från solen. (Månens banplan lutar ca 5° relativt Jordens banplan.) Varför är himlen blå? Solens ljus innehåller alla regnbågens färger (plus många osynliga ”färger” som till exempel ultraviolett och infrarött). Blått och violett ljus, med kort våglängd, sprids mer av partiklar i atmosfären (luftmolekyler, stoftpartiklar) än t ex rött ljus med längre våglängd (sid. 47). Blått ljus ”studsar” därför till oss från alla håll när Solen är uppe. Detta gör att himlen blir blå. Varför ser solen oftast röd ut vid solnedgången? Samma process som gör himlen blå gör att det direkta solljuset tappar en del av sitt blåa ljus som studsar åt något annat håll. Vid solnedgången måste solljuset passera längre väg (snett) genom atmosfären. Då sprids extra mycket av det kortvågiga blå ljuset bort på vägen ner medan det röda ljuset som inte sprids så mycket lättare når fram till betraktaren. Solen ser brandgul ut. Vad är luni-solarprecession och nutation? Luni-solarprecession innebär att Solens och Månens gravitation påverkar Jorden så att polaxeln ändrar riktning. Ett varv på ca 26 000 år. Det är precis samma effekt som får en snurrande topp att ”vingla”. Just nu pekar jordaxeln mot polstjärnan men detta ändrar sig med tiden. OBS! Jordaxelns lutning mot Jordens banaxel (23,5 grader) bibehålls. (sid. 41). Nutation innebär att polaxeln ”vinglar” något under precessionens gång beroende på att månbanan vrider sig ett varv på 18,6 år (sid. 41) och Månen ”drar” litet olika i Jorden beroende på läget. Nutationen är en mycket mindre effekt än precessionen. Något om optiska teleskop (sid 48) Man strävar efter att placera teleskop: 1) på hög höjd (mindre atmosfär som påverkar ljuset) 2) på torra molnfria platser och 3) långt från störande stadsljus Det klassiska teleskopet: Kallas Refraktorteleskop (linsteleskop). En konvex lins, objektivet, samlar det parallellt infallande ljuset till ett fokus. En liten lins, okularet, gör ljuset parallellt igen och sänder allt in i ögat. De största linsteleskopen har en diameter på ca 1

2

meter, större glaslinser går sönder under sin egen tyngd. Bild 2.14 visar det svenska 1m solteleskopet på Kanarieön La Palma. Vakuum i tuben gör att solvärmen inte Hettar upp luften i teleskopet och förstör bildskärpan. Den smarta konstruktionen och avancerad adaptiv optik gör att det tar världens skarpaste bilder av solytan. Vanligaste teleskoptypen: Reflektorteleskop (spegelteleskop) kan göras stora samt utnyttjar aktiv (ändrar spegelns form) såväl som adaptiv optik (korrigerar för atmosfärisk turbulens) för att förbättra bildkvaliteten, se nedan. Huvudspegeln och en eller flera mindre speglar fokuserar och skickar ljuset dit man vill ha det, till något hjälpinstrument eller till ett okular och ögat. Fokusering av ljus (sid 48) a) Primärfokus (kortast möjliga brännvidd för mycket ljussvaga objekt). b) Cassegrainfokus (vanlig och praktisk). c) Coudéfokus (lång brännvidd för observationer med stora hjälpinstrument, t. ex. spektrografer). Storleken har betydelse! Förstoringen hos ett teleskop är sällan det viktigaste (ändras med okularet) utan: Den ljussamlande arean! Storleken anges som diametern av huvudspegeln. Ju fler fotoner (ljuspartiklar) vi kan fånga in per sekund, desto ljussvagare objekt och desto längre ut i universum (och längre tillbaka i tiden) ser vi. (Eller desto fler observationer hinner vi med under vår observationsnatt.) Vinkelupplösning (bildskärpa) (Sid. 50) Vinkelupplösningen α bestämmer hur tätt ihop t ex 2 stjärnor kan vara utan att de ”flyter ihop” till en enda. Den mäts i bågsekunder. En bågsekund är 1/3600 grad. Vinkelupplösningen, α, det minsta vinkelavståndet mellan 2 stjärnor där man kan se att de är 2 olika stjärnor (som bör vara så liten som möjligt) är för ett perfekt teleskop: α = 2,5 105 ⋅ λ / D

(behöver inte kunnas utantill)

där λ är ljusets våglängd och D är teleskopets diameter, båda måste vara givna i samma enhet (t ex meter). α fås i bågsekunder (”). Ett dubbelt så stort teleskop ger alltså dubbelt så skarpa bilder = hälften så stort α.

3

En teknik som länge använts inom radioastronomi och som nu även används i nära infrarött ljus: ”Interferometri” där flera teleskop på avstånd från varandra kan ge en bild så skarp som om deras avstånd var lika med diametern. http://www.eso.org/public/news/eso1148/ visar en färglagd sekvens av 2 stjärnor som rör sig runt varandra (dubbelstjärnan SS Leporis). Bilden är 50 gånger skarpare än vad som är möjligt med Hubbleteleskopet. De yttersta teleskopen står 130 meter isär, D≈130 meter i formeln ovan. Luftoro eller ”seeing” gör bilden suddig På vägen ner genom luften - de sista milen efter många ljusår genom tom rymd blir bilden suddig p g a turbulens. Varma och kalla ”luftsrtömmar” rör sig och bryter ljuset olika mycket (med samma princip som ett glasprisma) och bilden av en stjärna eller planet ”hoppar runt”. Detta gör bilden suddig. Himlens ljusstarkaste stjärna Sirius tycks därför i en vanlig kikare blinka i olika färger (alltså inget UFO). Bildförbättring genom adaptiv optik (sid. 51) Eftersom luftoron (seeingen) ”smetar ut” bilden av vad man ser används numera s k adaptiv optik, där en liten ”gummispegel” fås att ändra form cirka 1000 gånger per sekund. De datorstyrda formförändringarna korrigerar en stor del av störningarna som orsakats av seeingen. Teleskop i rymden Jordatmosfären släpper bara igenom ljus i vissa ”våglängdsfönster”: synligt ljus, nära infrarött ljus och radiovåglängder. Kortvågigt energirikt (och för oss skadligt) ljus som gamma-, röntgen- och ultraviolett stoppas av ozon, O3, och vanliga syremolekyler, O2, högt upp i atmosfären. Långvågigt infrarött ljus och korta mikrovågor stoppas bl a av vattenånga, syrgas, metan och koldioxid. Därför måste man ut i rymden för att observera i dessa våglängdsområden. Det finns många astronomiska teleskop i rymden. Det mest kända är utan tvekan Hubbleteleskopet (vilket dock mest använts för vanligt synligt ljus). På sid. 53 nämns några olika rymdteleskop.

Andra typer av teleskop Radioteleskop (sid. 50): De är ofta stora spegelteleskop, men kan också vara stora fält av metalltrådar. 4

Det stora internationella projektet ALMA är 66 st radioteleskop på en 5000 m högplatå i Atacamaöknen i Anderna kommer med hjälp av interferometriteknik att tillsammans ge mycket detaljerade ”radiobilder” av Universum. Bilder: http://www.almaobservatory.org/en/visuals/images/the-almaobservatory/?g2_itemId=4603 Överkurs,  se  http://www.chalmers.se/sv/nyheter/Sidor/Superteleskopet-­‐ Alma-­‐forbattras-­‐med-­‐svensk-­‐spetsteknik.aspx      (testad  OK  2014-­‐09-­‐03) Neutrinoteleskop Neutriner är extremt svårfångade partiklar (ej ljus) som kommer från kärnreaktioner bland annat i stjärnornas inre. Mätningar av neutriner från Solen bekräftar att väte förbränns till helium i Solens centrum och hjälper oss att mycket exakt mäta temperaturen i Solens centrum. Överkurs  se   http://sv.wikipedia.org/wiki/Neutrino  (testad  OK  2014-­‐09-­‐03) Teleskop för att mäta kosmiska partiklar På jordytan, och med flygplan och rymdfarkoster ”fångar” man snabba partiklar som kommer till Jorden från Solen, genom Vintergatan eller från avlägsna delar av Universum. (Överkurs  se  http://en.wikipedia.org/wiki/Cosmic_ray    testad  OK  2014-­‐09-­‐03)   Gravitationsvågsteleskop, byggs nu Nästa helt nya observationsmöjlighet är att mäta gravitationsvågor som uppstår vid extrema dubbelstjärnor, vid stjärnkollapser och kanske som spår från Big Bang. Ännu har man inte lyckats mäta gravitationsvågor. Överkurs  se  t  ex  LIGO-­‐proj,  http://www.youtube.com/watch?v=RzZgFKoIfQI   (testad  OK  2014-­‐09-­‐03)  

Detektorer registrerar ljuset Teleskopet samlar ljuset till ett fokus. Ögat kan med ett okular användas för at sedan teckna av vad du ser, subjektivt. Ögat är inte integrerande (summerande); du ser inte svagare stjärnor för att du stirrar länge. Fotografiska plåtar är integrerande (summerar ljus) - längre exponering visar ljussvagare objekt. Mycket dålig effektivitet, svåra att kalibrera noggrant. Används 5

knappt längre. Halvledardetektorer (liknande dem i digitalkameror) är också integrerande. Mycket effektivare, linjära och lättkalibrerade, datorvänliga. Bilden sparas direkt i datorn. CCD-chipen som fotonsamlare (faktaruta sid. 51). Ger ”svartvita” bilder. 1) Stor känslighet, effektivitet, > 90% av fotonerna registreras 2) Stort dynamiskt omfång (både ljusa och mycket ljussvaga detaljer synliga i samma bild) 3) Linjär (intensiteten proportionell mot laddningen i en punkt, d.v.s. en pixel, ”picture element”)

Astronomiska hjälpinstrument Mellan teleskopet och detektorn placerar man olika hjälpinstrument för att få ut precis den information som man söker. De analyserar ljuset på olika sätt. Kamera En detektor i teleskopets fokalplan ger en bild av himlen. Nästan alltid används ett färgfilter för att få en bild i ett speciellt våglängdsområde (en viss färg) (kanske för att mäta ljusstyrkan). Bilder genom olika filter kan sättas ihop till färgbilder Fotometer En speciell detektor kan användas för att noggrant mäta hur mycket ljus som kommer från ett enskilt objekt utan att avbilda objektet. Moderna CCD-kameror är så stabila att man ofta mäter fotometriskt direkt från bilden (både kamera och fotometer i ett). ”Fotometri” görs alltid i olika filter så att man kan mäta objektens ”färger” genom att jämföra ljusstyrkan i olika våglängder. Många astronomiska objekt ändrar ljusstyrka. Med regelbundna mätningar kan dessa karakteriseras. Ett mycket använt astronomiskt filtersystem är UBV-systemet. Med hjälp av 3 olika filter delar man upp det synliga våglängdsområdet i 3 delar (sid 146-147): Ultraviolett U (300-400 nm = 3000-4000 Ångström) Blått B (360-550 nm) Visuellt (gult) V (480-680 nm, liknar ögats känslighet) (det finns många andra fotometriska system också.)

V-magnituden är den magnitud som oftast underförstått anges för en stjärna.

6

Polarimeter Många astronomiska objekt utsänder polariserat ljus Med hjälp av polariserande anordningar (t ex polaroidfilter och speciella kristaller) och fotometriska mätningar med filtret i olika vinklar kan ljusets polarisationsgrad mätas. Polariserat ljus kan t ex ge information om magnetfält i stjärnor eller i det interstellära mediet. Spektrometer En stjärnas, nebulosas, planets, galax eller annat objekts spektrum ger en otrolig mängd information. Det kan vara t ex temperatur, gastryck, elektrontryck och rörelser i synlinjens riktning, eller hur mycket av lika grundämnen (atomslag) stjärnan innehåller. Med hjälp av ett prisma eller ett gitter sorteras ljuset "i våglängdsordning" som en regnbåge. Ljuset registreras sedan med t ex en CCDkamera för senare analys.

Den astronomiska magnitudskalan. (Sid. 9) Bygger på ”de gamla grekernas” magnituder = storlekar. De ljusaste stjärnorna fick magnituden 1 och de ljussvagaste fick magnituden 6. På 1700-talet började man kvantitativt mäta ljusstyrkor, och ögat visade sig vara logaritmiskt känsligt. 5 magnituders skillnad visade sig motsvara en faktor ungefär 100 i ljusstyrka. Nu definierar man magnitudbegreppet kvantitativt

Apparent (uppmätt) magnitud m = –2,5 log F + konstant

(behöver inte kunnas utantill, men minns att Större magnitud = Ljussvagare stjärna) Lilla ”m” är den apparenta magnituden (den ljusstyrka som vi mäter med teleskopet och fotometern) ”F” mäts med detektorn i en fotometer vid teleskopet, konstanten är olika för alla teleskop och bestäms varje natt med mätningar av välkända ”standardstjärnor”. Minustecknet gör att skalan är ”upp-och-nervänd”: LJUSSVAGARE stjärnor har STÖRRE magnitud – glöm aldrig det. Samma ekvation används för de olika färgfiltren, t ex V = mV = –2,5 log FV + konstantV B = mB = –2,5 log FB+ konstantB 7

U = mU = –2,5 log FU+ konstantU Därur bildar man ”färger”; exempelvis B−V ger en uppskattning om stjärnans effektivtemperatur. Heta stjärnor ger mycket kortvågig (blå) och litet långvågig (röd) strålning. Ett litet värde på B−V betyder het stjärna och ett stort värde sval stjärna. (B−V är ett mått på FV /FB). Den logaritmiska magnitudskalan En magnitudskillnad på en enhet (1m) motsvarar en skillnad på drygt 2,5 ggr i ljusstyrka. 5m motsvarar då ungefär 100 ggr skillnad (2,5·2,5·2,5·2,5·2,5=97,7). Och ju lägre magnitud desto ljusare är objektet. Med moderna teleskop kan vi mäta stjärnor ända ner till magnitud ca 30. (Solen har den apparenta magnituden ungefär −26!)

Absolutmagnitud – Stjärnans egen ljusstyrka Stjärnornas ljusstyrkor beror främst på att de befinner sig på olika avstånd. Mer intressant är förstås hur ljusstarka de är i sig själva. Därför använder man Absolutmagnitud som ett mått på stjärnans inneboende. Absolutmagnituden M är den apparenta magnitud stjärnan skulle ha om den flyttades till standardavståndet 10 pc (ca 33 ljusår). Glöm inte att större magnitud betyder ljussvagare stjärna.

8