docWstep do astrofizyki I - Wykład 15
download 
Reklamacja Transkrypt
Wstep do astrofizyki I - Wykład 15
Wst˛ep do astrofizyki I Wykład 15 Tomasz Kwiatkowski Uniwersytet im. Adama Mickiewicza w Poznaniu Wydział Fizyki Instytut Obserwatorium Astronomiczne Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wst˛ep do astrofizyki I, Wykład 15 1/17 Plan wykładu Pomiar średnic katowych ˛ gwiazd metoda˛ interferometrii Interferencja dwóch źródeł światła Średnica katowa ˛ gwiazdy Interferometr gwiazdowy Michelsona Średnice katowe ˛ gwiazd z zakryć przez Ksi˛eżyc Interferencja światła na krawedzi Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wst˛ep do astrofizyki I, Wykład 15 2/17 Rozmiary katowe ˛ gwiazd Gwiazdy sa˛ na tyle daleko od Słońca, że ich rozmiary katowe ˛ sa˛ bardzo małe Przykład: czerwony olbrzym Betelgeza w Orionie (α Ori) ma średnic˛e katow ˛ a˛ zaledwie 0.00 05 Najlepszy seeing zanotowany na Antarktydzie: 0.00 15 Zdolność rozdzielcza HST: 0.00 15 Wniosek: średnic katowych ˛ gwiazd nie można na razie mierzyć w oparciu o ich obrazy w teleskopie Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wst˛ep do astrofizyki I, Wykład 15 3/17 Pomiary interferometryczne Punktowe źródło światła daje obraz interferencyjny za dwiema szczelinami Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wst˛ep do astrofizyki I, Wykład 15 4/17 Szczeliny w odległości d od siebie długość fali λ Za szczelinami powstaje obraz interferencyjny (pra˛żki) Odległość katowa ˛ od maksimum do minimum: θ = λ/2d Prążki interferencyjne Gwiazda1 Szczeliny Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wst˛ep do astrofizyki I, Wykład 15 5/17 Dokładamy druga˛ gwiazd˛e w odległości katowej ˛ α od pierwszej Szczeliny na linii równoległej do linii łacz ˛ acej ˛ gwiazdy Jeśli α = λ/2d, wówczas pra˛żki interferencyjne si˛e wygasza˛ Prążki interferencyjne Gwiazda2 α Gwiazda1 Szczeliny Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wst˛ep do astrofizyki I, Wykład 15 6/17 Szczeliny umieszczamy przed teleskopem, dokładamy filtr α wyznaczamy zmieniajac ˛ odległość szczelin d. . . . . . obracajac ˛ mask˛e ze szczeliniami; krótkie ekspozycje! Prążki interferencyjne Gwiazda2 α d Gwiazda1 Teleskop Filtr Szczeliny Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wst˛ep do astrofizyki I, Wykład 15 7/17 Pomiar średnicy katowej ˛ gwiazdy Tarcz˛e gwiazdy dzielimy w myślach na dwie równe cz˛eści Ich promieniowanie odpowiada 2 punktom świetlnym w odległości α Kat ˛ α mierzymy tak, jak odległość dwóch gwiazd Nie trzeba obracać maski ze szczelinami Wynik trzeba skorygować na pociemnienie brzegowe α Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wst˛ep do astrofizyki I, Wykład 15 8/17 Pociemnienie brzegowe tarczy Słońca Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wst˛ep do astrofizyki I, Wykład 15 9/17 Obraz gwiazdy w interferometrze Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wst˛ep do astrofizyki I, Wykład 15 10/17 Interferometr gwiazdowy Michelsona 1920 – Michelson wykonuje pierwszy pomiar średnicy gwiazdy (Betelgeza) Używa interferometru na teleskopie 2.5 m w obserwatorium na Mt. Wilson Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wst˛ep do astrofizyki I, Wykład 15 11/17 Kim był Michelson? Albert Abraham Michelson, ur. w rodzinie żydowskiej w 1852 w Strzelnie k. Mogilna (zabór pruski) w wieku 2 lat przenosi si˛e z rodzicami do USA zasłynał ˛ m.in. z pomiaru pr˛edkości światła swoim interferometrem (1907 r. Nagroda Nobla) w późniejszym okresie mierzył średnice gwiazd swoim interferometrem gwiazdowym uwaga: interferometr Michelsona 6= interferometr gwiazdowy Michelsona Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wst˛ep do astrofizyki I, Wykład 15 12/17 Średnice katowe ˛ gwiazd z interferometru Michelsona pierwotnym interferometrem Michelsona zmierzono średnice 6 gwiazd stwierdzono zmiany średnicy α Ori wszystkie gwiazdy to jasne olbrzymy i nadolbrzymy Gwiazda Tomasz Kwiatkowski, OA UAM α Bootis α Tauri α Orionis Typ widmowy K0 III K5 III M0 III α Herculis β Pegasi o Ceti α Scorpi M8 III M2 II M6e III M1 Ib d [m] 7.3 7.3 3.0 4.3 4.9 6.7 3.0 3.7 δ [00 ] 0.020 0.020 0.047 0.034 0.030 0.021 0.047 0.040 Wst˛ep do astrofizyki I, Wykład 15 13/17 Średnice katowe ˛ gwiazd z zakryć przez Ksi˛eżyc Zakrycia przez ciemny brzeg Ksi˛eżyca, gwiazdy w pobliżu ekliptyki Ruch własny Ksi˛eżyca na niebie ok. 0.00 5/s Jeśli średnica gwiazdy ∼ 1 mas, konieczna rozdzielczość czasowa ∼ 10−3 s Krótki czas ekspozycji → jasna gwiazda + duży teleskop + fotometr fotoelektryczny Strumień zakrywanej gwiazdy nie zanika jednostajne: dyfrakcja na krawedzi Ksi˛eżyca daje pra˛żki interferencyjne Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wst˛ep do astrofizyki I, Wykład 15 14/17 Obrazy dyfrakcyjne Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wst˛ep do astrofizyki I, Wykład 15 15/17 Zmiana strumienia w czasie zakrycia Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wst˛ep do astrofizyki I, Wykład 15 16/17 Przykładowe pomiary średnic z zakryć Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wst˛ep do astrofizyki I, Wykład 15 17/17
