LO_Geografia_Vademecum.pdf

Poglàdy na budow´ Êwiata

3. Geografia astronomiczna

3.1. Poglàdy na budow´ Êwiata

Teoria geocentryczna

Teori´ opracowa∏ w II w. n.e. i przedstawi∏ w swoim dziele Me-

gale syntaksis grecki astronom Klaudiusz Ptolemeusz. Zak∏ada-

∏a ona, ˝e:

w centrum wszechÊwiata stanowi nieruchoma Ziemia;

w w odleg∏oÊci 20 000 promieni ziemskich rozpoÊciera si´

kryszta∏owa sfera, do której przymocowane sà gwiazdy sta∏e;

w wewnàtrz niej znajduje si´ 7 planet w kolejnoÊci: Ksi´˝yc,

Merkury, Wenus, S∏oƒce, Mars, Jowisz i Saturn;

w Ksi´˝yc i S∏oƒce biegnà ruchem jednostajnym bezpoÊrednio

po okr´gach (deferentach);

w pozosta∏e planety równie˝ poruszajà si´ po okr´gach wokó∏

Ziemi, ale wykonujà dodatkowo ruch jednostajny po mniejszym

torze zwanym epicyklem;

w za pomocà ró˝nych obliczeƒ zwiàzanych z wielkoÊcià epicy-

kli i ich nachyleniem Ptolemeuszowi uda∏o si´ wyjaÊniç ruchy

planet i nast´pstwo zjawisk astronomicznych.

Klaudiusz Ptolemeusz

Mars

S∏oƒce

Saturn

Ksi´˝yc

Ziemia

Merkury

Wenus

Jowisz

sfera

gwiazd

sta∏ych

Geocentryczny uk∏ad Ptolemeusza

Geografia astronomiczna

Teoria heliocentryczna

Miko∏aj Kopernik (1473–1543) w dzie-

le O obrotach sfer niebieskich przed-

stawi∏ teori´ heliocentrycznà . Oto jej

za∏o˝enia:

w planety biegnà ruchem jednostaj-

nym po okr´gach dooko∏a S∏oƒca;

w Ziemia jest jednà z planet i równie˝

obiega S∏oƒce;

w nieruchome S∏oƒce znajduje si´

w Êrodku wszechÊwiata;

w gwiazdy pozostajà w spoczynku

na zewnàtrz tego uk∏adu;

w rzeczywisty ruch wokó∏ Ziemi wyko-

nuje tylko Ksi´˝yc.

Saturn

Mars

Ziemia

Wenus

Ksi´˝yc

Merkury

Słoƒce

Jowisz

Miko∏aj Kopernik

Uk∏ad kopernikaƒski

Teoria Wielkiego Wybuchu

Najbardziej prawdopodobnà teorià powstania

WszechÊwiata jest Teoria Wielkiego Wybuchu.

Wielki Wybuch dotyczy∏ olbrzymiego skupiska

materii rz´du 10 95 kg/m 3 . O tym poczàtkowym

stanie wszechÊwiata sprzed ok. 14 miliardów lat

wiemy tylko tyle, ˝e panowa∏a tam olbrzymia g´-

stoÊç materii i wysoka temperatura. Jak obliczo-

no, w ciàgu 200 sekund po wybuchu temperatu-

ra obni˝y∏a si´ na tyle, ˝e z powstajàcych jàder

wodorowych zacz´∏y tworzyç si´ deuterony (ato-

my ci´˝kiego wodoru), z których po up∏ywie kil-

ku minut powsta∏y jàdra helu, a po kilkunastu

minutach – wodorowo-helowy sk∏ad materii

wszechÊwiata. Oko∏o 300 000 lat po wybuchu

nastàpi∏a epoka neutralizacji, gdy protony za-

cz´∏y wiàzaç si´ z elektronami, by utworzyç neu-

tralny gaz wodorowy. W wyniku niestabilnoÊci

grawitacyjnej (w niektórych obszarach si∏y gra-

witacyjne by∏y nieco wi´ksze ni˝ w otoczeniu)

tworzy∏y si´ kompleksy gazowe. Dalsze grawita-

cyjne zag´szczanie materii doprowadzi∏o do po-

wstania galaktyk (ogromnych skupisk materii

sk∏adajàcych si´ z gwiazd, py∏ów i gazów).

W 1929 r. astronom Edwin Hubble odkry∏, ˝e

galaktyki oddalajà si´ od siebie. Na tej podsta-

wie stwierdzono, ˝e wszechÊwiat si´ rozszerza

i nadal b´dzie si´ rozszerza∏, a˝ po pewnym

czasie w wyniku dzia∏ania si∏ grawitacyjnych

zacznie si´ kurczyç. Ponownie zgromadzi si´ ol-

brzymia iloÊç materii na niewielkim obszarze,

a po osiàgni´ciu przez nià masy krytycznej na-

stàpi ponowny wybuch.

Wielki Wybuch

1 mln lat

100 mln lat

Emisja kosmicznego promieniowania t∏a

Pierwsze gwiazdy

1 mln lat

100 mln lat

Pierwsze gwiazdy

Poglàdy na budow´ Êwiata

Galaktyki i gwiazdy

Galaktyki , czyli ogromne zbiorowiska materii sk∏adajàce si´ z gwiazd, py∏ów i gazów, stanowià

podstawowy element struktury wszechÊwiata. Zbiorowisko gwiazd, w którego sk∏ad wchodzi S∏oƒ-

ce, nazywamy Galaktykà Drogi Mlecznej . W przestrzeni kosmicznej tworzy ona ogromny, spi-

ralnie zakr´cony dysk. Znajduje si´ w niej oko∏o 300 miliardów gwiazd.

Rok Êwietlny jest to odleg∏oÊç, jakà pokonuje w ciàgu roku (365,25 dni) promieƒ Êwiat∏a

poruszajàcy si´ z pr´dkoÊcià 300 tys. km/s.

gromady gwiazd

S∏oƒce wraz z uk∏adem planetarnym

okrà˝a centrum Galaktyki Drogi Mlecz-

nej w okresie oko∏o 200 milionów lat

z pr´dkoÊcià 250 km/s. Ponad dwa mi-

liony lat Êwietlnych od naszej Galaktyki

znajduje si´ galaktyka Wielka Mg∏awica

Andromedy. Andromed´ mo˝na dostrzec

na pó∏nocnej stronie nieba, jako delikat-

nà mgie∏k´ w gwiazdozbiorze o tej sa-

mej nazwie. Na po∏udniowej stronie nie-

ba mo˝na zauwa˝yç dwie inne galaktyki:

Wielki Ob∏ok Magellana i Ma∏y Ob∏ok

Magellana – znacznie mniejsze od Mg∏a-

wicy Andromedy, ale widoczne, gdy˝ sà

bli˝ej nas. Inne galaktyki mo˝na obser-

wowaç wy∏àcznie przez teleskop.

halo galaktyczne

centralna wypuk∏oÊç

jàdro

Uk∏ad S∏oneczny

dysk galaktyczny

10 tys.

lat Êwietlnych

90 tys. lat Êwietlnych

Budowa galaktyki

Galaktyki ∏àczà si´, tworzàc gromady i supergro-

mady galaktyk. Odleg∏oÊci mi´dzy supergromada-

mi szacuje si´ na setki milionów, a nawet miliar-

dów lat Êwietlnych. Rozmiary wszechÊwiata ocenia

si´ na nie mniej ni˝ 15 miliardów lat Êwietlnych.

WielkoÊç naszego WszechÊwiata si´ zwi´ksza, gdy˝

galaktyki oddalajà si´ od siebie – tym szybciej, im

wi´ksze sà odleg∏oÊci mi´dzy nimi.

galaktyki

Uk∏ad galaktyk w przestrzeni wszechÊwiata

1 mld lat

12–14 mld lat

Pierwsze supernowe

i czarne dziury

Tworzenie si´ protogalaktyk

Wspó∏czesne galaktyki

1 mld lat

12–14 mld lat

Wspó∏czesne galaktyki

Tworzenie si´ protogalaktyk

Geografia astronomiczna

Ewolucja gwiazd

Nadolbrzym

Gwiazdy sà to promieniste kule gazowe. W ich wn´trzu zachodzi przemiana wodoru w hel, któ-

rej towarzyszy produkcja ciep∏a. Czas ˝ycia gwiazd wynosi od ok. 2 mln do ponad biliona lat.

Podczas swego istnienia gwiazdy zmieniajà si´ wskutek zachodzàcych w nich procesów fizycznych.

w protogwiazda – pierwsze stadium ˝ycia

gwiazd; jest to ÊciÊni´ta si∏à grawitacji kula gazo-

wa, w której pod wp∏ywem temperatury zaczyna si´

cykl reakcji jàdrowych; gwiazda zaczyna Êwieciç;

rozpalajàce si´ m∏ode gwiazdy Êwiecà Êwiat∏em

czerwonym, majà niskà temperatur´ i jasnoÊç

w bia∏y karze∏ – gwiazda o bardzo ma∏ych roz-

miarach, która ca∏kowicie wyczerpa∏a zapasy swe-

go paliwa jàdrowego; ostatnie stadium ewolucji

gwiazd o ma∏ych masach

w karze∏ – najcz´Êciej spotykany typ gwiazdy (jest

nim równie˝ S∏oƒce); najch∏odniejsze z nich sà na-

zywane czerwonymi kar∏ami

w podolbrzym – sà gwiazdami poÊrednimi mi´-

dzy kar∏ami i olbrzymami, wi´kszoÊç z nich ma

mas´ zbli˝onà do masy S∏oƒca

w olbrzym – gwiazda o du˝ych rozmiarach i du-

˝ej jasnoÊci; ma bardzo niejednorodnà struktur´

w nadolbrzym – gwiazda o bardzo du˝ych roz-

miarach (do kilku tysi´cy razy wi´kszych od pro-

mienia S∏oƒca) i bardzo du˝ej jasnoÊci (kilkaset ty-

si´cy razy jaÊniejsza od S∏oƒca)

Budowa S∏oƒca

rozb∏yski s∏oneczne

(erupcje) – mocno

Êwiecàce obszary

chromosfery

spikule, wychodzàce z chromosfery

(drobne wykwity roz˝arzonych gazów)

chromosfera – ok. 5000 km

gruboÊci (z niej wydobywajà

si´ protuberancje)

fotosfera –

ok. 200 km

gruboÊci,

temp. 6000ºC

w S∏oƒce zajmuje central-

ne miejsce w Uk∏adzie

S∏onecznym.

w To olbrzymia, wirujàca

kula gazowa o Êrednicy

109 razy wi´kszej od Êred-

nicy Ziemi.

w Jego masa jest 330 ra-

zy wi´ksza od masy Ziemi.

w Âredni czas obrotu S∏oƒ-

ca wokó∏ w∏asnej osi wy-

nosi 25,38 dnia.

w Sk∏ada si´ w 70% z wo-

doru i w 27% z helu; po-

zosta∏e sk∏adniki to m. in.:

w´giel, ˝elazo, tlen.

w Wn´trze S∏oƒca stanowi

jàdro, w którym zachodzà

reakcje syntezy wodoru

w hel przy jednoczesnej

utracie masy.

w S∏oƒce powsta∏o oko-

∏o 5 miliardów lat temu

i b´dzie Êwieciç przez ko-

lejnych 5 miliardów.

korona

warstwa albo

otoczka promienista

(wielki obszar

wokó∏ jàdra)

wiatr

s∏oneczny

– strumieƒ

czàstek

na∏adowanych

(protonów

i elektronów)

odrywajàcy

si´ od korony

s∏onecznej

jàdro –

temp. ok.

15 mln ºC

(w nim

zachodzà

reakcje

jàdrowe)

plamy

na S∏oƒcu

(zwykle

wyst´pujà

parami);

plamy

sà ciemne,

gdy˝ sà

obszarami

o ni˝szej

temperaturze

pochodnie

s∏oneczne (Êwiecàce

przestrzenie wokó∏ plam)

protuberancje s∏oneczne

(ogromne strumienie

wznoszàcych si´

i opadajàcych gazów)

Plik z chomika:

Inne pliki z tego folderu:

Inne foldery tego chomika: