Wstęp do astrofizyli i kosmologia
|
|
- Przybysław Piotrowski
- 5 lat temu
- Przeglądów:
Transkrypt
1 Wstęp do astrofizyli i kosmologia Ryszard Mańka-Marcisz 25 kwietnia Elementy Ogólnej Teorii Względności Obiekty astronomiczne są wynikiem istnienia równowagi miedzy zapadaniem grawitacyjnym a ciśniemiem wytworzonym przez ściskaną meterię. W tym rozdziale wprowadzimy podstawowe pojęcia i wzory ogólnej teorii względności które będą wykorzystywane w astrofizyce. W płaskiej czasoprzestrzeni interwał czasoprzestrzenny określający odległość między punktami p i p (o współrzędnych x µ i x µ + δx µ ) jest 0-0
2 zdefiniowany jako gdzie g µν = η µν = ds 2 = g µν dx µ dx ν Równania dla pól meterii otrzymujemy korzystając z formalizmu wariacyjnego. W płaskiej czasoprzestrzeni wariacja całki działania dla np. pola skalarnego φ A zdefiniowana jako S[φ] = d 4 xl(φ A, µ φ A ) generuje równania ruchu Eulera-Lagrange a µ L ( µ φ A ) = L φ A 0-1
3 W zakrzywionej czasoprzetrzeni ds 2 = g µν dx µ dx ν tensor metryczny można lokalnie zdiagonalizować g µν = e a µe b νη ab Definiując nowe współrzędne dy a = e a µdx µ interwał czasoprzestrzenny będzie wyglądał identycznie jak w przestrzeni płaskiej ds 2 = η ab dy a dy b. Jakobian transformacji jest równy J = y/ x = e = g (e = det(e a µ), g = det(g µν )). Całka działania w zakrzywionej czasoprzestrzeni można więc zapisać jako S = d 4 x J L = d 4 g L (1) L = L g + L matt Lagrangian L g jest funkcją niezmienników czasoprzestrzeni. Takim nieznienikiem jest np. skalar krzywizny zdefiniowany za pomocą R = g µν R µν (2) 0-2
4 tensora krzywizny Ricciego R µν = λ Γ λ µν ν Γ λ µλ + Γ λ µνγ ρ λρ Γρ µνγ λ νρ (3) Jest on zdefiniowany za pośrednictwem symboli Christoffera Γ λ µν określanymi następującym wzorem : Można więc uważać, że Γ λ µν = 1 2 gλρ { ν g ρµ + µ g ρν + ρ g µν } (4) L = L (R, R µν R µν,...) = Λ 0 + ar + br (5) W pierwszym kroku uwzględniamy tylko przybliżenie liniowe, wtedy : L g = 1 1 (R + 2Λ) = (R + 2Λ) (6) 2κ 16πG Dokonamy teraz wariacji całki działanial g ze względu na tensor metryczny g µν. Przy dokonywaniu wariacji całki działania względem tensora metrycznego g µν wygodnie jest wykorzystać algebraiczne własności 0-3
5 wyznacznika i macierzy odwrotnej 1 g = g gµν g µν. 2 Rachunki prowadzą do równania Einstaina gdzie κ = 8πG c 4 pędu R µν 1 2 g µνr g µν Λ = κt µν a Λ jest stałą kosmologiczną a T µν jest tensorem energii T µν = 2 L matt g µν g µν L matt Czasami wygodnie jest przedstawiać tensor energii - pędu w postaci ɛ = c 2 ρ T µν = (P + ɛ)u µ u ν P g µν = 0 P P 0 (7) P 0-4
6 właściwej dla cieczy, gdzie u µ u µ = 1 jest wektorem jednostkowym. P jest cisnieniem, ɛ gestością energii a ρ gęstością masy. Dywergencja tensora energii-pędu jest równa zero T λ µ;λ = 0 gdzie ; jest symbolem pochodnej kowariantnej, np. u µ;λ = µ u λ Γ ρ µλ u ρ O ile stała kosmologiczna Λ 0 to nawet w próżni gdy T µν = 0 przestrzeń jest zakrzywiona ze stałą krzywizną równą R = 4Λ. 2 Kosmologia 2.1 Kosmologia Newtonowska 1576 Digges, 1826 Olbes -> Paradoks Olbesa Dlaczego nocne niebo jest ciemne? Jasność jest proporcjonalna do ilości gwiazd dl dn 0-5
7 Rysunek 1: Soczewkowanie grawitacyjne. 0-6
8 dr r Observer Rysunek 2: Sfery gwiazd. 0-7
9 a liczba gwaizd dn dv = 4πr 2 dr stąd strumień dl Φ = 4πr 2 dr = 1915 powstaje ogólna teoria względności (GR) 1917 de Sitter, 1922 Friedmann, 1927 Lamaître -> wyniki wskazujące na ekspansje Wszechświata, 1929 Hubble 1934 Milne, McCrea odkrywają, że ekspansja może być wyjasniona przy pomocy mechaniki Newtonowskiej Robetrson, Walker -> metryka jednorodnego i izotropowego Wszechświata (FLRW) v = H 0 l W mechanice newtonowskiej oddziaływanie grawitacyjne między dwoma masami M i m opisane jest siłą F = G Mm u = U (8) r2 0-8
10 u = x/r jest wektorem jednostkowym. Potencjał U(r) = mφ z Φ = G M r Prawo zachowania energii oznacza, że E = 1 2 mv2 + U(r) odległość dl 0 między dwoma punktami ulega przeskalowaniu dl = a(t)dl 0. Zmiana czynnika skali z czasem oznacza oddalanie się wszystkich obiektów z prędkościa z stałą Hubbla v = dl dt = ȧdl 0 = ȧ a (adl 0) = Hdl H = ȧ a 0-9
11 Rysunek 3: Oryginalny wykres Hubbla. 0-10
12 W chwili obecnej t 0 H 0 = 71 ± 6 km s 1 Mpc = h 0100 km s 1 Mpc z h 0 = Podstawowym postulatem kosmologii jest postulat uśrednionej jednorodności i izotropowości Wszechświata (zasada kosmologiczna). W kosmologii postulat jednorodneści i izotropowości Wszechświata oznacza, iż interwał czasoprzestrzenny jest równy [ ] dr ds 2 = c 2 dt 2 a 2 2 (t) 1 kr 2 + r2 dθ 2 + r 2 sin 2 θdφ 2 Oznacza to, że tensor metryczny Robertsona-Waklera ma postać g µν = 1 a(t)2 1 kr 2 a(t) 2 r 2 a(t) 2 r 2 sin 2 θ 0-11
13 Rysunek 4: Trzy typy topologii przestrzeni. Równania Einsteina dają ( ) 2 a = H 2 = 8πG a 3c 2 ρ kc2 a 2 + Λc2 3 (9) a a = 4πG Λc2 (ρ + 3p) + 3c2 3 (10) 0-12
14 gdzie k = 0, ±1. Równanie ciągłości przyjmuje prostą postać dρ dt = 3H(ρ + p). Dla pyłu (p = 0) równanie to oznacza skalowanie ρ = a 3 ρ 0. W próżni (ρ = P = 0) w przestrzeni płaskiej istnieje rozwiązanie de Sittera (inflacja) a(t) = a 0 e Ht z H = Λc 2 3. Dzieląc równanie (9) w chwili bieżącej t 0 przez H 2 0 otrzymujemy 1 = Ω m + Ω k + Ω Λ gdzie Ω m = ρ ρ c z ρ c = 3H2 0 c 2 8πG 0-13
15 Ω k = kc2 a 2 H 2 0, Ω Λ = ρ Λ ρ c = Λc2 3H 2 0 Parametry te w pełni określają ewolucję Wszechświata. ρ c jest gęstością krytyczna. Składową materii Ω m można rozbić na część barionową Ω B i część opisującą ciemną materię Ω CDM Ω m = Ω B + Ω CDM. Drugie równanie (10) wymaga znajomości równania stanu. Zapiszemy je w prostej postaci p = wρ Jest to równanie stanu w kosmologii. Zakładamy że w chwili obecnej t 0, a 0 = a(t 0 ) = 1. Tak więc odległość dl 0 między dwoma punktami ulega przeskalowaniu dl = a(t)dl
16 parametr wielkość H 0 72 km s 1 Mpc 1 Ω m 0.30 Ω Λ 0.70 Ω B 0.04 Ω CDM 0.26 Ω k 0.00 q Tablica 1: Oszacowanie parametrów kosmologicznych. 0-15
17 Zmiana czynnika skali z czasem oznacza oddalanie się wszystkich obiektów z prędkościa z stałą Hubbla W chwili obecnej t 0 v = dl dt = ȧdl 0 = ȧ a (adl 0) = Hdl H 0 = 71 ± 6 km s H = ȧ a 1 Mpc = h 0100 km s 1 Mpc z h 0 = Dla przestrzeni płaskiej (k=0) bez stałej kosmologicznej (Λ = 0) mamy H 2 = 8πG 3 ρ co pozwala nam zdefiniować gęstość krytyczną ρ c = 3H2 0 8πG = h2 0r c ev cm 3 r c = M Mpc 3 = g cm 3 = ev cm
18 Pochodzenie stałej kosmologicznej jak i ciemnej materii jest tajemnicze. Możemy już teraz oszacować gęstość energii związanej z stałą kosmologiczną ρ Λ = Ω Λ ρ c ev cm 3 W Wszechświecie zdominowanym przez materię (ρ + 3p > 0) ekspansja będzie zwalniała. To zwolnienie opisujemy przez parametr q = ä0a 0 ȧ 2 0 = 1 2 Ω wω 2.2 Gorący Wielki Wybuch 1965 Penzias, Wilson - promieniowanie reliktowe Gaz fotonowy opisujemy hamiltonianem H = λ,k ω k a + kλ a kλ Średnią wielkości kwantowej A definiujemy jako 0-17
19 0-18
20 H o : Ω Λ 0.6 CLOSED 0.4 FLAT 0.2 OPEN Ω M
21 Rysunek 7: Promieniowanie reliktowe tła. < A >= T r(ρa) gdzie ρ = Z exp( βh) jest operatorem gęstości, Z = exp( βf ) = T r(exp( βh) jest sumą statystyczną a F energią swobodną. Ciśnienie to P = F V a entropia S = k B T r(ρ ln(ρ)) 0-20
22 spełnia związek stąd gęstość entropii Dla gazu fotonowego stąd a gęstość entropii U =< H >= ɛv = F + T S s = S V = (ɛ + P ). T < a + kλ a kλ >= ɛ = 1 π 2 dk 1 exp(β ck) 1 ck 3 exp(β ck) 1 = AT 4 s = S V T 3 V = a(t) 3 V 0 to S/V 0 = (T a(t)) 3 stąd T a(t) = const, czyli T (t) = T 0 a(t) 0-21
23 gdzie T 0 = 2.73 K. Średnia gęstość fotonów to n γ = 1 k 2 dk π 2 exp(β ck) 1 = BT cm 3 W wysokich temperaturach jest rówowaga γ + H e + p Gęstość materii barionowej n B 10 7 cm 3 daje η = n B n γ = 10 9 Przesunęcie ku czerwieni z zdefinowane jako z = λ λ 0 = λ λ 0 λ 0 ponieważ zgodnie z efektem Dopplera λ = a(t)λ
24 to z = 1 a(t) 1 W chwili rekombinacji z Średnia liczba fononów to n γ = N γ V = g γ (2π) 2 d 3 1 k (e βk 1) T 3. W chwili obecnej Średnia energia fotonów ɛ γ = c 2 ρ γ = < H γ > V i ma obecnie wartość n γ, cm 3. = g γ (2π) 2 d 3 k ɛ γ, ev/cm 3. ck (e βk 1) = σt
25 Fluktuacje gestości plazmy δρ generuja fluktuacje potencjału grawitacyjnego δφ a tym samym fluktuacje δz δρ ρ δt T δz 1 + z Fluktuacje te powstają jako fala akustyczna będąca wynikiem równowagi między przyciąganiem grawitacyjnym a cisniemiem wywołanym przez fotony. Fala akustyczna propaguje się z predkością c c s = η η = ρ B ργ Fluktuacje temperatury opisuje funkcja korelacyjna < δt (0)δT (n(ϑ)) >= C(ϑ) = 1 4π (2l + 1)c l P l (cos(ϑ)) l 0-24
26 Rysunek 8: Fluktuacje promieniowania 0-25 reliktowego obserowane przez
27 2.3 Era promieniowania W okresie gdy dominuje promieniowanie ɛ = c 2 ρ = σt 4 P = 1 3 σt 4 Temperatura w tym okresie maleje wraz z wzrostem czynnika skali T = 1 a(t) T 0. Pierwsze równanie Friedmanna ( ) 2 a = 8πG a 3c 2 ρ γ daje z a(t) = 2H γ t 1 2 H 2 γ = 8π 3 Gρ γ,
28 2.4 Era wpółczesna W chwili współczesnej dominuje materia masywna opisana równaniem stanu dla pyłu ρ = ρ 0 a 3 P = 0 Pierwsze równanie Friedmanna (k = 0) daje (dla Λ = 0) ( ) 2 a = 8πG a 3c 2 ρ + Λc2 3 a(t) = ( 3 2 H 0t) 2 3 Definiując czas Hubbla t H wieku Wszechswiata t 0 = 2 3 = ( t t 0 ) 2 3 = H 1 0 otrzymujemy pierwsze oszacowanie 1 H 0 = 2 3 t H. 0-27
29 Obecna stała Hubbla h daje zaledwie lat. Dodając stronami równania Friedmana (9,2 10) otrzymujemy równanie którego ewolucja jest określona tylko przez stała kosmologiczną 2 a a + ( ) 2 a = Λc 2. a Podstawienie ȧ/a = Ω Λ f(x) with x = 3 2 ΩΛ H 0 t daje proste równanie różniczkowe f +f 2 = 1 którego rozwiązaniem jest f(x) = cosh(x)/ sinh(x). Stąd mamy a(t) = sinh( 3 2 ΩΛ H 0 t) 2/3 sinh( 3 2 ΩΛ H 0 t 0 ). 2/3 Definicja stałej Hubbla w chwili obecnej daje równanie na wiek Wszechświata w obecności stałej kosmologicznej tanh( 3 2 ΩΛ H 0 t 0 ) = Ω Λ Otrzymujemy teraz wiek Wszechświata równy t 0 = lat. 0-28
30 3 Bariogeneza Symetia między cząstkami i antycząstkami B, L,obserwowalna w fizyce częstek elementarnuch prowadzi do pytania dlaczego we Wszechświecie istnieje przewaga materii nad antymaterią. Przewagę tą opisuje parametr η = n γ n B Jaki proces doprowadził do złamania tych symetrii w trakcie ochładzania się Wszechświata? 4 Nukleosynteza Po okresie hadronizacji pierwotna materia zbudowana jest z protonów, neutronów, elektronów, mionów i neutrin p, n, e, µ, ν f = {ν e, ν µ, ν τ } 0-29
31 będących w równowadze ze względu na słabe oddziaływania ( rozpad β) p + + e n + ν e µ + ν e e + ν µ Oscylacja zapachów neutrin oznacza również ν e ν µ ν τ. Reakcje te oznaczają równość odpowiednich potencjałów chemicznych µ p + µ e = µ n + µ νe µ µ + µ νe = µ e + µ νµ µ νe = µ νµ = µ ντ µ ν Pozwala to zredukować ilość niezależnych potencjałów do trzech µ n, µ e, µ ν. Mamy trzy warunki: * Neutralność ładunkową (Q=0) n Q i Q i n i (µ i, T ) = 0, 0-30
32 * symetrię L-B n L n B i (L i B i ) n i (µ i, T ) = 0, * warunek ekspansji adiabatycznej (S/B) (entropii na baryon) s i s i(µ i, T ) n B i B i n i (µ i, T ) = constant W niskich temperaturach (T 1 MeV) entropia jest określona przez fotony i prawie bezmasowe neutrina, czyli przez parametr Stąd mamy ograniczenie na η = n γ n B. S/B = Zamiast potencjału chemicznego np. µ n wygodnie jest wszystko parametryzować poprzez η. Wartość ηzgodna z przewidywaniami nukleosyntezy 0-31
33 waha się w przedziale < η < Dzięki misji WMAP znoamy go z dokładnością do 4% η = 6.14 ± W niskich temperaturach równowaga ze względu na rozpad β nie zachodzi i zaczyna się produkcja protonów i pierwszych lekkich jąder n + ν e p + + e n + e + p + + ν e n + p + D + γ D + D 3 H + p + D + D 3 He + N 3 H + D 4 He 3 H + 4 He 7 Li Synteza lekkich jąder kończy się gdy temperatura przekroczy 50 kev. 0-32
34 0-33
Spis treści. Przedmowa PRZESTRZEŃ I CZAS W FIZYCE NEWTONOWSKIEJ ORAZ SZCZEGÓLNEJ TEORII. 1 Grawitacja 3. 2 Geometria jako fizyka 14
Spis treści Przedmowa xi I PRZESTRZEŃ I CZAS W FIZYCE NEWTONOWSKIEJ ORAZ SZCZEGÓLNEJ TEORII WZGLĘDNOŚCI 1 1 Grawitacja 3 2 Geometria jako fizyka 14 2.1 Grawitacja to geometria 14 2.2 Geometria a doświadczenie
Bardziej szczegółowoPodstawy astrofizyki i astronomii
Podstawy astrofizyki i astronomii Andrzej Odrzywołek Zakład Teorii Względności i Astrofizyki, Instytut Fizyki UJ 20 marca 2018 th.if.uj.edu.pl/ odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 4 Standardowy
Bardziej szczegółowoNeutrina z supernowych. Elementy kosmologii
Neutrina z supernowych Obserwacja neutrin z SN1987A Kolaps grawitacyjny Własności neutrin z kolapsu grawitacyjnego Elementy kosmologii Rozszerzający się Wszechświat Wielki Wybuch (Big Bang) Nukleosynteza
Bardziej szczegółowoElementy kosmologii. D. Kiełczewska, wykład 15
Elementy kosmologii Rozszerzający się Wszechświat Wielki Wybuch (Big Bang) Nukleosynteza Promieniowanie mikrofalowe tła Pomiary parametrów kosmologicznych: WMAP SNIa Asymetria materii i antymaterii Rozszerzający
Bardziej szczegółowo10.V Polecam - The Dark Universe by R. Kolb (Wykłady w CERN (2008))
Wszechświat cząstek elementarnych dla przyrodników WYKŁAD 10 Maria Krawczyk, Wydział Fizyki UW Ciemny Wszechświat 10.V. 2010 Polecam - The Dark Universe by R. Kolb (Wykłady w CERN (2008)) http://indico.cern.ch/conferencedisplay.py?confid=24743
Bardziej szczegółowoTeoria Wielkiego Wybuchu FIZYKA 3 MICHAŁ MARZANTOWICZ
Teoria Wielkiego Wybuchu Epoki rozwoju Wszechświata Wczesny Wszechświat Epoka Plancka (10-43 s): jedno podstawowe oddziaływanie Wielka Unifikacja (10-36 s): oddzielenie siły grawitacji od reszty oddziaływań
Bardziej szczegółowoOddziaływanie podstawowe rodzaj oddziaływania występującego w przyrodzie i nie dającego sprowadzić się do innych oddziaływań.
1 Oddziaływanie podstawowe rodzaj oddziaływania występującego w przyrodzie i nie dającego sprowadzić się do innych oddziaływań. Wyróżniamy cztery rodzaje oddziaływań (sił) podstawowych: oddziaływania silne
Bardziej szczegółowoZ czego i jak zbudowany jest Wszechświat? Jak powstał? Jak się zmienia?
Z czego i jak zbudowany jest Wszechświat? Jak powstał? Jak się zmienia? Cząstki elementarne Kosmologia Wielkość i kształt Świata Ptolemeusz (~100 n.e. - ~165 n.e.) Mikołaj Kopernik (1473 1543) geocentryzm
Bardziej szczegółowoPolecam - The Dark Universe by R. Kolb (Wykłady w CERN (2008))
Wszechświat cząstek elementarnych dla przyrodników WYKŁAD 15 Maria Krawczyk, Wydział Fizyki UW 12.01. 2010 Ciemny Wszechświat Polecam - The Dark Universe by R. Kolb (Wykłady w CERN (2008)) http://indico.cern.ch/conferencedisplay.py?confid=24743
Bardziej szczegółowoElementy kosmologii. Rozszerzający się Wszechświat Wielki Wybuch (Big Bang) Nukleosynteza Promieniowanie mikrofalowe tła Ciemna Materia Leptogeneza
Elementy kosmologii Rozszerzający się Wszechświat Wielki Wybuch (Big Bang) Nukleosynteza Promieniowanie mikrofalowe tła Ciemna Materia Leptogeneza Rozszerzający się Wszechświat W 1929 Hubble zaobserwował
Bardziej szczegółowoGeometria Struny Kosmicznej
Spis treści 1 Wstęp 2 Struny kosmiczne geneza 3 Czasoprzestrzeń struny kosmicznej 4 Metryka czasoprzestrzeni struny kosmicznej 5 Wyznaczanie geodezyjnych 6 Wykresy geodezyjnych 7 Wnioski 8 Pytania Wstęp
Bardziej szczegółowoKosmologia. Elementy fizyki czastek elementarnych. Wykład X. Prawo Hubbla
Kosmologia Wykład X Prawo Hubbla Elementy fizyki czastek elementarnych Wielki Wybuch i ewolucja Wszechświata Promieniowanie tła Eksperyment WMAP W jakim (Wszech)świecie żyjemy?... Efekt Dopplera Przypadek
Bardziej szczegółowoFizyka gwiazd. 1 Budowa gwiazd. 19 maja Stosunek r g R = 2GM
Fizyka gwiazd 19 maja 2004 1 Budowa gwiazd Stosunek r g R = 2GM c 2 R (gdzie M, R jest masa i promieniem gwiazdy) daje nam informację konieczności uwzględnienia poprawek relatywistycznych. 0-0 Rysunek
Bardziej szczegółowoKosmologia. Elementy fizyki czastek elementarnych. Wykład VIII. Prawo Hubbla
Kosmologia Wykład VIII Prawo Hubbla Elementy fizyki czastek elementarnych Wielki Wybuch i ewolucja Wszechświata Promieniowanie tła Eksperyment WMAP W jakim (Wszech)świecie żyjemy?... Efekt Dopplera Prawo
Bardziej szczegółowoA. Odrzywołek. Dziura w Statycznym Wszechświecie Einsteina
/28 A. Odrzywołek Dziura w Statycznym Wszechświecie Einsteina Seminarium ZTWiA IFUJ, Środa, 26..22 2/28 A. Odrzywołek 3-sfera o promieniu R(t): Równania Einsteina: Zachowanie energii-pędu: Równanie stanu
Bardziej szczegółowover teoria względności
ver-7.11.11 teoria względności interferometr Michelsona eter? Albert Michelson 1852 Strzelno, Kujawy 1931 Pasadena, Kalifornia Nobel - 1907 http://galileoandeinstein.physics.virginia.edu/more_stuff/flashlets/mmexpt6.htm
Bardziej szczegółowoUniwersytet Mikołaja Kopernika Toruń 6 XII 2013 W POSZUKIWANIU ŚLADÓW NASZYCH PRAPOCZĄTKÓW
Uniwersytet Mikołaja Kopernika Toruń 6 XII 2013 W POSZUKIWANIU ŚLADÓW NASZYCH PRAPOCZĄTKÓW Prof. Henryk Drozdowski Wydział Fizyki UAM Dedykuję ten wykład o pochodzeniu materii wszystkim czułym sercom,
Bardziej szczegółowoHistoria Wszechświata w (dużym) skrócie. Agnieszka Pollo Instytut Problemów Jądrowych Warszawa Obserwatorium Astronomiczne UJ Kraków
Historia Wszechświata w (dużym) skrócie Agnieszka Pollo Instytut Problemów Jądrowych Warszawa Obserwatorium Astronomiczne UJ Kraków wczesny Wszechświat późny Wszechświat z (przesunięcie ku czerwieni; redshift)
Bardziej szczegółowoKosmologia. Elementy fizyki czastek elementarnych. Wykład IX. Prawo Hubbla
Kosmologia Wykład IX Prawo Hubbla Elementy fizyki czastek elementarnych Wielki Wybuch i ewolucja Wszechświata Promieniowanie tła Eksperyment WMAP W jakim (Wszech)świecie żyjemy?... Efekt Dopplera Prawo
Bardziej szczegółowoWszechświat czastek elementarnych
Wszechświat czastek elementarnych Wykład 15: Ciemna Strona Wszechświata prof. A.F.Żarnecki Zakład Czastek i Oddziaływań Fundamentalnych Instytut Fizyki Doświadczalnej Wszechświat czastek elementarnych
Bardziej szczegółowoFizyka dla Informatyków Wykład 8 Mechanika cieczy i gazów
Fizyka dla Informatyków Wykład 8 Katedra Informatyki Stosowanej PJWSTK 2008 Spis treści Spis treści 1 Podstawowe równania hydrodynamiki 2 3 Równanie Bernoulliego 4 Spis treści Spis treści 1 Podstawowe
Bardziej szczegółowoPole elektromagnetyczne. Równania Maxwella
Pole elektromagnetyczne (na podstawie Wikipedii) Pole elektromagnetyczne - pole fizyczne, za pośrednictwem którego następuje wzajemne oddziaływanie obiektów fizycznych o właściwościach elektrycznych i
Bardziej szczegółowoElektrostatyka. Potencjał pola elektrycznego Prawo Gaussa
Elektrostatyka Potencjał pola elektrycznego Prawo Gaussa 1 Potencjał pola elektrycznego Energia potencjalna zależy od (ładunek próbny) i Q (ładunek który wytwarza pole), ale wielkość definiowana jako:
Bardziej szczegółowoCzasoprzestrzenie sferycznie symetryczne: jednorodna Robertsona-Walkera i niejednorodna Lemaitre a-tolmana-bondiego
Czasoprzestrzenie sferycznie symetryczne: jednorodna Robertsona-Walkera i niejednorodna Lemaitre a-tolmana-bondiego Piotr Plaszczyk Obserwatorium Astronomiczne, Wydział Fizyki, Astronomii i Informatyki
Bardziej szczegółowoCząstki elementarne wprowadzenie. Krzysztof Turzyński Wydział Fizyki Uniwersytet Warszawski
Cząstki elementarne wprowadzenie Krzysztof Turzyński Wydział Fizyki Uniwersytet Warszawski Historia badania struktury materii XVII w.: ruch gwiazd i planet, zasady dynamiki, teoria grawitacji, masa jako
Bardziej szczegółowoCzarna dziura Schwarzschilda
Czarna dziura Schwarzschilda Mateusz Szczygieł Wydział Fizyki Uniwersytet Warszawski 19 listopada 2018 1 / 32 Plan prezentacji 1. Sferycznie symetryczne, statyczne rozwiązanie równań Einsteina. 2. Przesunięcie
Bardziej szczegółowoWszechświat Cząstek Elementarnych dla Humanistów Ciemna strona wszechświata
Wszechświat Cząstek Elementarnych dla Humanistów Ciemna strona wszechświata Aleksander Filip Żarnecki Wykład ogólnouniwersytecki 8 stycznia 2019 A.F.Żarnecki WCE Wykład 12 8 stycznia 2019 1 / 50 Ciemna
Bardziej szczegółowoFizyka 3. Konsultacje: p. 329, Mechatronika
Fizyka 3 Konsultacje: p. 329, Mechatronika marzan@mech.pw.edu.pl Zaliczenie: 2 sprawdziany (10 pkt każdy) lub egzamin (2 części po 10 punktów) 10.1 12 3.0 12.1 14 3.5 14.1 16 4.0 16.1 18 4.5 18.1 20 5.0
Bardziej szczegółowoPrędkość fazowa i grupowa fali elektromagnetycznej w falowodzie
napisał Michał Wierzbicki Prędkość fazowa i grupowa fali elektromagnetycznej w falowodzie Prędkość grupowa paczki falowej Paczka falowa jest superpozycją fal o różnej częstości biegnących wzdłuż osi z.
Bardziej szczegółowoZadania z mechaniki kwantowej
Zadania z mechaniki kwantowej Gabriel Wlazłowski 13 maja 2016 Rachunek zaburzeń bez czasu 1. Metodą rachunku zaburzeń obliczyć pierwszą i drugą poprawkę dla poziomów energetycznych oscylatora harmonicznego
Bardziej szczegółowoFIZYKA III MEL Fizyka jądrowa i cząstek elementarnych
FIZYKA III MEL Fizyka jądrowa i cząstek elementarnych Wykład 13 Początki Wszechświata c.d. Nukleosynteza czas Przebieg pierwotnej nukleosyntezy w czasie pierwszych kilkunastu minut. Krzywe ukazują stopniowy
Bardziej szczegółowoWykład 3 Zjawiska transportu Dyfuzja w gazie, przewodnictwo cieplne, lepkość gazu, przewodnictwo elektryczne
Wykład 3 Zjawiska transportu Dyfuzja w gazie, przewodnictwo cieplne, lepkość gazu, przewodnictwo elektryczne W3. Zjawiska transportu Zjawiska transportu zachodzą gdy układ dąży do stanu równowagi. W zjawiskach
Bardziej szczegółowoy + p(t)y + q(t)y = 0. (1) Z rozwiązywaniem równań przez szeregi potęgowe związane są pewne definicje.
1 Szeregi potęgowe Poszukiwanie rozwiązań równań różniczkowych zwyczajnych w postaci szeregów potęgowych, zwane metodą Frobeniusa, jest bardzo ogólną metodą. Rozważmy równanie y + p(t)y + q(t)y = 0. (1)
Bardziej szczegółowoSzczególna i ogólna teoria względności (wybrane zagadnienia)
Szczególna i ogólna teoria względności (wybrane zagadnienia) Mariusz Przybycień Wydział Fizyki i Informatyki Stosowanej Akademia Górniczo-Hutnicza Wykład 6 M. Przybycień (WFiIS AGH) Szczególna Teoria Względności
Bardziej szczegółowoMETODY MATEMATYCZNE I STATYSTYCZNE W INŻYNIERII CHEMICZNEJ
METODY MATEMATYCZNE I STATYSTYCZNE W INŻYNIERII CHEMICZNEJ Wykład 3 Elementy analizy pól skalarnych, wektorowych i tensorowych Prof. Antoni Kozioł, Wydział Chemiczny Politechniki Wrocławskiej 1 Analiza
Bardziej szczegółowoWszechświat Cząstek Elementarnych dla Humanistów Ciemna Strona Wszechświata
Wszechświat Cząstek Elementarnych dla Humanistów Ciemna Strona Wszechświata Aleksander Filip Żarnecki Wykład ogólnouniwersytecki Wydział Fizyki Uniwersytetu Warszawskiego 16 stycznia 2018 A.F.Żarnecki
Bardziej szczegółowoEwolucja Wszechświata Wykład 5 Pierwsze trzy minuty
Ewolucja Wszechświata Wykład 5 Pierwsze trzy minuty Historia Wszechświata Pod koniec fazy inflacji, około 10-34 s od Wielkiego Wybuchu, dochodzi do przejścia fazowego, które tworzy prawdziwą próżnię i
Bardziej szczegółowoMechanika relatywistyczna Wykład 13
Mechanika relatywistyczna Wykład 13 Karol Kołodziej Instytut Fizyki Uniwersytet Śląski, Katowice http://kk.us.edu.pl Karol Kołodziej Mechanika klasyczna i relatywistyczna 1/32 Czterowektory kontrawariantne
Bardziej szczegółowoZasada najmniejszego działania
Zasada najmniejszego działania S = T dtl(x, ẋ) gdzie L(x, ẋ) jest lagrangianem. Dokonajmy przesuniecia x = x + y, ẋ = ẋ + ẏ, gdzie y(0) = y(t ) = 0. Wtedy T T S = dt L(x, ẋ ) = dt L(x + y, ẋ = ẋ + ẏ) 0
Bardziej szczegółowoElektrostatyka, cz. 1
Podstawy elektromagnetyzmu Wykład 3 Elektrostatyka, cz. 1 Prawo Coulomba F=k q 1 q 2 r 2 1 q1 q 2 Notka historyczna: 1767: John Priestley - sugestia 1771: Henry Cavendish - eksperyment 1785: Charles Augustin
Bardziej szczegółowoWykład 14. Termodynamika gazu fotnonowego
Wykład 14 Termodynamika gazu fotnonowego dr hab. Agata Fronczak, prof. PW Wydział Fizyki, Politechnika Warszawska 16 stycznia 217 dr hab. A. Fronczak (Wydział Fizyki PW) Wykład: Elementy fizyki statystycznej
Bardziej szczegółowoJ. Szantyr - Wykład 3 Równowaga płynu
J. Szantyr - Wykład 3 Równowaga płynu Siły wewnętrzne wzajemne oddziaływania elementów mas wydzielonego obszaru płynu, siły o charakterze powierzchniowym, znoszące się parami. Siły zewnętrzne wynik oddziaływania
Bardziej szczegółowoEwolucja Wszechświata
Ewolucja Wszechświata Wykład 6 Mikrofalowe promieniowanie tła Rozseparowanie materii i promieniowania 380 000 lat Temperatura 3000 K Protony i jądra przyłączają elektrony (rekombinacja) tworzą się atomy.
Bardziej szczegółowoWszechświat. Opis relatywistyczny Początek: inflacja? Równowaga wcześnie Pierwotna nukleosynteza Powstanie atomów Mikrofalowe promieniowanie tła
Wszechświat Opis relatywistyczny Początek: inflacja? Równowaga wcześnie Pierwotna nukleosynteza Powstanie atomów Mikrofalowe promieniowanie tła Opis relatywistyczny W mech. Newtona czas i przestrzeń są
Bardziej szczegółowoEfekt Comptona. Efektem Comptona nazywamy zmianę długości fali elektromagnetycznej w wyniku rozpraszania jej na swobodnych elektronach
Efekt Comptona. Efektem Comptona nazywamy zmianę długości fali elektromagnetycznej w wyniku rozpraszania jej na swobodnych elektronach Efekt Comptona. p f Θ foton elektron p f p e 0 p e Zderzenia fotonów
Bardziej szczegółowomechanika analityczna 1 nierelatywistyczna L.D.Landau, E.M.Lifszyc Krótki kurs fizyki teoretycznej
mechanika analityczna 1 nierelatywistyczna L.D.Landau, E.M.Lifszyc Krótki kurs fizyki teoretycznej ver-28.06.07 współrzędne uogólnione punkt materialny... wektor wodzący: prędkość: przyspieszenie: liczba
Bardziej szczegółowoAerodynamika I. wykład 3: Ściśliwy opływ profilu. POLITECHNIKA WARSZAWSKA - wydz. Mechaniczny Energetyki i Lotnictwa A E R O D Y N A M I K A I
Aerodynamika I Ściśliwy opływ profilu transoniczny przepływ wokół RAE-8 M = 0.73, Re = 6.5 10 6, α = 3.19 Ściśliwe przepływy potencjalne Teoria pełnego potencjału Wprowadźmy potencjał prędkości (zakładamy
Bardziej szczegółowoPodstawy Fizyki IV Optyka z elementami fizyki współczesnej. wykład 2, Radosław Chrapkiewicz, Filip Ozimek
Podstawy Fizyki IV Optyka z elementami fizyki współczesnej wykład 2, 17.02.2012 wykład: pokazy: ćwiczenia: Czesław Radzewicz Radosław Chrapkiewicz, Filip Ozimek Ernest Grodner Równania Maxwella r-nie falowe
Bardziej szczegółowoMechanika kwantowa. Jak opisać atom wodoru? Jak opisać inne cząsteczki?
Mechanika kwantowa Jak opisać atom wodoru? Jak opisać inne cząsteczki? Mechanika kwantowa Elektron fala stojąca wokół jądra Mechanika kwantowa Równanie Schrödingera Ĥ E ψ H ˆψ = Eψ operator różniczkowy
Bardziej szczegółowoFizyka statystyczna Zwyrodniały gaz Fermiego. P. F. Góra
Fizyka statystyczna Zwyrodniały gaz Fermiego P. F. Góra http://th-www.if.uj.edu.pl/zfs/gora/ 2016 Fermiony w niskich temperaturach Wychodzimy ze znanego już wtrażenia na wielka sumę statystyczna: Ξ = i=0
Bardziej szczegółowoPromieniowanie jonizujące
Promieniowanie jonizujące Wykład III Krzysztof Golec-Biernat Reakcje jądrowe Uniwersytet Rzeszowski, 8 listopada 2017 Wykład III Krzysztof Golec-Biernat Promieniowanie jonizujące 1 / 12 Energia wiązania
Bardziej szczegółowoWykład 9 - Ewolucja przed ciągiem głównym. Ciąg główny wieku zerowego (ZAMS)
Wykład 9 - Ewolucja przed ciągiem głównym. Ciąg główny wieku zerowego (ZAMS) 30.11.2017 Masa Jeansa Załóżmy, że mamy jednorodny, kulisty obłok gazu o masie M, średniej masie cząsteczkowej µ, promieniu
Bardziej szczegółowoTransformacja Lorentza Wykład 14
Transformacja Lorentza Wykład 14 Karol Kołodziej Instytut Fizyki Uniwersytet Śląski, Katowice http://kk.us.edu.pl Karol Kołodziej Mechanika klasyczna i relatywistyczna 1/43 Względność Galileusza Dotychczas
Bardziej szczegółowoIX. MECHANIKA (FIZYKA) KWANTOWA
IX. MECHANIKA (FIZYKA) KWANTOWA IX.1. OPERACJE OBSERWACJI. a) klasycznie nie ważna kolejność, w jakiej wykonujemy pomiary. AB = BA A pomiar wielkości A B pomiar wielkości B b) kwantowo wartość obserwacji
Bardziej szczegółowoOPTYKA KWANTOWA Wykład dla 5. roku Fizyki
OPTYKA KWANTOWA Wykład dla 5. roku Fizyki c Adam Bechler 006 Instytut Fizyki Uniwersytetu Szczecińskiego Równania (3.7), pomimo swojej prostoty, nie posiadają poza nielicznymi przypadkami ścisłych rozwiązań,
Bardziej szczegółowoRzadkie gazy bozonów
Rzadkie gazy bozonów Tomasz Sowiński Proseminarium Fizyki Teoretycznej 15 listopada 2004 Rzadkie gazy bozonów p.1/25 Bardzo medialne zdjęcie Rok 1995. Pierwsza kondensacja. Zaobserwowana w przestrzeni
Bardziej szczegółowoRównania dla potencjałów zależnych od czasu
Równania dla potencjałów zależnych od czasu Potencjały wektorowy A( r, t i skalarny ϕ( r, t dla zależnych od czasu pola elektrycznego E( r, t i magnetycznego B( r, t definiujemy poprzez następujące zależności
Bardziej szczegółowoMechanika Kwantowa. Maciej J. Mrowiński. 24 grudnia Funkcja falowa opisująca stan pewnej cząstki ma następującą postać: 2 x 2 )
Mechanika Kwantowa Maciej J. Mrowiński 4 grudnia 11 Zadanie MK1 Funkcja falowa opisująca stan pewnej cząstki w chwili t = ma następującą postać: A(a Ψ(x,) = x ) gdy x [ a,a] gdy x / [ a,a] gdzie a +. Wyznacz
Bardziej szczegółowoElektrodynamika Część 1 Elektrostatyka Ryszard Tanaś Zakład Optyki Nieliniowej, UAM
Elektrodynamika Część 1 Elektrostatyka Ryszard Tanaś Zakład Optyki Nieliniowej, UAM http://zon8.physd.amu.edu.pl/\~tanas Spis treści 1 Literatura 3 2 Elektrostatyka 4 2.1 Pole elektryczne......................
Bardziej szczegółowooraz Początek i kres
oraz Początek i kres Powstanie Wszechświata szacuje się na 13, 75 mld lat temu. Na początku jego wymiary były bardzo małe, a jego gęstość bardzo duża i temperatura niezwykle wysoka. Ponieważ w tej niezmiernie
Bardziej szczegółowoZasady zachowania, równanie Naviera-Stokesa. Mariusz Adamski
Zasady zachowania, równanie Naviera-Stokesa Mariusz Adamski 1. Zasady zachowania. Znaczna część fizyki, a w szczególności fizyki klasycznej, opiera się na sformułowaniach wypływających z zasad zachowania.
Bardziej szczegółowoGalaktyka. Rysunek: Pas Drogi Mlecznej
Galaktyka Rysunek: Pas Drogi Mlecznej Galaktyka Ośrodek międzygwiazdowy - obłoki molekularne - możliwość formowania się nowych gwiazd. - ekstynkcja i poczerwienienie (diagramy dwuwskaźnikowe E(U-B)/E(B-V)=0.7,
Bardziej szczegółowoElektrodynamika Część 1 Elektrostatyka Ryszard Tanaś Zakład Optyki Nieliniowej, UAM
Elektrodynamika Część 1 Elektrostatyka Ryszard Tanaś Zakład Optyki Nieliniowej, UAM http://zon8.physd.amu.edu.pl/~tanas Spis treści 1 Literatura 3 2 Elektrostatyka 4 2.1 Pole elektryczne....................
Bardziej szczegółowoRozdział 3. Tensory. 3.1 Krzywoliniowe układy współrzędnych
Rozdział 3 Tensory 3.1 Krzywoliniowe układy współrzędnych W kartezjańskim układzie współrzędnych punkty P są scharakteryzowane przez współrzędne kartezjańskie wektora wodzącego r = x 1 i 1 + x 2 i 2 +
Bardziej szczegółowoWykład 2 - zagadnienie dwóch ciał (od praw Keplera do prawa powszechnego ciążenia i z powrotem..)
Wykład 2 - zagadnienie dwóch ciał (od praw Keplera do prawa powszechnego ciążenia i z powrotem..) 24.02.2014 Prawa Keplera Na podstawie obserwacji zgromadzonych przez Tycho Brahe (głównie obserwacji Marsa)
Bardziej szczegółowoMetamorfozy neutrin. Katarzyna Grzelak. Sympozjum IFD Zakład Czastek i Oddziaływań Fundamentalnych IFD UW. K.Grzelak (UW ZCiOF) 1 / 23
Metamorfozy neutrin Katarzyna Grzelak Zakład Czastek i Oddziaływań Fundamentalnych IFD UW Sympozjum IFD 2008 6.12.2008 K.Grzelak (UW ZCiOF) 1 / 23 PLAN Wprowadzenie Oscylacje neutrin Eksperyment MINOS
Bardziej szczegółowoMechanika relatywistyczna Wykład 15
Mechanika relatywistyczna Wykład 15 Karol Kołodziej Instytut Fizyki Uniwersytet Śląski, Katowice http://kk.us.edu.pl Karol Kołodziej Mechanika klasyczna i relatywistyczna 1/40 Czterowektory kontrawariantne
Bardziej szczegółowoPole magnetyczne magnesu w kształcie kuli
napisał Michał Wierzbicki Pole magnetyczne magnesu w kształcie kuli Rozważmy kulę o promieniu R, wykonaną z materiału ferromagnetycznego o stałej magnetyzacji M = const, skierowanej wzdłuż osi z. Gęstość
Bardziej szczegółowoMECHANIKA II. Praca i energia punktu materialnego
MECHANIKA II. Praca i energia punktu materialnego Daniel Lewandowski Politechnika Wrocławska, Wydział Mechaniczny, Katedra Mechaniki i Inżynierii Materiałowej http://kmim.wm.pwr.edu.pl/lewandowski/ daniel.lewandowski@pwr.edu.pl
Bardziej szczegółowoWYKŁAD NR 3 OPIS DRGAŃ NORMALNYCH UJĘCIE KLASYCZNE I KWANTOWE.
1 WYKŁAD NR 3 OPIS DRGAŃ NORMALNYCH UJĘCIE KLASYCZNE I KWANTOWE. Współrzędne wewnętrzne 2 F=-fq q ξ i F i =-f ij x j U = 1 2 fq2 U = 1 2 ij f ij ξ i ξ j 3 Najczęściej stosowaną metodą obliczania drgań
Bardziej szczegółowo1.1 Przegląd wybranych równań i modeli fizycznych. , u x1 x 2
Temat 1 Pojęcia podstawowe 1.1 Przegląd wybranych równań i modeli fizycznych Równaniem różniczkowym cząstkowym rzędu drugiego o n zmiennych niezależnych nazywamy równanie postaci gdzie u = u (x 1, x,...,
Bardziej szczegółowo1 Relacje i odwzorowania
Relacje i odwzorowania Relacje Jacek Kłopotowski Zadania z analizy matematycznej I Wykazać, że jeśli relacja ρ X X jest przeciwzwrotna i przechodnia, to jest przeciwsymetryczna Zbadać czy relacja ρ X X
Bardziej szczegółowoTermodynamika. Część 11. Układ wielki kanoniczny Statystyki kwantowe Gaz fotonowy Ruchy Browna. Janusz Brzychczyk, Instytut Fizyki UJ
Termodynamika Część 11 Układ wielki kanoniczny Statystyki kwantowe Gaz fotonowy Ruchy Browna Janusz Brzychczyk, Instytut Fizyki UJ Układ otwarty rozkład wielki kanoniczny Rozważamy układ w równowadze termicznej
Bardziej szczegółowoKinematyka płynów - zadania
Zadanie 1 Zadane jest prawo ruchu w zmiennych Lagrange a x = Xe y = Ye t 0 gdzie, X, Y oznaczają współrzędne materialne dla t = 0. Wyznaczyć opis ruchu w zmiennych Eulera. Znaleźć linię prądu. Pokazać,
Bardziej szczegółowoBryła sztywna. Fizyka I (B+C) Wykład XXIII: Przypomnienie: statyka
Bryła sztywna Fizyka I (B+C) Wykład XXIII: Przypomnienie: statyka Moment bezwładności Prawa ruchu Energia ruchu obrotowego Porównanie ruchu obrotowego z ruchem postępowym Przypomnienie Równowaga bryły
Bardziej szczegółowoV.6 Pęd i energia przy prędkościach bliskich c
r. akad. 005/ 006 V.6 Pęd i energia przy prędkościach bliskich c 1. Relatywistyczny pęd. Relatywistyczne równanie ruchu. Relatywistyczna energia kinetyczna 3. Relatywistyczna energia całkowita i energia
Bardziej szczegółowoElementy rachunku różniczkowego i całkowego
Elementy rachunku różniczkowego i całkowego W paragrafie tym podane zostaną elementarne wiadomości na temat rachunku różniczkowego i całkowego oraz przykłady jego zastosowania w fizyce. Małymi literami
Bardziej szczegółowoFIZYKA-egzamin opracowanie pozostałych pytań
FIZYKA-egzamin opracowanie pozostałych pytań Andrzej Przybyszewski Michał Witczak Marcin Talarek. Definicja pracy na odcinku A-B 2. Zdefiniować różnicę energii potencjalnych gdy ciało przenosimy z do B
Bardziej szczegółowoZASADY DYNAMIKI. Przedmiotem dynamiki jest badanie przyczyn i sposobów zmiany ruchu ciał.
ZASADY DYNAMIKI Przedmiotem dynamiki jest badanie przyczyn i sposobów zmiany ruchu ciał Dynamika klasyczna zbudowana jest na trzech zasadach podanych przez Newtona w 1687 roku I zasada dynamiki Istnieją
Bardziej szczegółowoWstęp do astrofizyki I
Wstęp do astrofizyki I Wykład 2 Tomasz Kwiatkowski 12 październik 2009 r. Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 2 1/21 Plan wykładu Promieniowanie ciała doskonale czarnego Związek temperatury
Bardziej szczegółowoFIZYKA III MEL Fizyka jądrowa i cząstek elementarnych
FIZYKA III MEL Fizyka jądrowa i cząstek elementarnych Wykład 11 Początki Wszechświata Początki Wszechświata Dane obserwacyjne Odkrycie Hubble a w 1929 r. Promieniowanie tła w 1964 r. (Arno Penzias i Robert
Bardziej szczegółowo1. PODSTAWY TEORETYCZNE
1. PODSTAWY TEORETYCZNE 1 1. 1. PODSTAWY TEORETYCZNE 1.1. Wprowadzenie Teoria sprężystości jest działem mechaniki, zajmującym się bryłami sztywnymi i ciałami plastycznymi. Sprężystość zajmuje się odkształceniami
Bardziej szczegółowoWstęp do Modelu Standardowego
Wstęp do Modelu Standardowego Plan Wstęp do QFT (tym razem trochę równań ) Funkcje falowe a pola Lagranżjan revisited Kilka przykładów Podsumowanie Tomasz Szumlak AGH-UST Wydział Fizyki i Informatyki Stosowanej
Bardziej szczegółowoStatystyka nieoddziaływujących gazów Bosego i Fermiego
Statystyka nieoddziaływujących gazów Bosego i Fermiego Bozony: fotony (kwanty pola elektromagnetycznego, których liczba nie jest zachowana mogą być pojedynczo pochłaniane lub tworzone. W konsekwencji,
Bardziej szczegółowoWYKŁAD 15. Gęstość stanów Zastosowanie: oscylatory kwantowe (ª bosony bezmasowe) Formalizm dla nieoddziaływujących cząstek Bosego lub Fermiego
WYKŁAD 15 Gęstość stanów Zastosowanie: oscylatory kwantowe (ª bosony bezmasowe) Formalizm dla nieoddziaływujących cząstek Bosego lub Fermiego 1 Statystyka nieoddziaływujących gazów Bosego i Fermiego Bosony
Bardziej szczegółowoFeynmana wykłady z fizyki. [T.] 1.1, Mechanika, szczególna teoria względności / R. P. Feynman, R. B. Leighton, M. Sands. wyd. 7.
Feynmana wykłady z fizyki. [T.] 1.1, Mechanika, szczególna teoria względności / R. P. Feynman, R. B. Leighton, M. Sands. wyd. 7. Warszawa, 2014 Spis treści Spis rzeczy części 2 tomu I O Richardzie P. Feynmanie
Bardziej szczegółowoFizyka statystyczna Termodynamika bliskiej nierównowagi. P. F. Góra
Fizyka statystyczna Termodynamika bliskiej nierównowagi P. F. Góra http://th-www.if.uj.edu.pl/zfs/gora/ 2015 Nasze wszystkie dotychczasowe rozważania dotyczyły układów w równowadze termodynamicznej lub
Bardziej szczegółowoTERMODYNAMIKA FENOMENOLOGICZNA
TERMODYNAMIKA FENOMENOLOGICZNA Przedmiotem badań są własności układów makroskopowych w zaleŝności od temperatury. Układ makroskopowy Np. 1 mol substancji - tyle składników ile w 12 gramach węgla C 12 N
Bardziej szczegółowoZagadnienie dwóch ciał
Zagadnienie dwóch ciał Rysunek : Rysunek ilustrujący zagadnienie dwóch ciał. Wektor R określa położenie środka masy, wektor x położenie masy m, a wektor x 2 położenie masy m 2. Położenie masy m 2 względem
Bardziej szczegółowoWszechświat. Krzywizna przestrzeni Opis relatywistyczny Wszechświata Stała kosmologiczna Problem przyczynowości - inflacja
Wszechświat Krzywizna przestrzeni Opis relatywistyczny Wszechświata Stała kosmologiczna Problem przyczynowości - inflacja Geometria w 2D Poszukujemy opisu jednorodnej i izotropowej przestrzeni. Na razie
Bardziej szczegółowoOptyka. Wykład V Krzysztof Golec-Biernat. Fale elektromagnetyczne. Uniwersytet Rzeszowski, 8 listopada 2017
Optyka Wykład V Krzysztof Golec-Biernat Fale elektromagnetyczne Uniwersytet Rzeszowski, 8 listopada 2017 Wykład V Krzysztof Golec-Biernat Optyka 1 / 17 Plan Swobodne równania Maxwella Fale elektromagnetyczne
Bardziej szczegółowoFizyka bez stałych fizycznych
Fizyka bez stałych fizycznych Edward Kapuścik WFiIS AGH 24 marzec 2014 Fizycy stale zajęci są różnorakimi pomiarami. Pomiary wymagają opracowania określonych metod pomiarowych oraz przyjęcia pewnych jednostek,
Bardziej szczegółowoWykład I Krzysztof Golec-Biernat Optyka 1 / 16
Optyka Wykład I Krzysztof Golec-Biernat Fale 1 Uniwersytet Rzeszowski, 4 października 2017 Wykład I Krzysztof Golec-Biernat Optyka 1 / 16 Uwagi wstępne 30 h wykładu wykład przy pomocy transparencji lub
Bardziej szczegółowoSTRUKTURA MATERII PO WIELKIM WYBUCHU
Wykład I STRUKTURA MATERII -- -- PO WIELKIM WYBUCHU Człowiek zajmujący się nauką nigdy nie zrozumie, dlaczego miałby wierzyć w pewne opinie tylko dlatego, że znajdują się one w jakiejś książce. (...) Nigdy
Bardziej szczegółowoPodstawy Fizyki IV Optyka z elementami fizyki współczesnej. wykład 2, Mateusz Winkowski, Jan Szczepanek
Podstawy Fizyki IV Optyka z elementami fizyki współczesnej wykład 2, 06.10.2017 wykład: pokazy: ćwiczenia: Czesław Radzewicz Mateusz Winkowski, Jan Szczepanek Radosław Łapkiewicz Równania Maxwella r-nie
Bardziej szczegółowoWstęp do astrofizyki I
Wstęp do astrofizyki I Wykład 13 Tomasz Kwiatkowski Uniwersytet im. Adama Mickiewicza w Poznaniu Wydział Fizyki Instytut Obserwatorium Astronomiczne Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład
Bardziej szczegółowoPodstawy astrofizyki i astronomii
Podstawy astrofizyki i astronomii Andrzej Odrzywołek Zakład Teorii Względności i Astrofizyki, Instytut Fizyki UJ 17 maja 2016 10 11 10 9 Fν[cm -2 s -1 MeV -1 ] 10 7 10 5 1000 10 pp 8 B CNO 13 N CNO 15
Bardziej szczegółowoMetody Lagrange a i Hamiltona w Mechanice
Metody Lagrange a i Hamiltona w Mechanice Mariusz Przybycień Wydział Fizyki i Informatyki Stosowanej Akademia Górniczo-Hutnicza Wykład 6 M. Przybycień (WFiIS AGH) Metody Lagrange a i Hamiltona... Wykład
Bardziej szczegółowoMateria i jej powstanie Wykłady z chemii Jan Drzymała
Materia i jej powstanie Wykłady z chemii Jan Drzymała Przyjmuje się, że wszystko zaczęło się od Wielkiego Wybuchu, który nastąpił około 15 miliardów lat temu. Model Wielkiego Wybuch wynika z rozwiązań
Bardziej szczegółowoWstęp do astrofizyki I
Wstęp do astrofizyki I Wykład 2 Tomasz Kwiatkowski Uniwersytet im. Adama Mickiewicza w Poznaniu Wydział Fizyki Instytut Obserwatorium Astronomiczne Tomasz Kwiatkowski, shortinst Wstęp do astrofizyki I,
Bardziej szczegółowo