PROGNOZOWANIE SUPERNOWYCH TYPU II
|
|
- Dominika Olszewska
- 4 lat temu
- Przeglądów:
Transkrypt
1 1/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek PROGNOZOWANIE SUPERNOWYCH TYPU II Eta Carina 2.7 kpc γ 2 Velorum 285 pc Betelgeuse 185 pc A. Odrzywoªek, M.Misiaszek, M. Kutschera Detection possibitity of the pair-annihilation neutrinos from neutrino-cooled pre-supernova star, Astroparticle Physics (w druku) Seminarium Astrofizyczne PAU ±roda,
2 2/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek JASNOŚĆ NEUTRINOWA MASYWNYCH GWIAZD Weaver, Zimmermann and Woosley 1978 Seminarium Astrofizyczne PAU ±roda,
3 3/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek SN1987A review, Table 1. Bahcall, Arnett, Kirshner, Woosley, ARA&A.
4 3/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek SN1987A review, Table 1. Bahcall, Arnett, Kirshner, Woosley, ARA&A. Spalanie C, Ne, O i Si określamy jako fazę chłodzoną neutrinowo, a samą gwiazdę jako pre-supernowa (v R (Fe) < km/s).
5 3/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek SN1987A review, Table 1. Bahcall, Arnett, Kirshner, Woosley, ARA&A. Spalanie C, Ne, O i Si określamy jako fazę chłodzoną neutrinowo, a samą gwiazdę jako pre-supernowa (v R (Fe) < km/s). Zamrożenie stanu gwiazdy z punktu widzenia obserwacji optycznych: τ K H lat dla powłoki wodorowej R mln km.
6 3/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek SN1987A review, Table 1. Bahcall, Arnett, Kirshner, Woosley, ARA&A. Spalanie C, Ne, O i Si określamy jako fazę chłodzoną neutrinowo, a samą gwiazdę jako pre-supernowa (v R (Fe) < km/s). Zamrożenie stanu gwiazdy z punktu widzenia obserwacji optycznych: τ K H lat dla powłoki wodorowej R mln km. Gwałtowne przyspieszenie ewolucji w obszarze centralnym R km. Seminarium Astrofizyczne PAU ±roda,
7 4/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek GWIAZDA PRE-SUPERNOWA A SŁOŃCE Słońce doskonale zbadane teoretycznie i obserwacyjnie (EM, neutrino, heliosejsmologia). Gwiazda pre-supernowa czysta teoria (modele). Najwi kszy sukces obserwacyjny: identyfikacja progenitora SN 1987A i towarzysza SN 1993J. (Nature 427 (2004) ) Słońce Pre-supernowa 20 M Czas życia lat 300 lat Jasność L 10 5 L Jasność ν 0.02 L L Typowa energia ν 0.3 MeV MeV Seminarium Astrofizyczne PAU ±roda,
8 5/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek PROCESY FAZY CHŁODZONEJ NEUTRINOWO Produkcja neutrin w procesach termicznych : anihilacja par rozpad plazmonu fotoemisja neutrin bremmstrahlung rekombinacja Itoh et.al, ApJSS, 102 (1996) p. 411 Seminarium Astrofizyczne PAU ±roda,
9 6/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek Spalanie C: log(t c ) = 8.9, Ne: log(t c ) = 9.2, O: log(t c ) = 9.3, Si: log(t c ) = 9.6. µ e średnia waga molekularna: 1/µ e = Y e. Seminarium Astrofizyczne PAU ±roda,
10 7/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek BILANS ENERGII Emisja neutrin równowa»y energi produkowan przez reakcje j drowe. Tempo reakcji j drowych ro±nie z T c szybciej ni» emisja neutrin Woosley, Heger, Weaver, RMP 74 (2002) p Seminarium Astrofizyczne PAU ±roda,
11 8/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek KONWEKTYWNY CHARAKTER SPALANIA Realistyczny przebieg zjawisk przy emisji e + + e ν x + ν x
12 8/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek KONWEKTYWNY CHARAKTER SPALANIA Realistyczny przebieg zjawisk przy emisji e + + e ν x + ν x 1. W centrum gwiazdy dochodzi do zapłonu reakcji jądrowych
13 8/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek KONWEKTYWNY CHARAKTER SPALANIA Realistyczny przebieg zjawisk przy emisji e + + e ν x + ν x 1. W centrum gwiazdy dochodzi do zapłonu reakcji jądrowych 2. Neutrina nie są w stanie odprowadzić energii
14 8/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek KONWEKTYWNY CHARAKTER SPALANIA Realistyczny przebieg zjawisk przy emisji e + + e ν x + ν x 1. W centrum gwiazdy dochodzi do zapłonu reakcji jądrowych 2. Neutrina nie są w stanie odprowadzić energii 3. Następuje ekspansja gazu
15 8/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek KONWEKTYWNY CHARAKTER SPALANIA Realistyczny przebieg zjawisk przy emisji e + + e ν x + ν x 1. W centrum gwiazdy dochodzi do zapłonu reakcji jądrowych 2. Neutrina nie są w stanie odprowadzić energii 3. Następuje ekspansja gazu 4. Płonacy bąbel gazu unosi się w region o mniejszej gęstości
16 8/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek KONWEKTYWNY CHARAKTER SPALANIA Realistyczny przebieg zjawisk przy emisji e + + e ν x + ν x 1. W centrum gwiazdy dochodzi do zapłonu reakcji jądrowych 2. Neutrina nie są w stanie odprowadzić energii 3. Następuje ekspansja gazu 4. Płonacy bąbel gazu unosi się w region o mniejszej gęstości 5. Reakcje jądrowe ustają
17 8/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek KONWEKTYWNY CHARAKTER SPALANIA Realistyczny przebieg zjawisk przy emisji e + + e ν x + ν x 1. W centrum gwiazdy dochodzi do zapłonu reakcji jądrowych 2. Neutrina nie są w stanie odprowadzić energii 3. Następuje ekspansja gazu 4. Płonacy bąbel gazu unosi się w region o mniejszej gęstości 5. Reakcje jądrowe ustają 6. Energia zostaje wypromieniowana w postaci neutrin Seminarium Astrofizyczne PAU ±roda,
18 9/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek PROSTY MODEL EMISJI NEUTRIN Z MASYWNEJ GWIAZDY 1. Materia gwiazdy opisana wartościami temperatury T c i gęstości ρ c w centrum
19 9/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek PROSTY MODEL EMISJI NEUTRIN Z MASYWNEJ GWIAZDY 1. Materia gwiazdy opisana wartościami temperatury T c i gęstości ρ c w centrum 2. Potencjał chemiczny µ e elektronów i pozytonów jest wyliczony z T c i ρ c przy założeniu Y e = 0.5 ρ c Y e m p = 8π h 3 c 3 ( 10 6 q e ) 3 0 (E + m e ) E 2 + 2m e E ( ) de exp E µe k B T c + 1
20 9/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek PROSTY MODEL EMISJI NEUTRIN Z MASYWNEJ GWIAZDY 1. Materia gwiazdy opisana wartościami temperatury T c i gęstości ρ c w centrum 2. Potencjał chemiczny µ e elektronów i pozytonów jest wyliczony z T c i ρ c przy założeniu Y e = 0.5 ρ c Y e m p = 8π h 3 c 3 ( 10 6 q e ) 3 0 (E + m e ) E 2 + 2m e E ( ) de exp E µe k B T c Rozkłady energii (pędów) elektronów i pozytonów dane przez rozkład Fermiego-Diraca w temperaturze T c z potencjałem chemicznym: µ e = µ e, µ e + = µ e 2m e c 2. Seminarium Astrofizyczne PAU ±roda,
21 10/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek ANIHILACJA NA NEUTRINA D. Dicus, Phys. Rev. D, 6 (1972) p. 941 M = i g2 8m W 2ūν(q)γ α (1 γ 5 )v ν (q ) v e (p )γ α (C V C A γ 5 )u e (p) M 2 (C A C V ) 2 (p e q νx )(p e + q νx ) + (C A + C V ) 2 (p e + q νx )(p e q νx ) + m 2 e (C 2 V C 2 A )q νx q νx = (C 2 A + C 2 V ) [(p e q νx )(p e + q νx ) + (p e + q νx )(p e q νx )] 2 C V C A [(p e q νx )(p e + q νx ) (p e + q νx )(p e q νx )] +m 2 e (C 2 V C 2 A )q νx q νx C V = 1 2 ± 2 sin2 θ W = 0.5 ± , C A = 1 2, p i q są czteropędami, m e masa elektronu, θ W kąt Weinberga sin 2 θ W = Seminarium Astrofizyczne PAU ±roda,
22 11/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek SYMULACJA WIDMA NEUTRIN Shi & Fuller ApJ, 503 (1998) p. 307
23 11/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek SYMULACJA WIDMA NEUTRIN Shi & Fuller ApJ, 503 (1998) p Losujemy czteropędy p µ e + i p µ e zgodnie z rozkładem F-D
24 11/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek SYMULACJA WIDMA NEUTRIN Shi & Fuller ApJ, 503 (1998) p Losujemy czteropędy p µ e + i p µ e zgodnie z rozkładem F-D 2. Przechodzimy do układu środka masy
25 11/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek SYMULACJA WIDMA NEUTRIN Shi & Fuller ApJ, 503 (1998) p Losujemy czteropędy p µ e + i p µ e zgodnie z rozkładem F-D 2. Przechodzimy do układu środka masy 3. W układzie CM wybieramy losowo kierunek neutrina
26 11/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek SYMULACJA WIDMA NEUTRIN Shi & Fuller ApJ, 503 (1998) p Losujemy czteropędy p µ e + i p µ e zgodnie z rozkładem F-D 2. Przechodzimy do układu środka masy 3. W układzie CM wybieramy losowo kierunek neutrina 4. Powracamy do układu wyjściowego
27 11/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek SYMULACJA WIDMA NEUTRIN Shi & Fuller ApJ, 503 (1998) p Losujemy czteropędy p µ e + i p µ e zgodnie z rozkładem F-D 2. Przechodzimy do układu środka masy 3. W układzie CM wybieramy losowo kierunek neutrina 4. Powracamy do układu wyjściowego 5. Binujemy energię neutrina z wagą M 2
28 11/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek SYMULACJA WIDMA NEUTRIN Shi & Fuller ApJ, 503 (1998) p Losujemy czteropędy p µ e + i p µ e zgodnie z rozkładem F-D 2. Przechodzimy do układu środka masy 3. W układzie CM wybieramy losowo kierunek neutrina 4. Powracamy do układu wyjściowego 5. Binujemy energię neutrina z wagą M 2 Wzgl dny strumie«np. ν µ /ν e jest szacowany poprzez relatywna ilosc zdarze«w dwóch przebiegach symulacji z M 2 odpowiednio dla ν µ i ν e. Seminarium Astrofizyczne PAU ±roda,
29 12/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek WIDMO NEUTRIN Z ANIHILACJI Widmo i ±rednia energia ν e Ē νe E νe E ν max e [MeV] [MeV] [MeV] C Ne O Si Seminarium Astrofizyczne PAU ±roda,
30 13/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek WIDMO ν e, ν e, ν µ, ν µ Ē ν [MeV] ν e 1.80 ν µ,τ 1.87 ν µ,τ 1.89 ν e 1.89 C: ν µ,τ /ν e =1 : 11.4, 42.5% ν e, Ne: ν µ,τ /ν e =1 : 7.8, 39.8% ν e, O: ν µ,τ /ν e =1 : 6.9, 38.9% ν e, Si: ν µ,τ /ν e =1 : 5.4, 36.3% ν e. Seminarium Astrofizyczne PAU ±roda,
31 14/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek STRUMIEŃ NEUTRIN Z 1KPC Neutrina z anihilacji par w gwieździe pre-supernowej można potraktować na zasadzie luźnej analogii jako odpowiednik słonecznych neutrin pp. Należy się spodziewać, że widmo (neutrinowe) gwiazdy pre-supernowej jest w istocie bogatsze. Znaczn cz ± strumienia stanowi ν e. Seminarium Astrofizyczne PAU ±roda,
32 15/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek SZANSE DETEKCJI NEUTRIN Z PRE-SUPERNOWEJ Co potrzebujemy?
33 15/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek SZANSE DETEKCJI NEUTRIN Z PRE-SUPERNOWEJ Co potrzebujemy? Mo»liwo± detekcji ν e lub ν e w zakresie MeV.
34 15/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek SZANSE DETEKCJI NEUTRIN Z PRE-SUPERNOWEJ Co potrzebujemy? Mo»liwo± detekcji ν e lub ν e w zakresie MeV. Musi by zarejestrowane N>>1 przypadkow/dzie«.
35 15/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek SZANSE DETEKCJI NEUTRIN Z PRE-SUPERNOWEJ Co potrzebujemy? Mo»liwo± detekcji ν e lub ν e w zakresie MeV. Musi by zarejestrowane N>>1 przypadkow/dzie«. Eksperyment dzialaj cy nieprzerwanie latami.
36 15/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek SZANSE DETEKCJI NEUTRIN Z PRE-SUPERNOWEJ Co potrzebujemy? Mo»liwo± detekcji ν e lub ν e w zakresie MeV. Musi by zarejestrowane N>>1 przypadkow/dzie«. Eksperyment dzialaj cy nieprzerwanie latami. PROPOZYCJA: ZMODYFIKOWAĆ SUPER-KAMIOKANDE Detekcja antyneutrin poprzez reakcję: ν e + p n + e + ( ) Przekrój czynny (ważony widmem): σ Si = E min σ(e)λ Si (E) de = cm 2 E min = 1.8 MeV. Reakcja ( ) zachodzi w SK 41/dzie«przy D=1kpc Seminarium Astrofizyczne PAU ±roda,
37 16/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek DETEKCJA NEUTRONÓW W SK Po rozpuszczeniu w H 2 O efektywnego absorbera neutronów w postaci soli np. NaCl, GdCl 3 zachodzi reakcja: n + Gd(Cl) Gd (Cl ) Gd(Cl) + γ i E tot = i E γi 8 MeV
38 16/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek DETEKCJA NEUTRONÓW W SK Po rozpuszczeniu w H 2 O efektywnego absorbera neutronów w postaci soli np. NaCl, GdCl 3 zachodzi reakcja: n + Gd(Cl) Gd (Cl ) Gd(Cl) + γ i E tot = i E γi 8 MeV Gammy rozpraszaj elektrony
39 16/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek DETEKCJA NEUTRONÓW W SK Po rozpuszczeniu w H 2 O efektywnego absorbera neutronów w postaci soli np. NaCl, GdCl 3 zachodzi reakcja: n + Gd(Cl) Gd (Cl ) Gd(Cl) + γ i E tot = i E γi 8 MeV Gammy rozpraszaj elektrony Elektrony emituj promieniowanie Czerenkowa
40 16/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek DETEKCJA NEUTRONÓW W SK Po rozpuszczeniu w H 2 O efektywnego absorbera neutronów w postaci soli np. NaCl, GdCl 3 zachodzi reakcja: n + Gd(Cl) Gd (Cl ) Gd(Cl) + γ i E tot = i E γi 8 MeV Gammy rozpraszaj elektrony Elektrony emituj promieniowanie Czerenkowa wiecenie rejestrowane przez fotopowielacze Seminarium Astrofizyczne PAU ±roda,
41 17/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek DETEKCJA POZYTONÓW W SK Pozytony mog zosta wykryte poprzez promieniowanie Czerenkowa, gdy E e + > E min, E e + = E νe, = m n m p E νe E min Event rate [MeV] [MeV] (dzień) SK
42 17/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek DETEKCJA POZYTONÓW W SK Pozytony mog zosta wykryte poprzez promieniowanie Czerenkowa, gdy E e + > E min, E e + = E νe, = m n m p E νe E min Event rate [MeV] [MeV] (dzień) SK Czy jest mo»liwe obni»enie progu na detekcj pozytonów przy wykorzystaniu koincydencji e + n? Seminarium Astrofizyczne PAU ±roda,
43 18/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek CZESTOŚĆ WYSTEPOWANIA Definicja (dogmat): masywne gwiazdy, (jak sama nazwa pre-supernowa wskazuje) wybuchaj jako,,implozyjne'' (core-collapse) supernowe czyli Ic, Ib, IIb, II-L lub II-P
44 18/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek CZESTOŚĆ WYSTEPOWANIA Definicja (dogmat): masywne gwiazdy, (jak sama nazwa pre-supernowa wskazuje) wybuchaj jako,,implozyjne'' (core-collapse) supernowe czyli Ic, Ib, IIb, II-L lub II-P. Cz sto±c wyst powania supernowych w Galaktyce:
45 18/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek CZESTOŚĆ WYSTEPOWANIA Definicja (dogmat): masywne gwiazdy, (jak sama nazwa pre-supernowa wskazuje) wybuchaj jako,,implozyjne'' (core-collapse) supernowe czyli Ic, Ib, IIb, II-L lub II-P. Cz sto±c wyst powania supernowych w Galaktyce: Zapisy historyczne: 1 na 175 lat (do 5 kpc)
46 18/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek CZESTOŚĆ WYSTEPOWANIA Definicja (dogmat): masywne gwiazdy, (jak sama nazwa pre-supernowa wskazuje) wybuchaj jako,,implozyjne'' (core-collapse) supernowe czyli Ic, Ib, IIb, II-L lub II-P. Cz sto±c wyst powania supernowych w Galaktyce: Zapisy historyczne: 1 na 175 lat (do 5 kpc) Obserwacje pozagalaktyczne: 1 na lat
47 18/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek CZESTOŚĆ WYSTEPOWANIA Definicja (dogmat): masywne gwiazdy, (jak sama nazwa pre-supernowa wskazuje) wybuchaj jako,,implozyjne'' (core-collapse) supernowe czyli Ic, Ib, IIb, II-L lub II-P. Cz sto±c wyst powania supernowych w Galaktyce: Zapisy historyczne: 1 na 175 lat (do 5 kpc) Obserwacje pozagalaktyczne: 1 na lat Symulowana ewolucja Galaktyki: 1 na 10 lat
48 18/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek CZESTOŚĆ WYSTEPOWANIA Definicja (dogmat): masywne gwiazdy, (jak sama nazwa pre-supernowa wskazuje) wybuchaj jako,,implozyjne'' (core-collapse) supernowe czyli Ic, Ib, IIb, II-L lub II-P. Cz sto±c wyst powania supernowych w Galaktyce: Zapisy historyczne: 1 na 175 lat (do 5 kpc) Obserwacje pozagalaktyczne: 1 na lat Symulowana ewolucja Galaktyki: 1 na 10 lat Górny limit najbardziej prawdopodobny ze wzgl du na zdarzenia zasªoni te obªokami gazu i pyªu mi dzygwiezdnego. Seminarium Astrofizyczne PAU ±roda,
49 19/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek MODEL GALAKTYKI Bahcall & Soneira, ApJ 238 (1980) L17. ( Model dysku: ρ N (R, Z) exp (R 8) 3.5 ) ( exp Z 0.1 ), [kpc] Seminarium Astrofizyczne PAU ±roda,
50 20/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek SZANSE POWODZENIA Metoda n+cl(gd) n & e + detekcji E ( ν e) th = 1.8 MeV E ( ν e) th = 1.8 MeV MeV Minimalna ilość zdarzeń [dzień 1 ] Zasięg Super-K 640 pc / 0.2% 2 kpc/ 1.7% Zasięg Hyper-K 2.5 kpc / 2.7% 8 kpc / 35%
51 20/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek SZANSE POWODZENIA Metoda n+cl(gd) n & e + detekcji E ( ν e) th = 1.8 MeV E ( ν e) th = 1.8 MeV MeV Minimalna ilość zdarzeń [dzień 1 ] Zasięg Super-K 640 pc / 0.2% 2 kpc/ 1.7% Zasięg Hyper-K 2.5 kpc / 2.7% 8 kpc / 35% Gwiazda D [pc] Spalanie Ne Spalanie O Spalanie Si (4 miesiące) (6 miesiecy) (2 dni) Betelgeuse 185 2/dzień 47/dzień 20000/dzień γ 2 Velorum 285 1/dzień 20/dzień 8400/dzień Eta Carina /dzień 0.2/dzień 100/dzień Seminarium Astrofizyczne PAU ±roda,
52 21/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek A MOŻE INNE NEUTRINA? Langanke et. al. Phys.Rev. C64 (2001) Widmo ν e z wychwytu elektronu przy spalaniu Si w shell-u Seminarium Astrofizyczne PAU ±roda,
CZASTEK O NAJWYŻSZYCH ENERGIACH
1/20 Neutrina z gwiazdy presupernowej A. Odrzywoªek MAGNETARY JAKO AKCELERATORY CZASTEK O NAJWYŻSZYCH ENERGIACH Marek Kutschera Omówione b d mo»liwo±ci akceleracji UHECR przez gwiazdy neutronowe o ultrasilnych
Bardziej szczegółowo1/20 Neutrina z presupernowej A. Odrzywołek. Neutrina z gwiazdy presupernowej oraz szanse ich detekcji
1/20 Neutrina z presupernowej A. Odrzywołek Neutrina z gwiazdy presupernowej oraz szanse ich detekcji A. Odrzywołek, M.Misiaszek, M. Kutschera Detection possibitity of the pair-annihilation neutrinos from
Bardziej szczegółowo400 LAT BEZ EKSPLOZJI
1/22 400 lat bez supernowej A. Odrzywoªek 400 LAT BEZ EKSPLOZJI SUPERNOWEJ Kiedy nast pna? 1/22 400 lat bez supernowej A. Odrzywoªek 400 LAT BEZ EKSPLOZJI SUPERNOWEJ Kiedy nast pna? 8 pa¹dziernika 1604:
Bardziej szczegółowoZTWiA: grupa prof. M. Kutschery
1/10 ZTWiA: grupa prof. M. Kutschery Wybrana do prezentacji tematyka: PRZEWIDYWANIE SUPERNOWYCH Eta Carina 2.7 kpc WR 104 1.5 kpc Betelgeuse 130 pc Mamy dobre,,medialne określenie, ale co faktycznie robimy?
Bardziej szczegółowoInteresujące fazy ewolucji masywnej gwiazdy:
1/26 Asymetria ν ν w widmie pre-supernowej A. Odrzywołek Asymetria ν ν w (termicznym) widmie pre-supernowej IDEA: Przewidzieć wybuch supernowej opierając się na detekcji neutrin z pre-supernowej Interesujące
Bardziej szczegółowoWidma neutrin emitowanych przez zaawansowane ewolucyjnie gwiazdy
Widma neutrin emitowanych przez zaawansowane ewolucyjnie gwiazdy Neutrina jako sygnał nadchodzącej supernowej Andrzej Odrzywołek Zakład Ogólnej Teorii Względności i Astrofizyki Uniwersytet Jagielloński,
Bardziej szczegółowoNeutrinowe sygnatury nadchodzącej supernowej
Neutrinowe sygnatury nadchodzącej supernowej Przegląd emisji neutrin z masywnej gwiazdy od zapłonu wodoru do powstania gwiazdy neutronowej Andrzej Odrzywołek Zakład Ogólnej Teorii Względności i Astrofizyki
Bardziej szczegółowoNeutrinowe sygnatury nadchodzącej supernowej
Neutrinowe sygnatury nadchodzącej supernowej Andrzej Odrzywolek ZTWiA, Uniwersytet Jagielloński, Kraków Piątek, 24 maja 2013 Kosmos pełen źródeł neutrin! gwiazdy, w szczególności eksplodujące obiekty akreujące
Bardziej szczegółowoRozdział 6 Oscylacje neutrin słonecznych i atmosferycznych. Eksperymenty Superkamiokande, SNO i inne. Macierz mieszania Maki-Nakagawy- Sakaty (MNS)
Rozdział 6 Oscylacje neutrin słonecznych i atmosferycznych. Eksperymenty Superkamiokande, SNO i inne. Macierz mieszania Maki-Nakagawy- Sakaty (MNS) Kilka interesujących faktów Każdy człowiek wysyła dziennie
Bardziej szczegółowoReakcje z udziałem neutrin, elektronów i nukleonów w astrofizyce
Reakcje z udziałem neutrin, elektronów i nukleonów w astrofizyce Andrzej Odrzywolek Instytut Fizyki, Zakład Teorii Względności i Astrofizyki 25.11.2008, wtorek, 12:30 ν e e + γ W ± e ν e Plan referatu
Bardziej szczegółowoAstronomia neutrinowa
Astronomia neutrinowa W ramach wykładu z fizyki cząstek elementarnych Andrzej Odrzywołek Zakład Teorii Względności i Astrofizyki Uniwersytet Jagielloński, Kraków Środa, 28.04.2010, 8:30 A. Odrzywołek (IFUJ,
Bardziej szczegółowoNaturalne źródła neutrin, czyli neutrina sa
Naturalne źródła neutrin, czyli neutrina sa wszędzie Tomasz Früboes Zakład Czastek i Oddziaływań Fundamentalnych 16 stycznia 2006 Proseminarium fizyki jadra atomowego i czastek elementarnych Tomasz Früboes
Bardziej szczegółowoZaczynamy od supernowych, poniewa»: LAT BEZ SUPERNOWEJ!
1 z 37 Perspektywy astrofizyki A. Odrzywoªek PERSPEKTYWY ASTROFIZYKI Prywatny punkt widzenia... Zaczynamy od supernowych, poniewa»: POTRZEBNE WSZYSKIE DZIAŁY FIZYKI SYMULACJE KOMPUTEROWE (SCIDAC) PUNKT
Bardziej szczegółowoWidmo energetyczne neutrin i antyneutrin elektronowych w stanie NSE
Widmo energetyczne neutrin i antyneutrin elektronowych w stanie NSE Andrzej Odrzywolek Instytut Fizyki UJ, Zakład Teorii Względności i Astrofizyki 08.09.2008, środa, 13:15 Źródła neutrin i antyneutrin
Bardziej szczegółowoPodstawowe własności jąder atomowych
Podstawowe własności jąder atomowych 1. Ilość protonów i neutronów Z, N 2. Masa jądra M j = M p + M n - B 2 2 Q ( M c ) ( M c ) 3. Energia rozpadu p 0 k 0 Rozpad zachodzi jeżeli Q > 0, ta nadwyżka energii
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 szczegółowoNeutrina i ich oscylacje. Neutrina we Wszechświecie Oscylacje neutrin Masy neutrin
Neutrina i ich oscylacje Neutrina we Wszechświecie Oscylacje neutrin Masy neutrin Neutrina wokół nas n n n γ ν ν 410 cm 340 cm 10 10 nbaryon 3 3 Pozostałe z wielkiego wybuchu: Słoneczne Już obserwowano
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 szczegółowoRaport końcowy z grantu 1P03D00528
Raport końcowy z grantu 1P03D00528 Spis treści 1 Prace wykonane w ramach harmonogramu 1 1.1 Ad. pkt. 1 harmonogramu............................... 1 1.2 Ad. pkt. 2 harmonogramu...............................
Bardziej szczegółowoMasywne neutrina w teorii i praktyce
Instytut Fizyki Teoretycznej Uniwersytet Wrocławski Wrocław, 20 czerwca 2008 1 Wstęp 2 3 4 Gdzie znikają neutrina słoneczne (elektronowe)? 4p 4 2He + 2e + + 2ν e 100 miliardów neutrin przez paznokieć kciuka
Bardziej szczegółowoFizyka neutrin. Źródła neutrin Neutrina reliktowe Geoneutrina Neutrina z wybuchu Supernowych Neutrina słoneczne. Deficyt neutrin słonecznych
Fizyka neutrin Źródła neutrin Neutrina reliktowe Geoneutrina Neutrina z wybuchu Supernowych Neutrina słoneczne - reakcje termojądrowe źródłem neutrin słonecznych - widmo energetyczne - metody detekcji
Bardziej szczegółowoOddziaływania elektrosłabe
Oddziaływania elektrosłabe X ODDZIAŁYWANIA ELEKTROSŁABE Fizyka elektrosłaba na LEPie Liczba pokoleń. Bardzo precyzyjne pomiary. Obserwacja przypadków. Uniwersalność leptonów. Mieszanie kwarków. Macierz
Bardziej szczegółowoFizyka jądrowa z Kosmosu wyniki z kosmicznego teleskopu γ
Fizyka jądrowa z Kosmosu wyniki z kosmicznego teleskopu γ INTEGRAL - International Gamma-Ray Astrophysical Laboratory prowadzi od 2002 roku pomiary promieniowania γ w Kosmosie INTEGRAL 180 tys km Źródła
Bardziej szczegółowoBUDOWA I EWOLUCJA GWIAZD. Jadwiga Daszyńska-Daszkiewicz
BUDOWA I EWOLUCJA GWIAZD Jadwiga Daszyńska-Daszkiewicz Semestr letni, 2018/2019 Porównanie statystyk ~1/(e x -1) ~e -x ~1/(e x +1) x=(ε-µ)/kt µ - potencjał chemiczny Rozkład Maxwella dla temperatur T1
Bardziej szczegółowoZderzenia relatywistyczne
Zderzenia relatywistyczne Fizyka I (B+C) Wykład XIX: Zderzenia nieelastyczne Energia progowa Rozpady czastek Neutrina Zderzenia relatywistyczne Zderzenia elastyczne 2 2 Czastki rozproszone takie same jak
Bardziej szczegółowoAnaliza oscylacji oraz weryfikacje eksperymentalne
Analiza oscylacji oraz weryfikacje eksperymentalne Formalizm oscylacji 3 zapachy Analiza oscylacji neutrin atmosferycznych Analiza oscylacji neutrin słonecznych Weryfikacja oscylacji neutrin słonecznych
Bardziej szczegółowoNeutrina. Elementy fizyki czastek elementarnych. Wykład VIII. Oddziaływania neutrin Neutrina atmosferyczne
Neutrina Wykład VIII Oddziaływania neutrin Neutrina atmosferyczne Elementy fizyki czastek elementarnych Eksperyment Super-Kamiokande Oscylacje neutrin Neutrina słoneczne Eksperyment SNO Neutrino elektronowe
Bardziej szczegółowoOd Wielkiego Wybuchu do Gór Izerskich. Tomasz Mrozek Instytut Astronomiczny UWr Zakład Fizyki Słońca CBK PAN
Od Wielkiego Wybuchu do Gór Izerskich Tomasz Mrozek Instytut Astronomiczny UWr Zakład Fizyki Słońca CBK PAN Góry Izerskie Góry Izerskie Góry Izerskie Góry Izerskie Góry Izerskie Góry Izerskie Góry Izerskie
Bardziej szczegółowoNeutrina (2) Elementy fizyki czastek elementarnych. Wykład VIII
Neutrina (2) Wykład VIII Neutrina słoneczne Wyniki Super-Kamiokande Eksperyment SNO Eksperyment Kamland Podsumowanie Elementy fizyki czastek elementarnych Przypomnienie Wyniki LSND Zmierzono przypadki
Bardziej szczegółowoWykres Herzsprunga-Russela (H-R) Reakcje termojądrowe - B.Kamys 1
Wykres Herzsprunga-Russela (H-R) 2012-06-07 Reakcje termojądrowe - B.Kamys 1 Proto-gwiazdy na wykresie H-R 2012-06-07 Reakcje termojądrowe - B.Kamys 2 Masa-jasność, temperatura-jasność n=3.5 2012-06-07
Bardziej szczegółowoMaria Krawczyk, Wydział Fizyki UW. Neutrina i ich mieszanie
Wszechświat cząstek elementarnych dla przyrodników WYKŁAD 12 21.12.2010 Maria Krawczyk, Wydział Fizyki UW Neutrina i ich mieszanie Neutrinos: Ghost Particles of the Universe F. Close polecam wideo i audio
Bardziej szczegółowoZderzenia relatywistyczne
Zderzenia relatywistyczne Fizyka I (B+C) Wykład XVIII: Zderzenia nieelastyczne Energia progowa Rozpady czastek Neutrina Zderzenia relatywistyczne Zderzenia nieelastyczne Zderzenia elastyczne - czastki
Bardziej szczegółowoPorównanie statystyk. ~1/(e x -1) ~e -x ~1/(e x +1) x=( - )/kt. - potencjał chemiczny
Porównanie statystyk ~1/(e x -1) ~e -x ~1/(e x +1) x=( - )/kt - potencjał chemiczny Rozkład Maxwella dla temperatur T1
Bardziej szczegółowoI.4 Promieniowanie rentgenowskie. Efekt Comptona. Otrzymywanie promieniowania X Pochłanianie X przez materię Efekt Comptona
r. akad. 004/005 I.4 Promieniowanie rentgenowskie. Efekt Comptona Otrzymywanie promieniowania X Pochłanianie X przez materię Efekt Comptona Jan Królikowski Fizyka IVBC 1 r. akad. 004/005 0.01 nm=0.1 A
Bardziej szczegółowoKiedy eksploduje Betelgeza? (Betelgeuse)
FOTON 107, Zima 2009 15 Kiedy eksploduje Betelgeza? (Betelgeuse) Andrzej Odrzywołek Instytut Fizyki UJ Tytułowe pytanie zadaje sobie nieomal każda osoba, która wie, czym jest Betelgeza: jedna z dwóch najjaśniejszych
Bardziej szczegółowoGwiezdna amnezja. O nuklearnej równowadze statystycznej. ( Nuclear Statistical Equilibrium, NSE) Andrzej Odrzywołek
Gwiezdna amnezja O nuklearnej równowadze statystycznej ( Nuclear Statistical Equilibrium, NSE) Andrzej Odrzywołek Zakład Teorii Względności i Astrofizyki Uniwersytet Jagielloński, Kraków Piątek, 11.12.2009,
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 szczegółowoBUDOWA I EWOLUCJA GWIAZD. Jadwiga Daszyńska-Daszkiewicz
BUDOWA I EWOLUCJA GWIAZD Jadwiga Daszyńska-Daszkiewicz Semestr letni, 2018/2019 równania budowy wewnętrznej (ogólne równania hydrodynamiki) własności materii (mikrofizyka) ograniczenia z obserwacji MODEL
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 szczegółowoPromieniowanie jonizujące
Promieniowanie jonizujące Wykład II Promieniotwórczość Fizyka MU, semestr 2 Uniwersytet Rzeszowski, 8 marca 2017 Wykład II Promieniotwórczość Promieniowanie jonizujące 1 / 22 Jądra pomieniotwórcze Nuklidy
Bardziej szczegółowoPromieniowanie jonizujące
Promieniowanie jonizujące Wykład II Krzysztof Golec-Biernat Promieniotwórczość Uniwersytet Rzeszowski, 18 października 2017 Wykład II Krzysztof Golec-Biernat Promieniowanie jonizujące 1 / 23 Jądra pomieniotwórcze
Bardziej szczegółowoWszechświata. Piotr Traczyk. IPJ Warszawa
Ciemna Strona Wszechświata Piotr Traczyk IPJ Warszawa Plan 1)Ciemna strona Wszechświata 2)Z czego składa się ciemna materia 3)Poszukiwanie ciemnej materii 2 Ciemna Strona Wszechświata 3 Z czego składa
Bardziej szczegółowoRozpad alfa. albo od stanów wzbudzonych (np. po rozpadzie beta) są to tzw. długozasięgowe cząstki alfa
Rozpad alfa Samorzutny rozpad jądra (Z,A) na cząstkę α i jądro (Z-2,A-4) tj. rozpad 2-ciałowy, stąd Widmo cząstek α jest dyskretne bo przejścia zachodzą między określonymi stanami jądra początkowego i
Bardziej szczegółowoJądra o wysokich energiach wzbudzenia
Jądra o wysokich energiach wzbudzenia 1. Utworzenie i rozpad jądra złożonego a) model statystyczny 2. Gigantyczny rezonans dipolowy (GDR) a) w jądrach w stanie podstawowym b) w jądrach w stanie wzbudzonym
Bardziej szczegółowoNeutrina (2) Elementy fizyki czastek elementarnych. Wykład IX
Neutrina (2) Wykład IX Elementy fizyki czastek elementarnych Oscylacje neutrin atmosferycznych i słonecznych Eksperyment K2K Eksperyment Minos Eksperyment Kamland Perspektywy badań neutrin Neutrina atmosferyczne
Bardziej szczegółowoJak się tego dowiedzieliśmy? Przykład: neutrino
Jak się tego dowiedzieliśmy? Przykład: neutrino Przypomnienie: hipoteza neutrina Pauli 30 Przesłanki: a) w rozpadzie β widmo energii elektronu ciągłe od 0 do E max (dla α, γ dyskretne) b) jądra przed-
Bardziej szczegółowoNeutrina mają masę - Nagroda Nobla 2015 z fizyki. Tomasz Wąchała Zakład Neutrin i Ciemnej Materii (NZ16)
Neutrina mają masę - Nagroda Nobla 2015 z fizyki Tomasz Wąchała Zakład Neutrin i Ciemnej Materii (NZ16) Plan Laureaci: T. Kajita i A. B. McDonald oraz nagrodzone publikacje Krótka historia neutrina i hipoteza
Bardziej szczegółowoNeutrina. Wszechświat Czastek Elementarnych. Wykład 12. prof. dr hab. Aleksander Filip Żarnecki
Neutrina Wykład 12 Neutrina i ich własności Źródła neutrin Pomiary neutrin Oscylacje neutrin prof. dr hab. Aleksander Filip Żarnecki Wszechświat Czastek Elementarnych Neutrina Promieniotwórczość Odkryta
Bardziej szczegółowoZagadki neutrinowe. Deficyt neutrin atmosferycznych w eksperymencie Super-Kamiokande
Zagadki neutrinowe Deficyt neutrin atmosferycznych w eksperymencie Super-Kamiokande Deficyt neutrin słonecznych - w eksperymentach radiochemicznych - w wodnych detektorach Czerenkowa Super-Kamiokande,
Bardziej szczegółowoOscylacje neutrin. Deficyt neutrin atmosferycznych w eksperymencie Super-Kamiokande
Oscylacje neutrin Deficyt neutrin atmosferycznych w eksperymencie Super-Kamiokande Deficyt neutrin słonecznych - w eksperymentach radiochemicznych - w wodnych detektorach Czerenkowa Super-Kamiokande, SNO
Bardziej szczegółowoPodstawy fizyki cząstek III. Eksperymenty nieakceleratorowe Krzysztof Fiałkowski
Podstawy fizyki cząstek III Eksperymenty nieakceleratorowe Krzysztof Fiałkowski Zakres fizyki cząstek a eksperymenty nieakceleratorowe Z relacji nieoznaczoności przestrzenna zdolność rozdzielcza r 0.5fm
Bardziej szczegółowoIdentyfikacja cząstek
Określenie masy i ładunku cząstek Pomiar prędkości przy znanym pędzie e/ µ/ π/ K/ p czas przelotu (TOF) straty na jonizację de/dx Promieniowanie Czerenkowa (C) Promieniowanie przejścia (TR) Różnice w charakterze
Bardziej szczegółowoTeoria ewolucji gwiazd (najpiękniejsza z teorii) dr Tomasz Mrozek Instytut Astronomiczny Uniwersytetu Wrocławskiego
Teoria ewolucji gwiazd (najpiękniejsza z teorii) dr Tomasz Mrozek Instytut Astronomiczny Uniwersytetu Wrocławskiego Prolog Teoria z niczego Dla danego obiektu możemy określić: - Ilość światła - widmo -
Bardziej szczegółowoReakcje jądrowe. kanał wyjściowy
Reakcje jądrowe X 1 + X 2 Y 1 + Y 2 +...+ b 1 + b 2 kanał wejściowy kanał wyjściowy Reakcje wywołane przez nukleony - mechanizm reakcji Wielkości mierzone Reakcje wywołane przez ciężkie jony a) niskie
Bardziej szczegółowoDiagram Hertzsprunga Russela. Barwa gwiazdy a jasność bezwzględna
Astrofizyka Gwiazdy, gwiazdozbiory Obserwowane własności gwiazd diagram HR Parametry gwiazd i ich relacje Modele gwiazd: gwiazdy ciągu głównego, białe karły, gwiazdy neutronowe Ewolucja gwiazd i procesy
Bardziej szczegółowoWszechświat czastek elementarnych
Wykład 2: prof. A.F.Żarnecki Zakład Czastek i Oddziaływań Fundamentalnych Instytut Fizyki Doświadczalnej Wykład 2: Detekcja Czastek 27 lutego 2008 p.1/36 Wprowadzenie Istota obserwacji w świecie czastek
Bardziej szczegółowoNeutrina. Elementy fizyki czastek elementarnych. Wykład VII. Historia neutrin Oddziaływania neutrin Neutrina atmosferyczne
Neutrina Wykład VII Historia neutrin Oddziaływania neutrin Neutrina atmosferyczne Elementy fizyki czastek elementarnych Eksperyment Super-Kamiokande Oscylacje neutrin Neutrino elektronowe Zaproponowane
Bardziej szczegółowoNeutrina. Wstęp do Fizyki I (B+C) Wykład XXII:
Neutrina Wstęp do Fizyki I (B+C) Wykład XXII: Budowa materii - przypomnienie Neutrina atmosferyczne Neutrina słoneczne Model bryłowy neutrin Oscylacje neutrin i Budowa materii Świat codzienny zbudowany
Bardziej szczegółowoNEUTRONOWA ANALIZA AKTYWACYJNA ANALITYKA W KONTROLI JAKOŚCI PODSTAWOWE INFORMACJE O REAKCJACH JĄDROWYCH - NEUTRONOWA ANALIZA AKTYWACYJNA
ANALITYKA W KONTROLI JAKOŚCI WYKŁAD 3 NEUTRONOWA ANALIZA AKTYWACYJNA - PODSTAWOWE INFORMACJE O REAKCJACH JĄDROWYCH - NEUTRONOWA ANALIZA AKTYWACYJNA REAKCJE JĄDROWE Rozpad promieniotwórczy: A B + y + ΔE
Bardziej szczegółowoAstrofizyka promieni kosmicznych-1. Henryk Wilczyński
Astrofizyka promieni kosmicznych-1 Henryk Wilczyński krótka historia 1912 V.Hess: odkrycie 1930-1940 cząstki naładowane - protony 1934 Baade, Zwicky: supernowe źródłem energii? 1938 P.Auger: E>10 15 ev,
Bardziej szczegółowoFizyka cząstek elementarnych i oddziaływań podstawowych
Fizyka cząstek elementarnych i oddziaływań podstawowych Wykład 1 Wstęp Jerzy Kraśkiewicz Krótka historia Odkrycie promieniotwórczości 1895 Roentgen odkrycie promieni X 1896 Becquerel promieniotwórczość
Bardziej szczegółowoZagadki neutrinowe. Deficyt neutrin atmosferycznych w eksperymencie Super-Kamiokande
Zagadki neutrinowe Deficyt neutrin atmosferycznych w eksperymencie Super-Kamiokande Deficyt neutrin słonecznych - w eksperymentach radiochemicznych - w wodnych detektorach Czerenkowa Super-Kamiokande,
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 szczegółowoPracownia Jądrowa. dr Urszula Majewska. Spektrometria scyntylacyjna promieniowania γ.
Ćwiczenie nr 1 Spektrometria scyntylacyjna promieniowania γ. 3. Oddziaływanie promieniowania γ z materią: Z elektronami: zjawisko fotoelektryczne, rozpraszanie Rayleigha, zjawisko Comptona, rozpraszanie
Bardziej szczegółowoNeutrina. Elementy fizyki czastek elementarnych. Wykład VII. Historia neutrin Oddziaływania neutrin Neutrina atmosferyczne
Neutrina Wykład VII Historia neutrin Oddziaływania neutrin Neutrina atmosferyczne Elementy fizyki czastek elementarnych Eksperyment Super-Kamiokande Oscylacje neutrin Neutrino elektronowe Zaproponowane
Bardziej szczegółowoPomiar energii wiązania deuteronu. Celem ćwiczenia jest wyznaczenie energii wiązania deuteronu
J1 Pomiar energii wiązania deuteronu Celem ćwiczenia jest wyznaczenie energii wiązania deuteronu Przygotowanie: 1) Model deuteronu. Własności deuteronu jako źródło informacji o siłach jądrowych [4] ) Oddziaływanie
Bardziej szczegółowoBadanie schematu rozpadu jodu 128 J
J8A Badanie schematu rozpadu jodu 128 J Celem doświadczenie jest wyznaczenie schematu rozpadu jodu 128 J Wiadomości ogólne 1. Oddziaływanie kwantów γ z materią (1,3) a/ efekt fotoelektryczny b/ efekt Comptona
Bardziej szczegółowoBadanie schematu rozpadu jodu 128 I
J8 Badanie schematu rozpadu jodu 128 I Celem doświadczenie jest wyznaczenie schematu rozpadu jodu 128 I Wiadomości ogólne 1. Oddziaływanie kwantów γ z materią [1,3] a) efekt fotoelektryczny b) efekt Comptona
Bardziej szczegółowoGWIAZDY SUPERNOWEJ. WSZYSTKO WE WSZECHŚWIECIE WIECIE PODLEGA ZMIANOM GWIAZDY RÓWNIER. WNIEś. PRZECHODZĄ ONE : FAZĘ NARODZIN, WIEK DOJRZAŁY,
WSZYSTKO WE WSZECHŚWIECIE WIECIE PODLEGA ZMIANOM GWIAZDY RÓWNIER WNIEś. PRZECHODZĄ ONE : FAZĘ NARODZIN, WIEK DOJRZAŁY, W KOŃCU UMIERAJĄ. NIEKTÓRE Z NICH KOŃCZ CZĄ śycie W SPEKTAKULARNYM AKCIE WYBUCHU tzw.
Bardziej szczegółowowyniki eksperymentu OPERA Ewa Rondio Narodowe Centrum Badań Jądrowych
wyniki eksperymentu OPERA Ewa Rondio Narodowe Centrum Badań Jądrowych RADA DO SPRAW ATOMISTYKI Warszawa, 1.12.2011 Ú istnienie ν zaproponowano aby uratować zasadę zachowania energii w rozpadzie beta Ú
Bardziej szczegółowoWidmo elektronów z rozpadu beta
Widmo elektronów z rozpadu beta Beta minus i plus są procesami trzyciałowymi (jądro końcowe, elektron/pozyton, antyneutrino/neutrino) widmo ciągłe modyfikowane przez kulombowskie efekty Podstawy fizyki
Bardziej szczegółowoTomasz Szumlak WFiIS AGH 03/03/2017, Kraków
Oddziaływanie Promieniowania Jonizującego z Materią Tomasz Szumlak WFiIS AGH 03/03/2017, Kraków Labs Prowadzący Tomasz Szumlak, D11, p. 111 Konsultacje Do uzgodnienia??? szumlak@agh.edu.pl Opis przedmiotu
Bardziej szczegółowoNeutrina z czasów Wielkiego Wybuchu - CνB ( primordial, relic ) Tadek Kozłowski IPJ
Neutrina z czasów Wielkiego Wybuchu - CB ( primordial, relic ) Tadek Kozłowski IPJ 9. 04. 008 Widma całkowite (neutrina+antyneutrina, wszystkie zapachy) 3*10 7 w ciele 10 14 10 3 /1 s /ludzkie ciało -
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 4 M. Przybycień (WFiIS AGH) Szczególna Teoria Względności
Bardziej szczegółowoAnaliza aktywacyjna składu chemicznego na przykładzie zawartości Mn w stali.
Analiza aktywacyjna składu chemicznego na przykładzie zawartości Mn w stali. Projekt ćwiczenia w Laboratorium Fizyki i Techniki Jądrowej na Wydziale Fizyki Politechniki Warszawskiej. dr Julian Srebrny
Bardziej szczegółowoSymetrie. D. Kiełczewska, wykład9
Symetrie Symetrie a prawa zachowania Zachowanie momentu pędu (niezachowanie spinu) Parzystość, sprzężenie ładunkowe Symetria CP Skrętność (eksperyment Goldhabera) Zależność spinowa oddziaływań słabych
Bardziej szczegółowoOddziaływanie promieniowania jonizującego z materią
Oddziaływanie promieniowania jonizującego z materią Plan Promieniowanie ( particle radiation ) Źródła (szybkich) elektronów Ciężkie cząstki naładowane Promieniowanie elektromagnetyczne (fotony) Neutrony
Bardziej szczegółowoFizyka kwantowa. promieniowanie termiczne zjawisko fotoelektryczne. efekt Comptona dualizm korpuskularno-falowy. kwantyzacja światła
W- (Jaroszewicz) 19 slajdów Na podstawie prezentacji prof. J. Rutkowskiego Fizyka kwantowa promieniowanie termiczne zjawisko fotoelektryczne kwantyzacja światła efekt Comptona dualizm korpuskularno-falowy
Bardziej szczegółowoSynteza jądrowa (fuzja) FIZYKA 3 MICHAŁ MARZANTOWICZ
Synteza jądrowa (fuzja) Cykl życia gwiazd Narodziny gwiazd: obłok molekularny Rozmiary obłoków (Giant Molecular Cloud) są rzędu setek lat świetlnych. Masa na ogół pomiędzy 10 5 a 10 7 mas Słońca. W obłoku
Bardziej szczegółowoProjekt SOX w poszukiwaniu neutrin sterylnych i nowych oddziaływań
Projekt SOX w poszukiwaniu neutrin sterylnych i nowych oddziaływań Marcin Misiaszek Instytut Fizyki UJ 28/03/2014 Seminarium IFD UW Warszawa BOREXINO detektor i osiągnięcia Oscylacje neutrin czy wszystko
Bardziej szczegółowoReakcje jądrowe. X 1 + X 2 Y 1 + Y b 1 + b 2
Reakcje jądrowe X 1 + X 2 Y 1 + Y 2 +...+ b 1 + b 2 kanał wejściowy kanał wyjściowy Reakcje wywołane przez nukleony - mechanizm reakcji Wielkości mierzone Reakcje wywołane przez ciężkie jony a) niskie
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 szczegółowoJądra o wysokich energiach wzbudzenia
Jądra o wysokich energiach wzbudzenia 1. Utworzenie i rozpad jądra złożonego a) model statystyczny 2. Gigantyczny rezonans dipolowy (GDR) a) w jądrach w stanie podstawowym b) w jądrach w stanie wzbudzonym
Bardziej szczegółowoCząstki elementarne i ich oddziaływania III
Cząstki elementarne i ich oddziaływania III 1. Przekrój czynny. 2. Strumień cząstek. 3. Prawdopodobieństwo procesu. 4. Szybkość reakcji. 5. Złota Reguła Fermiego 1 Oddziaływania w eksperymencie Oddziaływania
Bardziej szczegółowocząstki, które trudno złapać Justyna Łagoda
NEUTRINA cząstki, które trudno złapać Justyna Łagoda Plan Historia Jak wykrywać neutrina? Źródła neutrin Oscylacje neutrin Eksperymenty neutrinowe z długą bazą udział grup polskich Co dalej? Historia 3
Bardziej szczegółowoOddziaływanie cząstek z materią
Oddziaływanie cząstek z materią Trzy główne typy mechanizmów reprezentowane przez Ciężkie cząstki naładowane (cięższe od elektronów) Elektrony Kwanty gamma Ciężkie cząstki naładowane (miony, p, cząstki
Bardziej szczegółowoPodstawy astrofizyki i astronomii
Podstawy astrofizyki i astronomii Andrzej Odrzywołek Zakład Teorii Względności i Astrofizyki, Instytut Fizyki UJ 8 maja 2018 th.if.uj.edu.pl/ odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 9 Gwiazdy:
Bardziej szczegółowoFIZYKA III MEL Fizyka jądrowa i cząstek elementarnych
FIZYKA III MEL Fizyka jądrowa i cząstek elementarnych Wykład 9 Reakcje jądrowe Reakcje jądrowe Historyczne reakcje jądrowe 1919 E.Rutherford 4 He + 14 7N 17 8O + p (Q = -1.19 MeV) powietrze błyski na ekranie
Bardziej szczegółowoSłońce obserwowane z kopalni Kamioka, Toyama w Japonii
Jak zobaczyć Słońce zkopalni? Ewa Rondio, CERN/IPJ Warsaw CERN, 16 kwietnia 2010. plan wykladu co chcemy zobaczyć, jakie cząstki mają szanse jaką metodą należy patrzeć patrzeć dlaczego takie eksperymenty
Bardziej szczegółowoDetekcja promieniowania elektromagnetycznego czastek naładowanych i neutronów
Detekcja promieniowania elektromagnetycznego czastek naładowanych i neutronów Marcin Palacz Środowiskowe Laboratorium Ciężkich Jonów UW Marcin Palacz Warsztaty ŚLCJ, 21 kwietnia 2009 slide 1 / 30 Rodzaje
Bardziej szczegółowoV.6.6 Pęd i energia przy prędkościach bliskich c. Zastosowania
V.6.6 Pęd i energia przy prędkościach bliskich c. Zastosowania 1. Ogólne wyrażenia na aberrację światła. Rozpad cząstki o masie M na dwie cząstki o masach m 1 i m 3. Rozpraszanie fotonów z lasera GaAs
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 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 szczegółowoModel elektronów swobodnych w metalu
Model elektronów swobodnych w metalu Stany elektronu w nieskończonej trójwymiarowej studni potencjału - dozwolone wartości wektora falowego k Fale stojące - warunki brzegowe znikanie funkcji falowej na
Bardziej szczegółowoA - liczba nukleonów w jądrze (protonów i neutronów razem) Z liczba protonów A-Z liczba neutronów
Włodzimierz Wolczyński 40 FIZYKA JĄDROWA A - liczba nukleonów w jądrze (protonów i neutronów razem) Z liczba protonów A-Z liczba neutronów O nazwie pierwiastka decyduje liczba porządkowa Z, a więc ilość
Bardziej szczegółowoBudowa Galaktyki. Materia rozproszona Rozkład przestrzenny materii Krzywa rotacji i ramiona spiralne
Budowa Galaktyki Materia rozproszona Rozkład przestrzenny materii Krzywa rotacji i ramiona spiralne Gwiazdy w otoczeniu Słońca Gaz międzygwiazdowy Hartmann (1904) Delta Orionis (gwiazda podwójna) obserwowana
Bardziej szczegółowokwantowanie: Wskazówka do wyprowadzenia (plus p. Gaussa) ds ds Wykład VII: Schrodinger Klein Gordon, J. Gluza
kwantowanie: Wskazówka do wyprowadzenia (plus p. Gaussa) ds ds V Erwin Schrodinger Austriak 1926 (4 prace) Nobel (wraz z Dirakiem), 1933 Paradoks kota Banknot 1000 szylingowy Czym jest życie? (o teorii
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 szczegółowoE 2 E = 2. Zjawisko Mössbauera. Spoczywające jądro doznaje przejścia e-m z emisją fotonu γ. Zastosujmy zasadę zachowania energii i pędu:
Zjawisko Mössbauera Spoczywające jądro doznaje przejścia e-m z emisją fotonu γ. Zastosujmy zasadę zachowania energii i pędu: E = E + E + T = p + p i f γ R 0 γ R E = E E γ T = E T Energia fotonu: jest więc
Bardziej szczegółowoA. Odrzywołek, Zakład Teorii Względności i Astrofizyki, Uniwersytet Jagielloński, Kraków
A. Odrzywołek, Zakład Teorii Względności i Astrofizyki, Uniwersytet Jagielloński, Kraków Gwiezdna amnezja. O nuklearnej równowadze statystycznej. Referat wygłoszony na Posiedzeniu Komisji Astrofizyki PAU
Bardziej szczegółowo