Czym się zajmuje radioastronomia? Agnieszka Janiuk CFT PAN

Wielkość: px
Rozpocząć pokaz od strony:

Download "Czym się zajmuje radioastronomia? Agnieszka Janiuk CFT PAN 18.03.2015"

Transkrypt

1 Czym się zajmuje radioastronomia? Agnieszka Janiuk CFT PAN

2 Kunert-Bajraszewska M. & Janiuk, A.; ApJ, 2011, 736, 125

3 Dr Magda Kunert-Bajraszewska i radioteleskop CA UMK w Piwnicach pod Toruniem

4 Plan wykładu Radioastronomia i radioteleskopy Po co jest interferometria? Krótka historia radiowej interferometrii Interferometria optyczna vs. radiowa różnice Badania naukowe stosujące techniki interferometrii radiowej Sieci interferometryczne obecne i planowane

5 Co to jest radioastronomia? Radioastronomia zajmuje sie badaniem promieniowania radiowego źródeł kosmicznych. Zakres długości fali (częstotliwości) radiowych jest z grubsza określony przez 3 czynniki: przepuszczalność atmosfery, dostępną technologię oraz fundamentalne ograniczenia wynikające z szumu kwantowego. Te czynniki wyznaczają granicę między astronomią radiową a astronomią w dalekiej podczerwieni na częstotliwości nu=1 THz (1 THz 1012 Hz) i długości fali lambda = c/nu = 0.3 mm, gdzie c=3x1010 cm s 1 jest prędkością światła w próżni. Jonosfera ziemska uniemożliwia prowadzenie obserwacji naziemnych na częstotliwościach poniżej 10 MHz (30 m).

6 Okna atmosferyczne

7 Okna atmosferyczne Atmosfera Ziemi absorbuje promieniowanie elektromagnetyczne w zakresie długości fali w podczerwieni, ultrafioletu, rentgenowskim oraz gamma, istnieją zatem tylko dwa okna, w zakresie widzialnym oraz radiowym, odpowiednie dla astronomicznych urządzeń naziemnych. Okno widzialne jest dosyć wąskie w sensie logarytmu częstotliwości (długości fali); obejmuje zakres promieniowania termicznego ciała doskonale czarnego o temperaturze od T=3000 K do T=10000 K. Ponieważ światło widzialne można obserwować bez pomocy instrumentów, dawniej astronomia obserwacyjna ograniczała się do obiektów widocznych w świetle widzialnym głównie gwiazd, ich gromad I galaktyk, a także gorącego zjonizowanego gazu (np., mgławica Oriona widoczna gołym okiem, jako rozmyty obłok w pasie Oriona, podczas ciemnych nocy), oraz obietów odbijających światło gwiazd (planety I księżyce). Znając widmo promieniowania ciała doskonale czarnego, astronomowie 100 lat temu poprawnie przewidzieli, że gwiazdy mające widma zbliżone do 'blackbody' powinny być niezmiernie słabe w zakresie radiowym, a dalej błędnie założyli, że nie będzie innych niż gwiazdy źródeł promieniowania radiowego w kosmosie. W konsekwencji, astronomowie zaniedbali rozwój radioastronomii, aż do chwili gdy kosmiczne promieniowanie radiowe zostało przypadkowo odkryte w 1932 roku I zarejestrowane przez inżynierów.

8 Odkrycie kosmicznego promieniowania radiowego W latach 1920-tych firma Bell Telephone zaoferowała polaczenia telefoniczne przez Atlantyk, możliwe dzięki "krótkofalowej" (15 m) transmisji radiowej. Naturalny sygnał radiowy znacznie interferował z tymi transmisjami, zatem Bell Telephone Laboraties poleciło swojemu młodemu inżynierowi elektrykowi zbadanie przyczyn. Karl Jansky zbudował specjalną antenę, aby monitorować sygnał radiowy na 20.5 MHz. Produkowała ona wiązkę promieni w pobliżu horyzontu i mogła obracać się wokół azymutu (kąt mierzony od północy na wschód wzdłuż horyzontu). Jansky odkrył, że większość sygnału jest generowana przez burze tropikalne. Dodatkowo znalazł statyczny "szum" którego siła rosła I spadała w okresie dobowym, 23 godzin I 56 minut. Stwierdził że jest to długość doby gwiazdowej (in. syderycznej, okres obrotu Ziemi w układzie odniesienia nieruchomych gwiazd), dedukując, że źródło szumu znajduje się poza Układem Słonecznym. Zidentyfikował kierunek najsilniejszej emisji jako centrum Galaktyki. Wyniki opublikował w artykule Electrical Disturbances of Apparently Extraterrestrial Origin" (Jansky, K. J. 1933, Proc. IRE, 21, 1387).

9 Karl Jansky pokazujący rejon w plaszczyźnie Galaktyki z którego pochodzi silny kosmiczny szum

10 Radioteleskop Grote'a Reber'a w ogródku w Wheaton, IL. Reflektor paraboliczny ma średnicę ok. 10 m. Jego oryginalny teleskop został rozmontowany I złożony ponownie w muzeum przy obserwatorium NRAO w Green Bank, WV.

11 Grote Reber przy odbiorniku radiowym. Pierwszy I przez wiele lat jedyny na świecie radioastronom, który w 137 roku zbudował antenę radiową w celu rejestracji sygnałów z kosmosu

12

13 Jakie procesy fizyczne ograniczają okno radiowe? W limicie wysokich częstotliwości, drgania molekuł takich jak CO2, O2, i H2O mają energie E=hnu (gdzie stała Planck'a h= erg s) porównywalne z energiami fotonów średniej podczerwieni, zatem cząsteczki pochłaniają większosć promieniowania podczerwonego. Drgania rotacyjne cząsteczek atmosfery na niższych energiach mją znaczenie w dalekiej podczerwieni \. Naziemna radioastronomia jest mocno zakłócana na częstotliwościach poniżej 300 MHz (długość fali lambda > 1 m) przez zmienną refrakcję w jonosferze, proporcjonalną do lambda2. Kosmiczne fale radiowe o częstotliwościach poniżej 10 MHz (lambda > 30 m) są odbijane przez jonosferę Ziemi. Fotony ultrafioletowe mają energie bliskie energii wiązania elektronów na zewnętrznych powłokach w atomach, zatem przejścia atomowe odpowiadają za nieprzezroczystość atmisfery w zakresie ultrafioletu. Przejścia elektronowe I jądrowe na wyższych energiach odpowiadają za absorpcję promieni X I gamma. Ponadto, rozpraszanie Rayleigha na pyle atmosferycznym w zakresie fal widzialnych I ultrafioletowych, powoduje, że niebo za dnia jest jasne I uniemożliwia dokonywanie obserwacji optycznych w dzień. Fale radiowe są dużo dłuższe niż rozmiar ziaren pyłu atmosferycznego, zaś Słońce nie jest specjalnie jasne w zakresie radiowym, zatem niebo radiowe jest zawsze ciemne I obserwacji można dokonywać przez całą dobę.

14 Jakie procesy fizyczne ograniczają okno radiowe? Atmosfera nie jest doskonale przezroczysta dla częstotliwości radiowych. (1) Nieprzezroczystość suchego powietrza wynika z rotacji cząsteczek. Jest niewielka (tau~0.01) I prawie nie zależy od częstotliwości (2) Tlen cząsteczkowy (O2): drgania rotacyjne, w których fale radiowe są absorbowane. Kompleks linii widmowych tlenu jest źródłem bardzo dużej nieprzezroczystości w zakresie 60 GHz (tau_z>>1) I uniemożliwia obserwacje pomiędzy 52 GHz a 68 GHz. (3) Aerozole są małymi kropelkami wody (promień 0.1 mm) zawieszonymi w chmurach. Są mniejsze od długości fali na 120 GHz (2.5 mm), więc ich emisja I absorpcja może być opisana przybliżeniem Rayleigh'a, proporcjonalna do lambda 2. (4) Silne linie pary wodnej na nu= GHz są poszerzone ciśnieniowo do szerokości delta(nu) = 4 GHz. Nieprzezroczystość pary wodnej występuje w zakresie radiowym I podczerwieni. W zakresie radiowym, jest proporcjonanla do nu2. Zarówno nieprzezroczystości w kontinuum jak I w liniach są wprost proporcjonalne do gęstosci kolumnowej pary wodnej (pwv) wzdłuż linii widzenia w atmosferze. Wyraża się ją w jednostkach długości (czyli 1 cm) a nie gęstości (czyli, 1 g cm 2), ale jest to równoważne, ponieważ gęstość wody w jednostkach cgs wynosi 1.

15 Gęstość kolumnowa pary wodnej 1 cm, 55% pokrycia nieba chmurami Temperatura powietrza przy powierzchni Ziemi T=288 K=15 C. Całkowita nieprzezroczystość w zenicie (linia ciągła) jest sumą kilku składników (Leibe, H. J. 1985, Radio Science, 20, 1069): Nieprzezroczystość atmosfery w zenicie, w typową letnią noc w obserwatorium Green Bank. Nieprzezroczystość zmniejsza rejestrowaną moc promieniowania źródła kosmicznego o czynnik exp( tau). Nieprzezroczystość suchego powietrza i tlenu jest prawie stała, zaś wkład od pary wodnej I 'aerozoli' (kropelki wody w chmurach) bardzo sie zmienia w zależności od pogody.

16 Absorpcja I szum atmosferyczny Częściowo absorbująca atmosfera nie tylko osłabia dochodzące promieniowanie radiowe; emituje również szum radiowy, który może znacznie obniżyć czułość naziemnych urządzeń. Jeśli całkowita nieprzezroczystość wynosi tau, to przezroczystość atmosfery wynosi exp( tau) zaś emisja atmosfery o temperaturze T dodaje szum o temperaturze deltats=t(1 exp( tau)). Radioastronomowie używają kts=pnu, gdzie stała Boltzmanna to k= 1.38x10 16 erg K 1, jako wygodnej miary mocy szumu na jednostkę szerokości pasma. Temperatura szumu jest zazwyczaj dużo niższa od temperatury atmosfery, T~300 K, zatem szum dodany przez emisję atmosferyczną obniża czułość urządzeń dużo bardziej niż czysta absorpcja. Na przykład, emisja pary wodnej w ciepłej i wilgotnej atmosferze latem w Green Bank, WV, wyklucza precyzyjne obserwacje w zakresie linii o częstotliwości 22 GHz (1 GHz = 10 9 Hz). Zimą, w tej miejscowości może być sucho i chłodno, co pozwala na prowadzenie obserwacji w zakresie do 115 GHz.

17 Atacama Large Millimeter Array (ALMA) powstaje na wysokości 5000 m, na suchej pustyni niedaleko Cerro Chajnator w Chile, gdzie jest niska nieprzezroczystość atmosfery i obserwacje możliwe do 1 THz.

18 Teleskopy Oko ludzkie: Średnica 2-8 mm Ogniskowa mm zdolność rozdzielcza 1' Teleskopy - refraktory (np. 1609, Galileusz), wykorzystują prawo załamania światła - reflektory (Newton): wykorzystują prawo odbicia Lustra sferyczne wykazują aberrację, lustra paraboloidalne skupiają wiązkę równoległą w jednym punkcie

19 Typowe własności reflektorów: Mogą być skierowane w dowolny punkt na niebie Mają ruchome tarcze, umożliwiające śledzenie ruchu własnego źródła Promieniowanie jest odbijane (przez metalową powierzchnię) i ogniskowane Wymagana gładkość powierzchni zależy od długości fali Dipol w ognisku (system Newtona lub Cassegrain'a) Słaby sygnał jest wzmacniany Charakterystyka czułości: maksymalna w kier. Prostopadłym do anteny Interferometr: dodatkowe listki w kierunku równoległym

20 Dyfrakcja, zbiorcza zdolność anteny Głowny prążek dyfrakcyjny jest chrakteryzowany przez Szerokość połówkową jest to teoretyczna zdolność rozdzielcza θ = 1.22 λ / D [rad] (boczne prążki są również obecne!) Dla teleskopu D=60 cm I światła widzialnego, lambda = 5500 A theta=0''.2 Dla D=300 m, lambda = 0.7 mm Theta = 10' Wzór dyfrakcyjny Kąt bryłowy Ω = λ / A Antena zbiera G = 4π / Ω 2

21 Rola rozmiarów radioteleskopu Moc zbierana przez radioteleskop P ~ Sν A Δν -> warto mieć dużą powierzchnię zbierającą (I w miarę możliwości szerokie pasmo) Rozdzielczość kątowa (szerokość prążka pierwotnego) to θ ~ λ / D -> duże teleskopy mają lepszą rozdzielczość Jednak techniczne I finansowe ograniczenia przy D 100 m uniemożliwiają konstrukcję w pełni sterowalnych tarcz (Green Bank Telescope, Effelsberg) Większe radioteleskopy są albo niesterowalne (Arecibo: D=305 m powierzchni sferycznej), lub są interferometrami.

22 Interferometria Interferometr dwu-płytowy (two-slit) (Young) Interferometria w astronomii optycznej: Michelson (1891) księżyce Jowisza Dwa promienie światła są łączone w teleskopie Jeśli rozmiar kątowy gwiazdy jest mały, To wzór interferencyjny składa się z jasnych I ciemnych prążków D średnica apertury płyty B odległość między płytami Widzialność prążka = (jasność maksimów jasność minimów)/ (jasność maksimów + jasność minimów)

23 Schemat interferometru dwuelementowego Gdy położenie źródła zmienia się (np, wskutek rotacji Ziemi), Opóźnienie czasowe między nadejściem frontu fali do obydwu anten zmienia się. Kątowa zdolność rozdzielcza będzie wtedy θ~λ/b B= 30 km (VLA) -> theta=0.''01 B (baza) B= rozmiar Ziemi (VLBI) theta=0.''0001

24 Rozwój interferometrii radiowej: kamienie milowe Interferometr nadmorski (Australia, 1946) Interferometr Jodrell Bank (UK, 1958) Green Bank Interferometer (USA, 1964) Very Long Baseline Interferometry (VLBI) (USA, Canada, 1967) Westerbork Synthesis Radio Telescope (The Netherlands, 1974) Very Large Array (VLA) (USA, 1978) Australia Telescope Compact Array (1989) Very Long Baseline Array (VLBA) (USA, 1990) Giant Meterwave Radio Telescope (GMRT) (India, 1997) HALCA space VLBI satellite (Japan, ) LoFAR (ASTRON, the Netherlands; budowa ) SKA (Square Kilometer Array, Australia & South Africa; planowane na 2020)

25 Interferometria radiowa: początki Technika opracowana w Australii i Wielkiej Brytanii od lat 1940-tych Pierwszy interferometr na klifie nadmorskim (1946) Odbijanie od powierzchni morza a baza interferometru theta kąt padania wiązki światła d = a sin(theta) d=n lambda wzmocnienie sygnału d = (n+1/2) lambda wygaszenie sygnału

26 e-vlbi Pierwszy obraz z sieci EVN 28 Apr 2004 ~ 2 hours Onsala (SE), Jodrell Bank (UK), Westerbork (NL) Transfer danych przez kable obtyczne do korelatora JIVE Transport 32 Mbit/s

27 Interferometria radiowa vs. optyczna W interferometrach optycznych promienie światła bezpośrednio interferują i tworzą wzór prążków. Interferometry radiowe są zasadniczo inne. Dochodzące promieniowanie jest mieszane z sygnałem lokalnego oscylatora. Metoda ta pozwala na wzmocnienie, digitalizację, magazynowanie, przenoszenie I korelowanie z sygnałami przychodzącymi z innych teleskopów. Długości fali są dużo większe w radio (czynnik of ) trudność z punktu widzenia rozdzielczości pojedynczego teleskopu... Ale: baza w radio może być dużo większar (> średnica Ziemi, SVLBI) najwyższa rozdzielczość w astronomii (sub-mas) 3 6 Atmosfera: mniej groźna w radio Skala koherencji atmosferycznej > rozmiar anteny Skala czasowa zmienności ~min (radio) vs. ms (optyka) możliwość kalibracji fazy w radio (z pobliskim zwartym źródłem)

28 Astronomia w oknie radiowym Okno radiowe jest niezwykle szerokie, obejmuje pięć dekad częstotliwości (od 10 MHz do 1 THz) i długości fali. Ma to konsekwencje naukowe i praktyczne: Duża różnorodność źródeł kosmicznych, promieniowanie termiczne I nietermiczne, mechnizmy powstawania I propagacji tego promieniowania Duża różnorodność radioteleskopów i technik obserwacyjnych używanych do efektywnego pokrycia całego zakresu widma radiowego

29 Radioteleskopy i Interferometry Teleskopy o bardzo dużych średnicach D są potrzebne do dobrej rozdzielczości katowej przy dużych długościach fali. Z drugiej strony, duże interferometry obejmujące D=104 km są praktyczne i można je budować osiągając dużą precyzję (tj., teleskopy o małym błędzie, sigma<lambda/16). Paradoksalnie, najmniejsza kątowa rozdzielczość do obrazowania słabych I złożonych źródeł może być osiągnięta w dużych długościach fali (radio), na krańcu widma elektromagnetycznego. Interferometry umożliwiają ponadto bardzo precyzyjną astrometrię ponieważ pozycjonowanie interferometryczne zależy od zmierzonego opóźnienia czasowego między teleskopami, a nie od błędów mechanicznego nakierowania teleskopów: zegary są dokładniejsze od linijek.

30 Teleskop o średnicy D=100 m w Green Bank (GBT) w West Virginia jest największym ruchomym urządzeniem na planecie, I waży 16 millionów funtów (7x10 6 kg), jednak odchylenie rms jego powierzchni od idealnej paraboloidy wynosi jedynie ~0.3 mm, tyle ile grubość trzech kartek papieru.

31 Konfiguracja o wymiarach 1 km Very Large Array (VLA) złożona z metrowych teleskopów zlokalizowanych na półpustyni San Augustin w New Mexico na wysokości 7,000 stóp (około 2100 m). Poszczególne tarcze mogą się poruszać w zakresie D= 1, 3.4, 11, lub 36 km, aby syntezować aperturę o tych średnicach i uzyskać rozdzielczość kątową od 45 arcsec na nu=1.4 GHz przy najmniejszej konfiguracji, do 0.04 arcsec na nu=43 GHz przy największej. Coherentne (zachowujące fazę) wzmocnienie umożliwia składanie sygnałów z teleskopów z każdym spośród 26 pozostałych, bez utraty czułości, co jest konnieczne ddo uzyskania dokładnych obrazów słabych, rozciągłych źródeł

32 Sieć Very Long Baseline Array (VLBA) metrowych teleskopów, obejmująca 8000 km od St. Croix, VI do Mauna Kea, HI zapewnia kątowa rozdziielczość arcsec, przekraczając rozdzielczość teleskopu Hubble Space Telescope o dwa rzędy wielkości

33 Naukowe cele (VLBI) Astrofizyka aktywne jądra galaktyk, obrazowanie bliskich okolic supermasywnych czarnych dziur masery (galaktyczne I pozagalaktyczne) radiowe mgławice, supernowe dżety w mikrokwazarach Astrometria definiowanie I zagęszczanie układu odniesienia na sferze niebieskiej (ICRF) Geodezja/geofizyka ziemski układ współrzędnych orientacja I rotacja ziemi (długość doby) ruch płyt tektonicznych Badania kosmiczne śledzenie misji kosmicznych (Huygens, SMART-1)

34 Okno radiowe było używane przez astronomów zanim możliwe stały się obserwacje w innych długościach fal, dzięki teleskopom wynoszonym ponad atmosferę. Wczesna radioastronomia była dziedziną przełomowych odkryć. Odsłoniła istnienie "równoległego wszechświata" nieznanych wcześniej źródeł, albo takich, których astronomowie optyczni nie umieli odróżnić od gwiazd. Wśród największych odkryć radioastronomii są: Nietermiczne promieniowanie z naszej Galaktyki I wielu innych źródeł astronomicznych Gwałtownie zmienny wszechświat radiogalaktyk I kwazarów, w których rezydują supermasywne czarne dziury Kosmologiczna ewolucja radiogalaktyk I kwazarów Termiczna emisja w liniach atomów, jonw i cząsteczek zimnego gazu międzygwiazdowego Koherentna Emisja linii maserowych z międzygwiazdowych jonów i molekuł Koherentna emisji kontinuum gwiazd i pulsarów Kosmiczne mikrofalowe promieniowanie tła Dowody na istnienie ciemnej materii, dedukowane z krzywych rotacji galaktyk (HI) Planety pozasłoneczne

35

36 Niektóre cechy tego równoległego wszechświata to: Jest często gwałtowny. Wskazuje na zachodzenie wysokoenergetycznych I wybuchowych zjawisk w radiogalaktykach, kwazarach, supernowych, pulsarach, w przeciwieństwie do stałego strumienia swiatła smitowanego przez większość widzialnych gwiazd. Wypełniony obiektami zasilanymi grawitacją, a nie dzięki fuzji termojądrowej, która jest podstawowym źródłem energii widzialnych gwiazd Kosmologicznie odległy. Większość obiektów radiowych jest poza naszą galaktyką. Ewoluowały one na tyle silnie w skali kosmologicznej, że widzimy je w perspektywie czasowej porównywalnej z wiekiem wszechświata. Może być bardzo zimny. Kosmiczne mikrofalowe promieniowanie tła dominuje w elektromagnetycznej emisji wszechświata, ale jego temperatura blackbody T=2.7 K mieści je w zakresie radiowym I dalekiej podczerwieni. Zimny gaz międzygwiazdowy emituje linie widmowe w zakresie radiowym.

37 Z rozwojem astronomii w przestrzeni kosmicznej, mamy dostęp do całego widma elektromagnetycznego. Wiele źródeł odkrytych przez radioastronomów można badać teraz w innych długościach fali, a nowe obiekty odkryte przez satelity (np. Błyski Gamma) można obserwować też w zakresie radiowym. Radioastronomia nie jest już odrębną dziedziną; jest jednym z elementów astronomii szerokopasmowej. Widmo elektromagnetyczne wszechświata (Dwek, E., & Barker, M. K. 2002, ApJ, 575, 7). Jasność I na logarytm częstosci (lub długości fali) jest ppokazana jako funkcja logarytmu długości fali. Najwyższy pik odpowiada najbardziej energetycznemu zakresowi widma.

38 Jądro galaktyki Drogi Mlecznej obserwowane przez VLA na 1.3 cm I zobrazowane z rozdzielczością kątową 0.1 arcsec (Zhao, J.-H., & Goss, W. M. 1998, ApJ, 499, L163). Sgr A*, jasne nierozdzielone źródło radiowe w centrum zdjęcia, zawiera czarną dziurę (3.7x106 mas Słońca).

39 Słońce widziane na 4.6 GHz w sieci VLA, z rozdzielczością 12 arcsec, czyli ok km na powierzchni Słońca. Najjaśniejsze obszary (czerwone) mają temperaturę jasnościową Tb=106 K I pokrywają się z plamami słonecznymi. Zielone pola są chłodniejsze I oznaczają obszary gdzie atmosfera Słońca jest bardzo gęsta. Na tej częstości radiowej powierzchnia Słońca ma średnią temperaturę T=3x104 K, zaś niebieskie obszary są jeszcze chłodniejsze. U dołu niebieski pas to tzw. kanał w którym atmosfera Słońca jest bardzo cienka. Słońce w zakresie radiowym jest większe od widzialnego: brzeg tarczy (limb) na obrazie radiowym znajduje się około km ponad brzegiem optycznym.

40 Termiczna emisja Księżyca na lambda =850 mikrometrów.

41 Radarowy obraz Wenus o rozdzielczości ok. 3 km. Mozajka z obrazów z satelity Magellan jest ppodstawą obrazka. Przerwy nie objjęte danymi z Magellana zostały wypełnione danymi z naziemnych teleskopów w Arecibo oraz neutralnym (głównie w pobliżu bieguna południowego). Kompozytowy obraz przeprocesowano aby poprawić kontrast I uwypuklić małe formy, oraz różnice wysokości na powierzchni planety

42 Obraz Jowisza z VLA. Nie wygląda jak dysk planety. Większosć emisji radiowej pochodzi z promieniowania synchrotronowego emitowanego przez elektrony w polu magetycznym planety

43 Międzygwiazdowy gaz w naszej Galaktyce emituje linie widmowe oraz szum w kontinuum. Neutralny wodór (HI) jest obecny w dysku. Jasność w linii lambda=21 cm struktury nadsubtelnej na nu= MHz jest proporcjonalna do gęstości kolumnowej wodoru HI wzdłuż linii widzenia I jest niezależna od temperatury gazu. Nie ma na nia wpływu absorpcja przez pył, więc możemy obserwować wodór HI w Galaktyce oraz w innych pobliskich galaktykach. Czerwony kolor oznacza dużą gęstość kolumnową wodoru HI column density, zaś niebieski I czarny to obszary gdzie jest niewiele wodoru. Obrazek jest wycenrowany na środek naszej Galaktyki, długość galaktyczna rośnie w lewo. Niektóre pętle kryją pozostałości po supernowych.

44 Cassiopeia A (Cas A) jest pozostałością po supernowej, która wybuchła ponad 300 lat temu w naszej Galaktyce, w odległości około 11,000 lat świetlnych. Jej nazwa pochodzi od konstelacji w której widoczny jest obiekt: królowa Kasjopeja. Eksplozja supernowej nastąpiła po zakończeniu życia masywnej gwiazdy zaś Cas A jest ekspandujacą powłoką materii która została wyrzucona w wybuchu. Obraz kompozytowy powstał dzięki danym z VLA na trzech częstotliwościach: 1.4, 5.0, i 8.4 GHz. Wyrzucona materia jest widoczna jako jasne filamenty.

45 Kompozytowy obraz Mgławicy Krab, złożony z obrazów w zakresie X-ray (niebieski), optycznym (zielony), i radiowym (czerwony). Pulsar znajdujący się w centrum to jasny punkt.

46 Obraz VLA w wysokiej rozdzielczości radioźródła Cygnus A. Najsilniejsze pozagalaktyczne źródło radiowe na niebie to galaktyka Cygnus A. W 1954 roku zidentyfikowano je z odległym obiektem (redshift z=0.057, odpowiadający odległości d=240 Mpc I czasowi wstecz około 700 millionów lat). Źródło jest niezwykle jasne (całkowita jasność to 1045 erg s 1=1038 W). Rozmiary kątowe obiektu, około 100 arcsec, implikują rozmiar liniowy 100 kpc, który jest znacznie większy od galaktyki macierzystej zbudowanej z gwiazd. Źródłem energii nie są gwiazdy. Energia grawitacyjna, uwalniania dzięki akrecji materii na supermasywną czarną dziurę (M=109 Msun) zasila to I inne jasne radioźródła pozagalaktyczne.

47 Obraz kwazara 3C 273 z teleskopu HST (szary) wraz z konturami radiowymi, nałożonymi na optyczną emisję dżetu Jasne radioźródło 3C 273 zostało zidentyfikowane jako pierwszy kwazar na jeszcze większym redshifcie, z=0.16. Kwazary te są radiogalaktykami w szczególnie aktywnym etapie życia, gdy światło widzialne z obszaru w pobliżu centrum (czarnej dziury) przekracza o wiele rzędów wielkości blask galaktyki macierzystej I kwazar wygląda jak jedna jasna gwiazda.

48 Kwazary Odkryte w latach 1960-tych Quasi-Stellar Radiosources Obecnie znamy ich ok (dzięki SDSS) Około 10% z nich jest radiowo głośnych Allan Sandage Matthews T., Sandage A., et al. (1963, ApJ): Optical identification of 3C 48 Schmidt M. & Oke B. (Nature, 1963): Z=0.158 in 3C 273 3C 273 obraz z Teleskopu Hubble'a

49 Skąd kwazary czerpią energię? Kwazary świecą w całym zakresie widma, od IR do X. (także Radio i Gamma) Jasność kwazara może 100krotnie przewyższać jasność Galaktyki Szybka zmienność blasku w czasie ogranicza rozmiar świecącego obszaru do skali Układu Słonecznego Akrecja na czarną dziurę: najwydajniejszy proces produkcji energii Ep=GMm/R eta=ep/mc2 = GM/Rc2

50 Kwazar PKS , obraz z Chandry (Siemiginowska i Bechtold, 2000). Widoczny dżet wielkoskalowy o rozmiarach miliona lat św. SS 433 pierwszy odkryty mikrokwazar (Margon et al., ApJ, 1979). Obraz z satelity Chandra

51 Rentgenowski układ podwójny, wewnątrz pozostałości po supernowej W50, w gwiazdozbiorze Orła. Prędkość dżetu ~ 0.26c; precesja z okresem 162 dni SS 433 Dżet w SS433: obserwacje z VLBA w pasmie 1.5 GHz (Rupen i in. 2004) Obserwacja na fali 20 cm oraz mapka rentgenowska: mgławica zasilana przez dżet (Murata i Shibazaki 1996)

52 Mikrokwazary są układami z czarną dziurą o masie gwiazdowej, które w naszej Galaktyce, w mniejszej skali, ujawniają wiele cech charakterystycznych dla kwazarów. Ich odkrycie otwiera nowe możliwosci zrozumienia w jaki sposób akrecja materii na czarną dziurę jest powiązana z produkcją relatywistycznych dżetów obserwowanych w odległych kwazarach. Mirabel & Rodriguez, 1998, Nature

53

54 Hallo! I was finally able to get clear information about the earliest times of Cambridge radio astronomy. The initial observing site was a 'Rifle range' near the home of Martin Ryle just off Grange Road.. The1 C (fig 002) 2C and 3C surveys (fig 127) were made there. The 2C and 3C surveys were made with 4 parabolic trough antennas at 159 MHz in various combinations as interferometers, Later, when money came from the Mullard company the site was at Lords Bridge some 10 km away from Cambridge. There the 4C survey at 178MHz was made at Lords Bridge. Tony Hewish had his scintillation arraythere that discovered pulsars. The 4C antenna was used for the first real aperture synthesis by Neville & Ryle. I hope you can use these pictures. In case you need more about the 178 MHz 4C antenna I can give you copies. Sincere greetings, Richard Wielebinski

55 Odkrycie pulsarów Anthony Hewish : laureat nagrody Nobla z fizyki (1974, wraz z Martinem Ryle) a wcześniej medalu Eddingtona (1969) PSR B : pierwszy radiowy pulsar odkryty w listopadzie 1967 roku Okres pulsacji sekundy Jocelyn Bell Burnell (w roku 1962), odkrywczyni pierwszego pulsara. Okładka płyty Unknown Pleasures zespołu Joy Division, wydanej w 1979 roku, przedstawia pulsy PSR B

Wstęp do astrofizyki I

Wstęp do astrofizyki I Wstęp do astrofizyki I Wykład 9 Tomasz Kwiatkowski 1 grudnia 2010 r. Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 9 1/1 Plan wykładu Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 9 2/1 Odkrycie

Bardziej szczegółowo

Efekt Dopplera. dr inż. Romuald Kędzierski

Efekt Dopplera. dr inż. Romuald Kędzierski Efekt Dopplera dr inż. Romuald Kędzierski Christian Andreas Doppler W 1843 roku opublikował swoją najważniejszą pracę O kolorowym świetle gwiazd podwójnych i niektórych innych ciałach niebieskich. Opisał

Bardziej szczegółowo

Astronomiczny elementarz

Astronomiczny elementarz Astronomiczny elementarz Pokaz dla uczniów klasy 5B Szkoły nr 175 Agnieszka Janiuk 25.06.2013 r. Astronomia najstarsza nauka przyrodnicza Stonehenge w Anglii budowla z okresu 3000 lat p.n.e. Starożytni

Bardziej szczegółowo

Wykład 10 - Charakterystyka podstawowych systemów gwiazdowych: otoczenie Słońca, Galaktyka, gromady gwiazd, galaktyki, grupy i gromady galaktyk

Wykład 10 - Charakterystyka podstawowych systemów gwiazdowych: otoczenie Słońca, Galaktyka, gromady gwiazd, galaktyki, grupy i gromady galaktyk Wykład 10 - Charakterystyka podstawowych systemów gwiazdowych: otoczenie Słońca, Galaktyka, gromady gwiazd, galaktyki, grupy i gromady galaktyk 28.04.2014 Dane o kinematyce gwiazd Ruchy własne gwiazd (Halley

Bardziej szczegółowo

Soczewkowanie grawitacyjne

Soczewkowanie grawitacyjne Soczewkowanie grawitacyjne Obserwatorium Astronomiczne UW Plan Ugięcie światła - trochę historii Co to jest soczewkowanie Punktowa masa Soczewkowanie galaktyk... kwazarów... kosmologiczne Mikrosoczewkowanie

Bardziej szczegółowo

ogarnia wszystko co piękne?

ogarnia wszystko co piękne? Spośród d róŝnorodnych r nauk ( )( ) tym przede wszystkim poświ więcać się naleŝy y ( ),( które obracają się w kręgu rzeczy najpiękniejszych i najbardziej godnych poznania. Takimi zaś są nauki, które zajmują

Bardziej szczegółowo

Elementy astronomii w nauczaniu przyrody. dr Krzysztof Rochowicz Zakład Dydaktyki Fizyki UMK 2011

Elementy astronomii w nauczaniu przyrody. dr Krzysztof Rochowicz Zakład Dydaktyki Fizyki UMK 2011 Elementy astronomii w nauczaniu przyrody dr Krzysztof Rochowicz Zakład Dydaktyki Fizyki UMK 2011 Szkic referatu Krótki przegląd wątków tematycznych przedmiotu Przyroda w podstawie MEN Astronomiczne zasoby

Bardziej szczegółowo

Rozproszona korelacja w radioastronomii

Rozproszona korelacja w radioastronomii Rozproszona korelacja w radioastronomii Dominik Stokłosa Poznańskie Centrum Superkomputerowo Sieciowe Konferencja I3: internet infrastruktury innowacje, Poznań 4-6 listopada 2009 Obserwacje radiowe i optyczne

Bardziej szczegółowo

Elementy astronomii w geografii

Elementy astronomii w geografii Elementy astronomii w geografii Prowadzący: Marcin Kiraga kiraga@astrouw.edu.pl Podstawowe podręczniki: Jan Mietelski, Astronomia w geografii Eugeniusz Rybka, Astronomia ogólna Podręczniki uzupełniające:

Bardziej szczegółowo

Astronomia. Znając przyspieszenie grawitacyjne planety (ciała), obliczyć możemy ciężar ciała drugiego.

Astronomia. Znając przyspieszenie grawitacyjne planety (ciała), obliczyć możemy ciężar ciała drugiego. Astronomia M = masa ciała G = stała grawitacji (6,67 10-11 [N m 2 /kg 2 ]) R, r = odległość dwóch ciał/promień Fg = ciężar ciała g = przyspieszenie grawitacyjne ( 9,8 m/s²) V I = pierwsza prędkość kosmiczna

Bardziej szczegółowo

KONKURS ASTRONOMICZNY

KONKURS ASTRONOMICZNY SZKOLNY KLUB PRZYRODNICZY ALTAIR KONKURS ASTRONOMICZNY ETAP PIERWSZY 1. Jakie znasz ciała niebieskie? Gwiazdy, planety, planety karłowate, księŝyce, planetoidy, komety, kwazary, czarne dziury, ciemna materia....

Bardziej szczegółowo

Wstęp do astrofizyki I

Wstęp do astrofizyki I Wstęp do astrofizyki I Wykład 5 Tomasz Kwiatkowski Uniwersytet im. Adama Mickiewicza w Poznaniu Wydział Fizyki Instytut Obserwatorium Astronomiczne Tomasz Kwiatkowski, shortinst Wstęp do astrofizyki I,

Bardziej szczegółowo

Rozmycie pasma spektralnego

Rozmycie pasma spektralnego Rozmycie pasma spektralnego Rozmycie pasma spektralnego Z doświadczenia wiemy, że absorpcja lub emisja promieniowania przez badaną substancję występuje nie tylko przy częstości rezonansowej, tj. częstości

Bardziej szczegółowo

Fale elektromagnetyczne to zaburzenia pola elektrycznego i magnetycznego.

Fale elektromagnetyczne to zaburzenia pola elektrycznego i magnetycznego. Fale elektromagnetyczne to zaburzenia pola elektrycznego i magnetycznego. Zmienne pole magnetyczne wytwarza zmienne pole elektryczne i odwrotnie zmienne pole elektryczne jest źródłem zmiennego pola magnetycznego

Bardziej szczegółowo

Dział: 7. Światło i jego rola w przyrodzie.

Dział: 7. Światło i jego rola w przyrodzie. Dział: 7. Światło i jego rola w przyrodzie. TEMATY I ZAKRES TREŚCI NAUCZANIA Fizyka klasa 3 LO Nr programu: DKOS-4015-89/02 Moduł Dział - Temat L. Zjawisko odbicia i załamania światła 1 Prawo odbicia i

Bardziej szczegółowo

Efekt cieplarniany i warstwa ozonowa

Efekt cieplarniany i warstwa ozonowa Efekt cieplarniany i warstwa ozonowa Promieniowanie ciała doskonale czarnego Ciało doskonale czarne ciało pochłaniające całkowicie każde promieniowanie, które padnie na jego powierzchnię, niezależnie od

Bardziej szczegółowo

Wstęp do astrofizyki I

Wstęp do astrofizyki I Wstęp do astrofizyki I Wykład 7 Tomasz Kwiatkowski Uniwersytet im. Adama Mickiewicza w Poznaniu Wydział Fizyki Instytut Obserwatorium Astronomiczne Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład

Bardziej szczegółowo

Wstęp do astrofizyki I

Wstęp do astrofizyki I Wstęp do astrofizyki I Wykład 7 Tomasz Kwiatkowski 17 listopad 2010 r. Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 7 1/33 Plan wykładu Budowa teleskopów Refraktory Reflektory Parametry teleskopów

Bardziej szczegółowo

Konkurs Astronomiczny Astrolabium II Edycja 26 marca 2014 roku Klasy I III Liceum Ogólnokształcącego Test Konkursowy

Konkurs Astronomiczny Astrolabium II Edycja 26 marca 2014 roku Klasy I III Liceum Ogólnokształcącego Test Konkursowy Instrukcja Zaznacz prawidłową odpowiedź. Tylko jedna odpowiedź jest poprawna. Czas na rozwiązanie testu wynosi 75 minut.. Do obserwacji Słońca wykorzystuje się filtr Hα, który przepuszcza z widma słonecznego

Bardziej szczegółowo

Galaktyki aktywne I. (,,galaktyki o aktywnych jądrach'') (,,aktywne jądra galaktyk'') ( active galactic nuclei =AGN)

Galaktyki aktywne I. (,,galaktyki o aktywnych jądrach'') (,,aktywne jądra galaktyk'') ( active galactic nuclei =AGN) Galaktyki aktywne I (,,galaktyki o aktywnych jądrach'') (,,aktywne jądra galaktyk'') ( active galactic nuclei =AGN) System klasyfikacji Hubble a (1936) Galaktyki normalne / zwyczajne -różnoraka morfologia

Bardziej szczegółowo

Niezwykłe światło. ultrakrótkie impulsy laserowe. Piotr Fita

Niezwykłe światło. ultrakrótkie impulsy laserowe. Piotr Fita Niezwykłe światło ultrakrótkie impulsy laserowe Laboratorium Procesów Ultraszybkich Zakład Optyki Wydział Fizyki Uniwersytetu Warszawskiego Światło Fala elektromagnetyczna Dla światła widzialnego długość

Bardziej szczegółowo

Galaktyki i Gwiazdozbiory

Galaktyki i Gwiazdozbiory Galaktyki i Gwiazdozbiory Co to jest Galaktyka? Galaktyka (z gr. γαλα mleko) duży, grawitacyjnie związany układ gwiazd, pyłu i gazu międzygwiazdowego oraz niewidocznej ciemnej materii. Typowa galaktyka

Bardziej szczegółowo

Jednoczesne rentgenowskie i radiowe obserwacje pobliskiego pulsara B1133+16

Jednoczesne rentgenowskie i radiowe obserwacje pobliskiego pulsara B1133+16 Jednoczesne rentgenowskie i radiowe obserwacje pobliskiego pulsara B1133+16 Mi edzynarodowa kolaboracja (PI: prof. Janusz Gil) Andrzej Szary J. Gil, G. Melikidze, U. Geppert, J. Kijak, W. Lewandowski,

Bardziej szczegółowo

Jaki jest Wszechświat?

Jaki jest Wszechświat? 1 Jaki jest Wszechświat? Od najmłodszych lat posługujemy się terminem KOSMOS. Lubimy gry komputerowe czy filmy, których akcja rozgrywa się w Kosmosie, na przykład Gwiezdne Wojny. Znamy takie słowa, jak

Bardziej szczegółowo

Spektrometria w bliskiej podczerwieni - zastosowanie w cukrownictwie. Radosław Gruska Politechnika Łódzka Wydział Biotechnologii i Nauk o Żywności

Spektrometria w bliskiej podczerwieni - zastosowanie w cukrownictwie. Radosław Gruska Politechnika Łódzka Wydział Biotechnologii i Nauk o Żywności Spektrometria w bliskiej podczerwieni - zastosowanie w cukrownictwie Radosław Gruska Politechnika Łódzka Wydział Biotechnologii i Nauk o Żywności Spektroskopia, a spektrometria Spektroskopia nauka o powstawaniu

Bardziej szczegółowo

Badanie zjawisk optycznych przy użyciu zestawu Laser Kit

Badanie zjawisk optycznych przy użyciu zestawu Laser Kit LABORATORIUM OPTOELEKTRONIKI Ćwiczenie 5 Badanie zjawisk optycznych przy użyciu zestawu Laser Kit Cel ćwiczenia: Zapoznanie studentów ze zjawiskami optycznymi. Badane elementy: Zestaw ćwiczeniowy Laser

Bardziej szczegółowo

ZASTOSOWANIE LASERÓW W OCHRONIE ŚRODOWISKA

ZASTOSOWANIE LASERÓW W OCHRONIE ŚRODOWISKA ZASTOSOWANIE LASERÓW W OCHRONIE ŚRODOWISKA W tym przypadku lasery pozwalają na prowadzenie kontroli stanu sanitarnego Powietrza, Zbiorników wodnych, Powierzchni i pokrycia terenu. Stosowane rodzaje laserów

Bardziej szczegółowo

LABORATORIUM FIZYKI PAŃSTWOWEJ WYŻSZEJ SZKOŁY ZAWODOWEJ W NYSIE

LABORATORIUM FIZYKI PAŃSTWOWEJ WYŻSZEJ SZKOŁY ZAWODOWEJ W NYSIE LABORATORIUM FIZYKI PAŃSTWOWEJ WYŻSZEJ SZKOŁY ZAWODOWEJ W NYSIE Ćwiczenie nr 6 Temat: Wyznaczenie stałej siatki dyfrakcyjnej i dyfrakcja światła na otworach kwadratowych i okrągłych. 1. Wprowadzenie Fale

Bardziej szczegółowo

Astrofizyka promieniowania gamma najwyższych energii w IFJ PAN. Jacek Niemiec (NZ-43)

Astrofizyka promieniowania gamma najwyższych energii w IFJ PAN. Jacek Niemiec (NZ-43) Astrofizyka promieniowania gamma najwyższych energii w IFJ PAN Jacek Niemiec (NZ-43) Astrofizyka promieniowania gamma najwyższych energii w IFJ PAN: dr Jacek Niemiec dr Michał Dyrda - badania teoretyczne

Bardziej szczegółowo

Gimnazjum klasy I-III

Gimnazjum klasy I-III Tytuł pokazu /filmu ASTRONAWIGATORZY doświadczenia wiąże przyczynę ze skutkiem; - uczeń podaje przybliżoną prędkość światła w próżni, wskazuje prędkość światła jako - nazywa rodzaje fal elektromagnetycznych;

Bardziej szczegółowo

Właściwości światła laserowego

Właściwości światła laserowego Właściwości światła laserowego Cechy charakterystyczne światła laserowego: rozbieżność (równoległość) wiązki, pasmo spektralne, gęstość mocy spójność (koherencja). Równoległość wiązki Dyfrakcyjną rozbieżność

Bardziej szczegółowo

SPIS TREŚCI ««*» ( # * *»»

SPIS TREŚCI ««*» ( # * *»» ««*» ( # * *»» CZĘŚĆ I. POJĘCIA PODSTAWOWE 1. Co to jest fizyka? 11 2. Wielkości fizyczne 11 3. Prawa fizyki 17 4. Teorie fizyki 19 5. Układ jednostek SI 20 6. Stałe fizyczne 20 CZĘŚĆ II. MECHANIKA 7.

Bardziej szczegółowo

( W.Ogłoza, Uniwersytet Pedagogiczny w Krakowie, Pracownia Astronomiczna)

( W.Ogłoza, Uniwersytet Pedagogiczny w Krakowie, Pracownia Astronomiczna) TEMAT: Analiza zdjęć ciał niebieskich POJĘCIA: budowa i rozmiary składników Układu Słonecznego POMOCE: fotografie róŝnych ciał niebieskich, przybory kreślarskie, kalkulator ZADANIE: Wykorzystując załączone

Bardziej szczegółowo

Jak w Toruniu zaobserwowano najbliższe zjawisko mikrosoczewkowania grawitacyjnego

Jak w Toruniu zaobserwowano najbliższe zjawisko mikrosoczewkowania grawitacyjnego Jak w Toruniu zaobserwowano najbliższe zjawisko mikrosoczewkowania grawitacyjnego Krzysztof Czart Centrum Astronomii UMK Załęcze Wielkie, 2007-08-05 Miłośnicy >> zawodowcy Miłośnicy astronomii mają lepiej

Bardziej szczegółowo

Wstęp do Optyki i Fizyki Materii Skondensowanej

Wstęp do Optyki i Fizyki Materii Skondensowanej Wstęp do Optyki i Fizyki Materii Skondensowanej Część I: Optyka, wykład 8 wykład: Piotr Fita pokazy: Andrzej Wysmołek ćwiczenia: Anna Grochola, Barbara Piętka Wydział Fizyki Uniwersytet Warszawski 2014/15

Bardziej szczegółowo

Uwzględniając związek między okresem fali i jej częstotliwością T = prędkość fali można obliczyć z zależności:

Uwzględniając związek między okresem fali i jej częstotliwością T = prędkość fali można obliczyć z zależności: 1. Fale elektromagnetyczne. Światło. Fala elektromagnetyczna to zaburzenie pola elektromagnetycznego rozprzestrzeniające się w przestrzeni ze skończoną prędkością i unoszące energię. Fale elektromagnetyczne

Bardziej szczegółowo

Wpływ pól magnetycznych na rotację materii w galaktykach spiralnych. Joanna Jałocha-Bratek, IFJ PAN

Wpływ pól magnetycznych na rotację materii w galaktykach spiralnych. Joanna Jałocha-Bratek, IFJ PAN Wpływ pól magnetycznych na rotację materii w galaktykach spiralnych. Joanna Jałocha-Bratek, IFJ PAN c Czy pola magnetyczne mogą wpływać na kształt krzywych rotacji? W galaktykach spiralnych występuje wielkoskalowe,

Bardziej szczegółowo

17. Który z rysunków błędnie przedstawia bieg jednobarwnego promienia światła przez pryzmat? A. rysunek A, B. rysunek B, C. rysunek C, D. rysunek D.

17. Który z rysunków błędnie przedstawia bieg jednobarwnego promienia światła przez pryzmat? A. rysunek A, B. rysunek B, C. rysunek C, D. rysunek D. OPTYKA - ĆWICZENIA 1. Promień światła padł na zwierciadło tak, że odbił się od niego tworząc z powierzchnią zwierciadła kąt 30 o. Jaki był kąt padania promienia na zwierciadło? A. 15 o B. 30 o C. 60 o

Bardziej szczegółowo

ETAP II. Astronomia to nauka. pochodzeniem i ewolucją. planet i gwiazd. na wydarzenia na Ziemi.

ETAP II. Astronomia to nauka. pochodzeniem i ewolucją. planet i gwiazd. na wydarzenia na Ziemi. ETAP II Konkurencja I Ach te definicje! (każda poprawnie ułożona definicja warta jest aż dwa punkty) Astronomia to nauka o ciałach niebieskich zajmująca się badaniem ich położenia, ruchów, odległości i

Bardziej szczegółowo

Spektroskopia ramanowska w badaniach powierzchni

Spektroskopia ramanowska w badaniach powierzchni Spektroskopia ramanowska w badaniach powierzchni z Efekt Ramana (1922, CV Raman) I, ν próbka y Chandra Shekhara Venketa Raman x I 0, ν 0 Monochromatyczne promieniowanie o częstości ν 0 ulega rozproszeniu

Bardziej szczegółowo

Sztuczny satelita Ziemi. Ruch w polu grawitacyjnym

Sztuczny satelita Ziemi. Ruch w polu grawitacyjnym Sztuczny satelita Ziemi Ruch w polu grawitacyjnym Sztuczny satelita Ziemi Jest to obiekt, któremu na pewnej wysokości nad powierzchnią Ziemi nadano prędkość wystarczającą do uzyskania przez niego ruchu

Bardziej szczegółowo

Grafen materiał XXI wieku!?

Grafen materiał XXI wieku!? Grafen materiał XXI wieku!? Badania grafenu w aspekcie jego zastosowań w sensoryce i metrologii Tadeusz Pustelny Plan prezentacji: 1. Wybrane właściwości fizyczne grafenu 2. Grafen materiał 21-go wieku?

Bardziej szczegółowo

CHARAKTERYSTYKA WIĄZKI GENEROWANEJ PRZEZ LASER

CHARAKTERYSTYKA WIĄZKI GENEROWANEJ PRZEZ LASER CHARATERYSTYA WIĄZI GENEROWANEJ PRZEZ LASER ształt wiązki lasera i jej widmo są rezultatem interferencji promieniowania we wnęce rezonansowej. W wyniku tego procesu powstają charakterystyczne rozkłady

Bardziej szczegółowo

CD-ROM pt.: Ziemia we Wszechœwiecie spis treœci

CD-ROM pt.: Ziemia we Wszechœwiecie spis treœci I. WSZECHŒWIAT Struktura Wszechœwiata Co to jest Wszechœwiat? Jak zbudowany jest Wszechœwiat? Rozk³ad materii we Wszechœwiecie Pary galaktyk Lokalna Grupa Galaktyk Gromady Galaktyk Supergromady galaktyk

Bardziej szczegółowo

Wenus na tle Słońca. Sylwester Kołomański Tomasz Mrozek. Instytut Astronomiczny Uniwersytetu Wrocławskiego

Wenus na tle Słońca. Sylwester Kołomański Tomasz Mrozek. Instytut Astronomiczny Uniwersytetu Wrocławskiego Wenus na tle Słońca Sylwester Kołomański Tomasz Mrozek Instytut Astronomiczny Uniwersytetu Wrocławskiego Instytut Astronomiczny UWr Czym się zajmujemy? uczymy studentów, prowadzimy badania naukowe (astrofizyka

Bardziej szczegółowo

pobrano z serwisu Fizyka Dla Każdego - http://fizyka.dk - zadania z fizyki, wzory fizyczne, fizyka matura

pobrano z serwisu Fizyka Dla Każdego - http://fizyka.dk - zadania z fizyki, wzory fizyczne, fizyka matura 12. Fale elektromagnetyczne zadania z arkusza I 12.5 12.1 12.6 12.2 12.7 12.8 12.9 12.3 12.10 12.4 12.11 12. Fale elektromagnetyczne - 1 - 12.12 12.20 12.13 12.14 12.21 12.22 12.15 12.23 12.16 12.24 12.17

Bardziej szczegółowo

Prawa optyki geometrycznej

Prawa optyki geometrycznej Optyka Podstawowe pojęcia Światłem nazywamy fale elektromagnetyczne, o długościach, na które reaguje oko ludzkie, tzn. 380-780 nm. O falowych własnościach światła świadczą takie zjawiska, jak ugięcie (dyfrakcja)

Bardziej szczegółowo

Współczesny obraz Wszechświata

Współczesny obraz Wszechświata II Liceum Ogólnokształcące im. A. Frycza Modrzewskiego we Włodawie Autor: Emilia Sidor Opiekun: mgr Mirosław Trociuk Współczesny obraz Wszechświata Bibliografia: Andrzej Woszczyk,,,Współczesny obraz Wszechświata,

Bardziej szczegółowo

12.1 Słońce. Ogromna moc promieniowania Słońca to skutek zarówno ogromnych rozmiarów, jak i wysokiej temperatury powierzchni.

12.1 Słońce. Ogromna moc promieniowania Słońca to skutek zarówno ogromnych rozmiarów, jak i wysokiej temperatury powierzchni. 12.1 Słońce Słońce jest potężnym źródłem promieniowania, gdyż jest obiektem bardzo gorącym. Moc promieniowania Słońca to całkowita ilość energii, jaką emituje ono w jednostce czasu we wszystkich kierunkach.

Bardziej szczegółowo

Przewaga klasycznego spektrometru Ramana czyli siatkowego, dyspersyjnego nad przystawką ramanowską FT-Raman

Przewaga klasycznego spektrometru Ramana czyli siatkowego, dyspersyjnego nad przystawką ramanowską FT-Raman Porównanie Przewaga klasycznego spektrometru Ramana czyli siatkowego, dyspersyjnego nad przystawką ramanowską FT-Raman Spektroskopia FT-Raman Spektroskopia FT-Raman jest dostępna od 1987 roku. Systemy

Bardziej szczegółowo

Astronomiczna miara czasu. Zjawiska powtarzające się na niebie w sposób regularny dały podstawy mierzenia czasu. Okresy pomiędzy dwoma kolejnymi

Astronomiczna miara czasu. Zjawiska powtarzające się na niebie w sposób regularny dały podstawy mierzenia czasu. Okresy pomiędzy dwoma kolejnymi Astronomiczna miara czasu. Zjawiska powtarzające się na niebie w sposób regularny dały podstawy mierzenia czasu. Okresy pomiędzy dwoma kolejnymi wschodami Słońca, pomiędzy dwoma kolejnymi pełniami Księżyca,

Bardziej szczegółowo

Niespokojne oblicze Wszechświata. 10 lat obserwacji teleskopem Chandra. Tomasz Mrozek Instytut Astronomiczny Uniwersytet Wrocławski

Niespokojne oblicze Wszechświata. 10 lat obserwacji teleskopem Chandra. Tomasz Mrozek Instytut Astronomiczny Uniwersytet Wrocławski Niespokojne oblicze Wszechświata. 10 lat obserwacji teleskopem Chandra Tomasz Mrozek Instytut Astronomiczny Uniwersytet Wrocławski Promieniowanie elektromagnetyczne Radio (0.4 GHz) Wodór atomowy Radio

Bardziej szczegółowo

Pomiar drogi koherencji wybranych źródeł światła

Pomiar drogi koherencji wybranych źródeł światła Politechnika Gdańska WYDZIAŁ ELEKTRONIKI TELEKOMUNIKACJI I INFORMATYKI Katedra Optoelektroniki i Systemów Elektronicznych Pomiar drogi koherencji wybranych źródeł światła Instrukcja do ćwiczenia laboratoryjnego

Bardziej szczegółowo

Zaznacz prawdziwą odpowiedź: Fale elektromagnetyczne do rozchodzenia się... ośrodka materialnego A. B.

Zaznacz prawdziwą odpowiedź: Fale elektromagnetyczne do rozchodzenia się... ośrodka materialnego A. B. Imię i nazwisko Pytanie 1/ Zaznacz właściwą odpowiedź: Fale elektromagnetyczne są falami poprzecznymi podłużnymi Pytanie 2/ Zaznacz prawdziwą odpowiedź: Fale elektromagnetyczne do rozchodzenia się... ośrodka

Bardziej szczegółowo

Liceum dla Dorosłych semestr 1 FIZYKA MAŁGORZATA OLĘDZKA

Liceum dla Dorosłych semestr 1 FIZYKA MAŁGORZATA OLĘDZKA Liceum dla Dorosłych semestr 1 FIZYKA MAŁGORZATA OLĘDZKA Temat 6 : JAK ZMIERZONO ODLEGŁOŚCI DO KSIĘŻYCA, PLANET I GWIAZD? 1) Co to jest paralaksa? Eksperyment Wyciągnij rękę jak najdalej od siebie z palcem

Bardziej szczegółowo

mgr Roman Rusin nauczyciel fizyki w Zespole Szkół Ponadgimnazjalnych Nr 1 w Kwidzynie

mgr Roman Rusin nauczyciel fizyki w Zespole Szkół Ponadgimnazjalnych Nr 1 w Kwidzynie Indywidualny plan nauczania z przedmiotu Fizyka, opracowany na podstawie programu,,ciekawi świata autorstwa Adama Ogazy, nr w Szkolnym Zestawie Programów Nauczania 12/NPP/ZSP1/2012 dla kl. I TL a na rok

Bardziej szczegółowo

Fale materii. gdzie h= 6.6 10-34 J s jest stałą Plancka.

Fale materii. gdzie h= 6.6 10-34 J s jest stałą Plancka. Fale materii 194- Louis de Broglie teoria fal materii, 199- nagroda Nobla Hipoteza de Broglie głosi, że dwoiste korpuskularno falowe zachowanie jest cechą nie tylko promieniowania, lecz również materii.

Bardziej szczegółowo

S C E N A R I U S Z L E K C J I. przeprowadzonej w X LO w Krakowie dla uczniów klasy drugiej o profilu matematyczno- fizycznym

S C E N A R I U S Z L E K C J I. przeprowadzonej w X LO w Krakowie dla uczniów klasy drugiej o profilu matematyczno- fizycznym S C E N A R I U S Z L E K C J I F I Z Y K I przeprowadzonej w X LO w Krakowie dla uczniów klasy drugiej o profilu matematyczno- fizycznym autor: Małgorzata Kaźmierczak Temat: Zrozumienie rotacji Drogi

Bardziej szczegółowo

Promieniowanie cieplne ciał.

Promieniowanie cieplne ciał. Wypromieniowanie fal elektromagnetycznych przez ciała Promieniowanie cieplne (termiczne) Luminescencja Chemiluminescencja Elektroluminescencja Katodoluminescencja Fotoluminescencja Emitowanie fal elektromagnetycznych

Bardziej szczegółowo

Optyka 2012/13 powtórzenie

Optyka 2012/13 powtórzenie strona 1 Imię i nazwisko ucznia Data...... Klasa... Zadanie 1. Słońce w ciągu dnia przemieszcza się na niebie ze wschodu na zachód. W którym kierunku obraca się Ziemia? Zadanie 2. Na rysunku przedstawiono

Bardziej szczegółowo

Radioodbiornik i odbiornik telewizyjny RADIOODBIORNIK

Radioodbiornik i odbiornik telewizyjny RADIOODBIORNIK Radioodbiornik i odbiornik telewizyjny RADIOODBIORNIK ODKRYWCA FAL RADIOWYCH Fale radiowe zostały doświadczalnie odkryte przez HEINRICHA HERTZA. Zalicza się do nich: fale radiowe krótkie, średnie i długie,

Bardziej szczegółowo

Pomiar długości fali świetlnej i stałej siatki dyfrakcyjnej.

Pomiar długości fali świetlnej i stałej siatki dyfrakcyjnej. POLITECHNIKA ŚLĄSKA WYDZIAŁ CHEMICZNY KATEDRA FIZYKOCHEMII I TECHNOLOGII POLIMERÓW LABORATORIUM Z FIZYKI Pomiar długości fali świetlnej i stałej siatki dyfrakcyjnej. Wprowadzenie Przy opisie zjawisk takich

Bardziej szczegółowo

Czarne dziury. Rąba Andrzej Kl. IVTr I

Czarne dziury. Rąba Andrzej Kl. IVTr I Czarne dziury Rąba Andrzej Kl. IVTr I CZYM JEST CZARNA DZIURA Czarna dziura jest tworem grawitacji, której podlegają zarówno cząstki o małych, jak i o dużych masach, a nawet światło. Największe i najjaśniejsze

Bardziej szczegółowo

Falowa natura promieniowania elektromagnetycznego.

Falowa natura promieniowania elektromagnetycznego. Zadanie 1. Falowa natura promieniowania elektromagnetycznego. W telefonii komórkowej poziom bezpieczeństwa (w odniesieniu do szkodliwości oddziaływania promieniowania na materię żywą) określany jest za

Bardziej szczegółowo

III PROGRAM STUDIÓW. 1) Liczba punktów ECTS konieczna do uzyskania kwalifikacji: 120 2) Liczba semestrów: 4 3) Opis poszczególnych modułów kształcenia

III PROGRAM STUDIÓW. 1) Liczba punktów ECTS konieczna do uzyskania kwalifikacji: 120 2) Liczba semestrów: 4 3) Opis poszczególnych modułów kształcenia III PROGRAM STUDIÓW 1) Liczba punktów konieczna do uzyskania kwalifikacji: 120 2) Liczba semestrów: 4 3) Opis poszczególnych modułów kształcenia 1. Moduł: Język angielski (obowiązkowy 90 h, 5 ). Moduł

Bardziej szczegółowo

Dzień dobry. Miejsce: IFE - Centrum Kształcenia Międzynarodowego PŁ, ul. Żwirki 36, sala nr 7

Dzień dobry. Miejsce: IFE - Centrum Kształcenia Międzynarodowego PŁ, ul. Żwirki 36, sala nr 7 Dzień dobry BARWA ŚWIATŁA Przemysław Tabaka e-mail: przemyslaw.tabaka@.tabaka@wp.plpl POLITECHNIKA ŁÓDZKA Instytut Elektroenergetyki Co to jest światło? Światło to promieniowanie elektromagnetyczne w zakresie

Bardziej szczegółowo

Soczewki Grawitacyjne

Soczewki Grawitacyjne Klub Dyskusyjny Fizyków 26 września 2013 Soczewki Grawitacyjne Marek Biesiada Zakład Astrofizyki i Kosmologii Instytut Fizyki Uniwersytetu Śląskiego Katowice Soczewki grawitacyjne Istota zjawiska Optyka

Bardziej szczegółowo

Metody wyznaczania masy Drogi Mlecznej

Metody wyznaczania masy Drogi Mlecznej Metody wyznaczania masy Drogi Mlecznej Nasz grupa : Łukasz Bratek, Joanna Jałocha, Marek Kutschera, Szymon Sikora, Piotr Skindzier IFJ PAN, IF UJ Dla poznania masy Galaktyki, kluczową sprawą jest wyznaczenie

Bardziej szczegółowo

Maja Kaźmierczak (CA UMK) ELT przyszłość astronomii optycznej?

Maja Kaźmierczak (CA UMK) ELT przyszłość astronomii optycznej? Maja Kaźmierczak (CA UMK) ELT przyszłość astronomii optycznej? Astronomowie, którzy prowadzą obserwacje lub pracują z danymi obserwacyjnymi często stwierdzają, że przydałaby się większa rozdzielczość lub

Bardziej szczegółowo

Wszechświat cząstek elementarnych WYKŁAD 5

Wszechświat cząstek elementarnych WYKŁAD 5 Wszechświat cząstek elementarnych WYKŁAD 5 Maria Krawczyk, Wydział Fizyki UW 17.III.2010 Oddziaływania: elektromagnetyczne i grawitacyjne elektromagnetyczne i silne (kolorowe) Biegnące stałe sprzężenia:

Bardziej szczegółowo

Soczewki grawitacyjne narzędziem Kosmologii

Soczewki grawitacyjne narzędziem Kosmologii Zjazd P.T.A. Kraków 14-18.09.2009 Sesja Kosmologiczna Soczewki grawitacyjne narzędziem Kosmologii Marek Biesiada Zakład Astrofizyki i Kosmologii Instytut Fizyki Uniwersytetu Śląskiego w Katowicach Filary

Bardziej szczegółowo

WYMAGANIA EDUKACYJNE Z FIZYKI

WYMAGANIA EDUKACYJNE Z FIZYKI WYMAGANIA EDUKACYJNE Z FIZYKI KLASA III Drgania i fale mechaniczne Wymagania na stopień dopuszczający obejmują treści niezbędne dla dalszego kształcenia oraz użyteczne w pozaszkolnej działalności ucznia.

Bardziej szczegółowo

PRÓBNY EGZAMIN MATURALNY Z FIZYKI I ASTRONOMII

PRÓBNY EGZAMIN MATURALNY Z FIZYKI I ASTRONOMII Miejsce na naklejkę z kodem dysleksja PRÓBNY EGZAMIN MATURALNY Z FIZYKI I ASTRONOMII Arkusz I Czas pracy 120 minut ARKUSZ I Instrukcja dla zdającego 1. Proszę sprawdzić, czy arkusz egzaminacyjny zawiera

Bardziej szczegółowo

Wyznaczanie rozmiarów szczelin i przeszkód za pomocą światła laserowego

Wyznaczanie rozmiarów szczelin i przeszkód za pomocą światła laserowego Ćwiczenie O5 Wyznaczanie rozmiarów szczelin i przeszkód za pomocą światła laserowego O5.1. Cel ćwiczenia Celem ćwiczenia jest wykorzystanie zjawiska dyfrakcji i interferencji światła do wyznaczenia rozmiarów

Bardziej szczegółowo

Pierwsze światło największego na świecie teleskopu promieniowania gamma

Pierwsze światło największego na świecie teleskopu promieniowania gamma Pierwsze światło największego na świecie teleskopu promieniowania gamma 26 lipca 2012 r. pracę w Namibii rozpoczął teleskop H.E.S.S. II. Przeznaczony do obserwacji Wszechświata w zakresie promieniowania

Bardziej szczegółowo

Metody badań spektroskopowych

Metody badań spektroskopowych Metody badań spektroskopowych Program wykładu Wstęp A. Spektroskopia optyczna 1. Podstawy spektroskopii optycznej 1.1 Promieniowanie elektromagnetyczne 1.2 Kwantowanie energii 1.3 Emisja i absorpcja promieniowania

Bardziej szczegółowo

ZOO galaktyk i odkrywanie egzoplanet poprzez EU-HOU w internecie. dr Krzysztof Rochowicz Zakład Dydaktyki Fizyki UMK

ZOO galaktyk i odkrywanie egzoplanet poprzez EU-HOU w internecie. dr Krzysztof Rochowicz Zakład Dydaktyki Fizyki UMK ZOO galaktyk i odkrywanie egzoplanet poprzez EU-HOU w internecie dr Krzysztof Rochowicz Zakład Dydaktyki Fizyki UMK Plan prezentacji Astronomia w komputerze: krótki wstęp przewodnik Galaktyczne ZOO i ZOONIVERSE

Bardziej szczegółowo

Rotacja. W układzie związanym z planetą: siła odśrodkowa i siła Coroilisa. Potencjał efektywny w najprostszym przypadku (przybliżenie Roche a):

Rotacja. W układzie związanym z planetą: siła odśrodkowa i siła Coroilisa. Potencjał efektywny w najprostszym przypadku (przybliżenie Roche a): Rotacja W układzie związanym z planetą: siła odśrodkowa i siła Coroilisa. Potencjał efektywny w najprostszym przypadku (przybliżenie Roche a): Φ = ω2 r 2 sin 2 (θ) 2 GM r Z porównania wartości potencjału

Bardziej szczegółowo

WYMAGANIA EDUKACYJNE Z FIZYKI KLASA III GIMNAZJUM

WYMAGANIA EDUKACYJNE Z FIZYKI KLASA III GIMNAZJUM WYMAGANIA EDUKACYJNE Z FIZYKI KLASA III GIMNAZJUM DZIAŁ I. PRĄD ELEKTRYCZNY - co to jest prąd elektryczny - jakie są jednostki napięcia elektrycznego - jaki jest umowny kierunek płynącego prądu - co to

Bardziej szczegółowo

Namagnesowane galaktyki

Namagnesowane galaktyki FOTON 99, Zima 2007 9 Namagnesowane galaktyki Marek Urbanik Obserwatorium Astronomiczne UJ w Krakowie Od Redakcji: Redakcja dedykuje poniższy artykuł wszystkim uczestnikom spotkania Problemy dydaktyki

Bardziej szczegółowo

Najprostszą soczewkę stanowi powierzchnia sferyczna stanowiąca granicę dwóch ośr.: powietrza, o wsp. załamania n 1. sin θ 1. sin θ 2.

Najprostszą soczewkę stanowi powierzchnia sferyczna stanowiąca granicę dwóch ośr.: powietrza, o wsp. załamania n 1. sin θ 1. sin θ 2. Ia. OPTYKA GEOMETRYCZNA wprowadzenie Niemal każdy system optoelektroniczny zawiera oprócz źródła światła i detektora - co najmniej jeden element optyczny, najczęściej soczewkę gdy system służy do analizy

Bardziej szczegółowo

Odległość kątowa. Liceum Klasy I III Doświadczenie konkursowe 1

Odległość kątowa. Liceum Klasy I III Doświadczenie konkursowe 1 Liceum Klasy I III Doświadczenie konkursowe 1 Rok 2015 1. Wstęp teoretyczny Patrząc na niebo po zachodzie Słońca mamy wrażenie, że znajdujemy się pod rozgwieżdżoną kopułą. Kopuła ta stanowi połowę tzw.

Bardziej szczegółowo

Akrecja przypadek sferyczny

Akrecja przypadek sferyczny Akrecja Akrecja przypadek sferyczny Masa: M Ośrodek: T, ρ Gaz idealny Promień Bondiego r B= Tempo akrecji : M =4 r 2b c s n m H GM C 2s GMm kt R Akrecja Bondiego-Hoyla GM R= 2 v M = 2π R 2 vρ = 2π G 2

Bardziej szczegółowo

Spektroskopia magnetycznego rezonansu jądrowego - wprowadzenie

Spektroskopia magnetycznego rezonansu jądrowego - wprowadzenie Spektroskopia magnetycznego rezonansu jądrowego - wprowadzenie Streszczenie Spektroskopia magnetycznego rezonansu jądrowego jest jedną z technik spektroskopii absorpcyjnej mającej zastosowanie w chemii,

Bardziej szczegółowo

Pole elektromagnetyczne. POLE ELEKTROMAGNETYCZNE - pewna przestrzeń, w której obrębie cząstki oddziałują na siebie elektrycznie i magnetycznie.

Pole elektromagnetyczne. POLE ELEKTROMAGNETYCZNE - pewna przestrzeń, w której obrębie cząstki oddziałują na siebie elektrycznie i magnetycznie. Pole elektromagnetyczne POLE ELEKTROMAGNETYCZNE - pewna przestrzeń, w której obrębie cząstki oddziałują na siebie elektrycznie i magnetycznie. INDUKCJA ELEKTROMAGNETYCZNA zjawisko powstawania siły elektromagnetycznej

Bardziej szczegółowo

Analiza danych z nowej aparatury detekcyjnej "Pi of the Sky"

Analiza danych z nowej aparatury detekcyjnej Pi of the Sky Uniwersytet Warszawski Wydział Fizyki Bartłomiej Włodarczyk Nr albumu: 306849 Analiza danych z nowej aparatury detekcyjnej "Pi of the Sky" Praca przygotowana w ramach Pracowni Fizycznej II-go stopnia pod

Bardziej szczegółowo

Analiza działania kolektora typu B.G z bezpośrednim grzaniem. 30 marca 2011

Analiza działania kolektora typu B.G z bezpośrednim grzaniem. 30 marca 2011 Analiza działania kolektora typu B.G z bezpośrednim grzaniem. 30 marca 2011 Założenia konstrukcyjne kolektora. Obliczenia są prowadzone w kierunku określenia sprawności kolektora i wszelkie przepływy energetyczne

Bardziej szczegółowo

Wyznaczanie stałej słonecznej i mocy promieniowania Słońca

Wyznaczanie stałej słonecznej i mocy promieniowania Słońca Wyznaczanie stałej słonecznej i mocy promieniowania Słońca Jak poznać Wszechświat, jeśli nie mamy bezpośredniego dostępu do każdej jego części? Ta trudność jest codziennością dla astronomii. Obiekty astronomiczne

Bardziej szczegółowo

Wstęp do astrofizyki I

Wstęp do astrofizyki I Wstęp do astrofizyki I Wykład 7 Tomasz Kwiatkowski 17 listopad 2010 r. Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 7 1/1 Plan wykładu Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 7 2/1 Refraktory

Bardziej szczegółowo

Informacje ogólne. 45 min. test na podstawie wykładu Zaliczenie ćwiczeń na podstawie prezentacji Punkty: test: 60 %, prezentacja: 40 %.

Informacje ogólne. 45 min. test na podstawie wykładu Zaliczenie ćwiczeń na podstawie prezentacji Punkty: test: 60 %, prezentacja: 40 %. Informacje ogólne Wykład 28 h Ćwiczenia 14 Charakter seminaryjny zespołu dwuosobowe ~20 min. prezentacje Lista tematów na stronie Materiały do wykładu na stronie: http://urbaniak.fizyka.pw.edu.pl Zaliczenie:

Bardziej szczegółowo

Interferometr Michelsona zasada i zastosowanie

Interferometr Michelsona zasada i zastosowanie Interferometr Michelsona zasada i zastosowanie Opracował: mgr Przemysław Miszta, Zakład Dydaktyki Instytut Fizyki UMK, przy wydatnej pomocy ze strony Zakładu Biofizyki i Fizyki Medycznej IF UMK Interferencja

Bardziej szczegółowo

Interferencja jest to zjawisko nakładania się fal prowadzące do zwiększania lub zmniejszania amplitudy fali wypadkowej. Interferencja zachodzi dla

Interferencja jest to zjawisko nakładania się fal prowadzące do zwiększania lub zmniejszania amplitudy fali wypadkowej. Interferencja zachodzi dla Interferencja jest to zjawisko nakładania się fal prowadzące do zwiększania lub zmniejszania amplitudy fali wypadkowej. Interferencja zachodzi dla wszystkich rodzajów fal, we wszystkich ośrodkach, w których

Bardziej szczegółowo

LABORATORIUM METROLOGII

LABORATORIUM METROLOGII LABORATORIUM METROLOGII POMIARY TEMPERATURY NAGRZEWANEGO WSADU Cel ćwiczenia: zapoznanie z metodyką pomiarów temperatury nagrzewanego wsadu stalowego 1 POJĘCIE TEMPERATURY Z definicji, która jest oparta

Bardziej szczegółowo

http://www.astrouw.edu.pl/ kiraga/elem.html http://eclipse.gsfc.nasa.gov/eclipse.html

http://www.astrouw.edu.pl/ kiraga/elem.html http://eclipse.gsfc.nasa.gov/eclipse.html http://www.astrouw.edu.pl/ kiraga/elem.html http://eclipse.gsfc.nasa.gov/eclipse.html Podstawowe typy instrumentów optycznych Ludzkie oko: obraz szerokokątny o rozdzielczości 1, czas reakcji 1/50 s. średnica

Bardziej szczegółowo

Fale elektromagnetyczne w medycynie i technice

Fale elektromagnetyczne w medycynie i technice V Edycja Od Einsteina Do... Temat XI Podaj własne opracowanie dowolnego tematu technicznego. Fale elektromagnetyczne w medycynie i technice Prace wykonały : -Marcelina Grąbkowska -Marcelina Misiak -Edyta

Bardziej szczegółowo

ABC TECHNIKI SATELITARNEJ

ABC TECHNIKI SATELITARNEJ MARIAN POKORSKI MULTIMEDIA ACADEMY ABC TECHNIKI SATELITARNEJ ROZDZIAŁ 3 ANTENY SATELITARNE ANYENY DLA TV NAZIEMNEJ www.abc-multimedia.eu MULTIMEDIA ACADEMY *** POLSKI WKŁAD W PRZYSZŁOŚĆ EUROPY 3. Anteny

Bardziej szczegółowo

WPROWADZENIE DO GWIAZD ZMIENNYCH. Tadeusz Smela

WPROWADZENIE DO GWIAZD ZMIENNYCH. Tadeusz Smela WPROWADZENIE DO GWIAZD ZMIENNYCH Tadeusz Smela Kiedy patrzymy na pogodne niebo w nocy można odnieść wrażenie, że gwiazdy są niezmienne. Oprócz migotania wywołanego niestabilnością atmosfery, gwiazdy wydają

Bardziej szczegółowo

Kosmografia. czyli rozkład obiektów w przestrzeni

Kosmografia. czyli rozkład obiektów w przestrzeni Kosmografia czyli rozkład obiektów w przestrzeni Oparte na materiałach z licznych, trudnych do wyliczenia i zapamiętania źródeł, którym pozostaję wdzięczny Jednostki odległości: rok św. = 9.5*10^{12} km

Bardziej szczegółowo