Gwiazdy - podstawowe wiadomości
|
|
- Katarzyna Michalik
- 7 lat temu
- Przeglądów:
Transkrypt
1 Gwiazdy - podstawowe wiadomości Gwiazdy przez długi czas były uważane za dekorację ziemskiego nieba W katalogach starożytnych (Hipparch, Ptolemeusz) wprowadzone zostały wielkości gwiazdowe. Gwiazdy najjaśniejsze były pierwszej wielkości, a najsłabsze szóstej. Wielkości gwiazdowe są używane do tej pory, ale wprowadzono zależność pomiędzy różnicą wielkości gwiazdowych a stosunkiem strumieni energii promieniowania który mierzymy od dwóch różnych gwiazd. ( ) f1 m 1 m 2 = 2.5log Im większa wielkość gwiazdowa tym słabsza jest gwiazda. Różnica 5 wielkości gwiazdowych, oznacza że jedna gwiazda jest 100 razy jaśniejsza niż druga. Syriusz, najjaśniejsza gwiazda nocnego nieba (mag = -1.5) jest około 1000 razy jaśniejsza od najsłabszych gwiazd widocznych gołym okiem (mag = 6) f 2
2 Katalogi gwiazd tworzone w starożytności pozwoliły E. Halleyowi w 1718 r na stwierdzenie ruchów własnych gwiazd (Syriusz, Arktur Aldebaran) Gwiazdą o największym ruchu własnym jest niewidoczna gołym okiem gwiazda Bernarda: (10 /rok) Pomiary paralaksy heliocentrycznej umożliwiły bezpośrednie pomiary odległości (chociaż tylko do pobliskich gwiazd) Spektroskopia od około 1860 (umożliwia identyfikację linii widmowych, co pozwala na określenie składu chemicznego powierzchni i panujących tam warunków takich jak temperatura i ciśnienie) Obserwacje spektroskopowe umożliwiają również pomiary prędkości radialnych: Keeler (1890), Vogel (1892) Klasyfikacja widmowa gwiazd została wykonana w oparciu o obecność linii widmowych. Najczęściej spotykane typy widmowe to (od gwiazd najgorętszych do najchłodniejszych): O B A F G K M
3 Wielkość absolutna Ponieważ gwiazdy znajdują się na bardzo różnych odległościach do porównywania jasności gwiazd wprowadzono tak zwaną wielkość absolutną. Jest to wielkość gwiazdowa jaką gwiazda miałaby gdyby była obserwowana z odległości 10 pc. Pomiędzy obserwowaną wielkością gwiazdową (m) a wielkością absolutną (M) mamy następującą zależność: m M = 5log(d) 5 + A, gdzie d jest odległością do gwiazdy wyrażoną parsekach, a A jest ekstynkcją Wielkość absolutna Słońca wynosi około 4.8 Większość gwiazd ma masę i jasność mniejszą niż Słońce (spośród gwiazd w 100 najbliższych gwiazd tylko 4 są jaśniejsze od Słońca: alfa Centauri A, Syriusz, Procjon i Altair).
4 Rozmiary gwiazd Pomiary zmian jasności i zmian prędkości radialnych dla gwiazd zaćmieniowych Pomiery zmian jasności podczas zakrycia gwiazd przez Księżyc interferometria: J.A. Anderson i F.G. Pease (1919) Poznanie własności gwiazd umożliwiło pomiary odległości metodami pośrednimi (np. porównanie jasności obserwowanej z jasnością absolutną).
5 Diagram Hertzsprunga - Russella (kolor - jasność)
6 Masy gwiazd Masy gwiazd: układy podwójne (III prawo Keplera) wizualny lub spektroskopowe Do pomiarów masy gwiazd najlepsze są rozdzielone układy zaćmieniowe dla których można wykonać pomiary zmian jasności i prędkości radialnych Z pomiarów mamy okres orbitalny układu P, półamplitudy prędkości radialnych (K 1 i K 2, przy występowaniu zaćmień możemy ocenić wartość nachylenia płaszczyzny orbitalnej do kierunku obserwacji (i).
7 Gwiazdy ciągu głównego: stabilna synteza termojądrowa wodoru w hel (cykl p-p, cykl CNO) Olbrzymy - palenie wodoru w cienkiej sferycznej warstwie Nadolbrzymy - olbrzymy o wielkich jasnościach czasem wiele sferycznych warstw z reakcjami termojądrowymi Koniec ewolucji gwiazdowej: białe karły - równowaga utrzymywana przez degenerację elektronów (Syriusz B, Procjon B) gwiazdy neutronowe - degeneracja neutronów (pulsar w mgławicy Krab) czarne dziury (Cygnus X-1)
8
9 Rysunek: Wielka Mgławica Oriona (M57)
10 Powstawanie i ewolucja gwiazd Materia międzygwiazdowa: absorbcja i nadwyżka barwy. Mgławice absorbcyjne, emisyjne i refleksyjne. Obłoki gazowo - pyłowe i cząsteczkowe Niestabilność i zapadanie się obłoku (masa Jeansa M J ) Powstawanie gwiazd - gromady gwiazd; Kontrakcja na ciąg główny (gwiazdy typu T Tauri). Dyski protoplanetarne Gwiazdy Ciągu Głównego późniejsze etapy ewolucji Powrót części gazu do ośrodka międzygwiazdowego: wiatry gwiazdowe, mgławice planetarne, wybuchy supernowych
11 Rysunek: Mgławica planetarna Hantle (M27)
12 Rysunek: Mgławica planetarna Pierścień (M57)
13 Gwiazdy ciągu głównego Gwiazda wieku zerowego ma jednorodny skład chemiczny. Główne źródło energii: reakcje termojądrowe stabilna synteza termojądrowa wodoru w hel (cykl p-p, cykl CNO). Masy początkowe mas Słońca. Rozmiary R: promieni Słońca Temperatury efektywne T ef : K jasność L: jasności Słońca Typy widmowe od najchłodniejszych do najgorętszych: (M,K,G,F,A,B,O) Zależność promień - masa:r M 0.8 gwiazdy małomasywne, R M 0.6 gwiazdy masywne Zależność jasność - masa: L M 3.5 (masywniejsze gwiazdy żyją krócej niż mniej masywne). Główne parametry: masa i skład chemiczny.
14 Czerwone olbrzymy Masa: kilka mas Słońca. Promienie: kilka - kilkaset promieni Słońca Budowa wewnętrzna: gęste jądro, rozległa otoczka. Jasności: od kilkunastu do kilku tysięcy jasności Słońca.
15 Nadolbrzymy Zaawansowane ewolucyjnie, masywne gwiazdy Skomplikowana budowa wewnętrzna: H, He, C,O, S, Si, Mg, Fe Masywne gwiazdy na ostatnim etapie ewolucji zawieraja żelazne ja dro, którego zapadniȩcie siȩ kończy ewolucjȩ i jest przyczyna wybuchu supernowej typu II (gwiazdy z otoczka wodorowa ), lub typu Ib/c (gwiazdy które otoczkȩ wodorowa już odrzuciły). W wyniku zapadniȩcia siȩ ja dra powstaje gwiazda neutronowa lub czarna dziura.
16 Białe karły odkrycie w końcu XIX w. (Syriusz B, Procjon B) koniec ewolucji gwiazd o masach początkowych mniejszych niż ok. 8 mas Słońca równowaga utrzymywana przez degenerację elektronów pojedyńcze i izolowane białe karły - stygniȩcie (brak reakcji termoja drowych) Masa większości obserwowanych B.K. ok. 0.6 M Promień około 0.01 R Masa maksymalna (masa Chandrasekhara): ok. 1.4 M białe karły w układach podwójnych gwiazdy symbiotyczne (z olbrzymami) gwiazdy kataklizmiczne (układy podwójne półrozdzielone) - wybuchy gwiazd nowych na skutek akrecji z gwiazdy towarzysza cej b.k. może przekroczyć masȩ krytyczna - wybuch supernowej typu Ia
17 Gwiazdy neutronowe Przewidywane teoretyczne w latach 30-tych XX w. (obiekty których równowagȩ zapewnia degeneracja neutronów) Odkrycie pulsarów (przykład: pulsar w mgławicy Krab) Promień około kilkanaście km Masa około 1.4 masy Słońca. Masa maksymalna - poniżej 3 masy Słońca samotne gwiazdy neutronowe - stygna (możliwa akrecja z ośrodka miȩdzygwiazdowego g.n. w układach podwójnych - układy rentgenowskie
18 Czarne dziury Promień grawitacyjny nierotującej czarnej dziury: Dla Słońca R g = 3 km R g = 2GM c 2 same nie promieniuja gaz poruszaja cy siȩ w pobliżu czarnej dziury może być źródłem promieniowania czarne dziury w układach podwójnych - układy rentgenowskie (od gwiazd neutronowych różnia siȩ masa i brakiem stałej powierzchni) pierwszy kandydat na gwiazdowa czarna dziurȩ Cygnus X -1
19 Brązowe karły Masy brązowych karłów zawierają się pomiȩdzy 0.01 a 0.08 masy Słońca ( mas Jowisza) Mają zbyt małą masę aby w ich wnȩtrzu temperatura mogła być wystarczaja ca do stabilnych reakcji termoja drowych zamieniaja cych wodoru na hel Powolne stygnicecie powoduje spadek jasności i temperatury powierzchniowej (dość jasne gdy sa młode, potem trudne do zaobserwowania) stare bra zowe karły maja promień - około 0.1 promienia Słońca.
20 Planety poza Układem Słoneczym odkrycie planet wokół pulsara PSR (Wolszczan 1992) odkrycie planety wokĺ gwiazdy 51 Pegaza (1995, okres orbitalny około 4 dni) Najważniejsze metody poszukiwania planet pomiary zmian prȩdkości radialnych gwiazd macierzystych pomiary fotometryczne niewielkich zmian jasności zwia zanych z przejściem planety na tle tarczy gwiazdy (potrzeba potwierdzenia spektroskopowego odpowiednio małej zmiany prȩdkości radialnej macierzystej gwiazdy) mikrosoczewkowanie grawitacyjne: pomiary zaburzeń zmian blasku gwiazd wywoływanego polem grawitacyjnym obiektów znajdujących się pomiędzy obserwatorem a źródłem światła obecnie znanych jest ponad 700 planet pozasłoneczncych kłopoty z określeniem kiedy mamy do czynienia z planeta (czaem przyjmuje siȩ, że jest to obiekt o masie mniejszej niż ok. 10 mas Jowisza)
21 Gwiazdy zaćmieniowe gwiazdy zaćmieniowe: gwiazdy podwójne w których obserwujemy zaćmienia. Abyśmy mogli obserwować zaćmienia musimy się znajdować blisko płaszczyzny orbitalnej układu. Niezwykle ważne źródło informacji o rozmiarach i masach gwiazd. Gwiazdy rozdzielone Gwiazdy półrozdzielone Gwiazdy kontaktowe
22 Gwiazdy pulsujące Najważniejsze typy gwiazd pulsuja cych: Cefeidy - nadolbrzymy typu widmowego F-G przechodza ce przez główny pas niestabilności. Zależność okres - jasność dla Cefeid jest wykorzystywana przy wyznaczaniu odległości do sąsiednich galaktyk, a tym samym do wyznaczenia skali odległości we Wszechświecie. Okresy zazwyczaj w zakresie od kilku do kilkudziesiȩciu dni. Gwiazdy typu RR Lyrae - olbrzymy na gałęzi horyzontalej znajduja ce siȩ w głównym pasie niestabilności (gwiazdy II populacji - stare o małej zawartości metali ) Miry: gwiazdy gałȩzi asymptotycznej zmieiaja ce swa jasność w okresie kilkuset dni czasami o czynnik (10 wielkości gwiazdowych). gwiazdy półregularne o dużych amplitudach delta Scuti
23 coraz dokładniejsze obserwacje pozwoliły na stwierdzenie zmian jasności o małych amplitudach (beta Cephei,, oscylacje czerwonych olbrzymów, gwiazdy z oscylacjami podobnymi do słonecznych)
24 Rysunek: Położenie gwiazd pulsujących na diagramie H-R
25 Gwiazdy o nagłych zmianach jasności gwiazdy rozbłyskowe - czerwone karły o małych jasnościach na ktŕych dochodzi do rozbłysków zwia zanych ze zmiana struktury pola magnetycznego (podobnych do rozbłysków słonecznych) Gwiazdy kataklizmiczne - ciasne układy podwójne zawieraja ce białego karła. nowe klasyczne - wybuch temoja drowy przy powierzchni b.k. nowe karłowate- niestabilności w dysku akrecyjnym wokół b.k. LBV (luminous blue variables)- gwiazdy o bardzo dużych jasnościach które moga podlegać gwałtownej utracie masy.
26 Supernowe Supernowe typu Ia - eksplozje termoja drowe białych karłów które przekroczyły granicce Chandrasekhara (maksymalnie dopuszczalna masȩ dla białych karłów). Bardzo ważne przy pomiarach odległości we Wszechświecie (maja dość dobrze określone jasności i sa bardzo jasne) Supernowe typu II, Ib, Ic - koniec ewolucji gwiazd masywnych zapadniȩcie żelaznego ja dra gwiazdy prowadzi do odrzucenia warstw zewnȩtrznych. Zapadniȩciu ja dra towarzyszy emisja neutrin. Zaobserwowano neutrina z SN 1987A w Wielkim Obłoku Magellana.
27 Rysunek: Mgławica Krab (M1) - pozostałość po supernowej SN 1054
28 Inne przyczyny zmiany jasności gwiazd gwiazdy z plamami mikrosoczewkowanie grawitacyjne
29 Gromady gwiazd Zbiorowiska gwiazd zwia zanych ze soba grawitacyjnie. Gwiazdy w gromadach powinny mieć ten sam wiek i zbliżony skład chemiczny co pomaga w testowaniu teori ewolucji gwiazd.
30 Gromady otwarte : skupiska kilkuset - kilku tysięcy gwiazd wiek od kilku milionów do kilku miliardów lat, związane z płaszczyzną Drogi Mlecznej. I Populacja - gwiazdy związane z dyskiem Galaktyki o większej zawartości metali niż obiekty II Populacji W naszej Galaktyce znamy ponad tysiąc gromad otwartych i liczne gromady w pobliskich Obłokach Magellana. Najbardziej znane: Hiady, Plejady.
31 Rysunek: Gromada otwarta Plejady (M 45).
32 Rysunek: Diagram H-R dla Plejad.
33 Gromady kuliste : W naszej Galaktyce znamy ok. 160 gromad kulistych. Gęste skupiska od kilkanastu tysięcy do ponad miliona gwiazd Jedne z najstarszych obiektów w naszej Galaktyce (wiek około 10 miliardów lat) rozłożone sferycznie symetrycznie wokół Centrum Galaktyki. II Populacja (gwiazdy o małej zawartości pierwiastków ciȩższych od helu - metali i orbitach nachylonych pod dowolnym ka tem do płaszczyzny dysku galaktycznego) charakterystyczne gwiazdy: gwiazdy typu RR Lyr i błękitni maruderzy Największa gromada kulista naszej Galaktyki ω Cen może być centralną częścią niewielkiej galaktyki pochłoniętej przez Galaktykę
34 Rysunek: Gromada kulista M 13 w gwiazdozbiorze Herkulesa.
35 Rysunek: Diagram H-R dla gromady kulistej.
36 Rysunek: Diagram H-R dla gromady otwartych w różnym wieku.
37 Galaktyka
38 Układ kilkuset miliardów gwiazd i wielu miliardów mas słońca gazu w którym znajduje się Słońce Ośrodek międzygwiazdowy - obłoki molekularne - możliwość formowania się nowych gwiazd. Odległość Słońca od Centrum Galaktyki ok. 8.5 kpc. Okres obiegu ok. 200 mln lat. Masa wewnątrz orbity Słońca ok M Średnica dysku Galaktyki - ok 30 kpc. Całkowita jasność ok. 20 mld jasności Słońca
39 Budowa Galaktyki Centrum Galaktyki: najprawdopodobniej czarna dziura o masie ok. 3.6 mln M źródło promieniowania radiowego i rentgenowskiego. Zgrubienie centralne (najprawdopodobniej poprzeczka), dysk (Populacja I) populacja sferyczna (Populacja II). Całkowita masa Galaktyki szacowana jest na podstawie pomiarów prędkości radialnych obłoków neutralnego wodoru, odległych od Centrum gromad kulistych i małych galaktyk znajdujących się w pobliżu. Liniowy wzrost masy z odległością - ciemna materia.
40
41
42 Galaktyki Problem mgławic pozagalaktycznych - nieroztrzygnięty do 1924r. Obserwacje cefeidy w Wielkiej Mgławicy Andromedy (Hubble 1924) - galaktyki stanowią odrębne systemy gwiazd podobne do naszej Galaktyki Podstawowe typy morfologiczne galaktyk: eliptyczne (o różnym stopniu spłaszczenia) spiralne (o różnych rozmiarach i jasności części centralnej i wyodrębnieniu ramion spiralnych) i spiralne z poprzeczką nieregularne.
43 Rysunek: Wielki Obłok Magellana
44 Rysunek: Mały Obłok Magellana i gromada kulista 47 Tuc
45 Rysunek: Galaktyka spiralna M31 (Wielka Mgławica w Andromedzie)
46 Rysunek: Galaktyka spiralna M81
47 Rysunek: Galaktyka spiralna M51
48 Rysunek: Galaktyka spiralna z poprzeczką NGC 1300
49 Rysunek: Nietypowa galaktyka eliptyczna NGC 5128 (Cen A)
50 Rysunek: Galaktyka eliptyczna M87
51 Grupy i gromady galaktyk Obłoki Magellana, galaktyka karłowata w Strzelcu. Lokalna Grupa Galaktyk: Galaktyka, M31, M33, Obłoki Magellana + kilkadziesiąt małych galaktyk. Grupy galaktyk: kilka - kilkadziesiąt galaktyk Gromady galaktyk: kilkaset - wiele tysięcy. Zderzenia galaktyk: sprężenie gazu - gwałtowne tworzenie się młodych masywnych gwiazd - wiatry gwiazdowe i wybuchy supernowych zasilenie gazem centralnych obszarów galaktyk.
52 Rysunek: Kwintet Stefana - silnie oddziałująca grupa galaktyk
53 Rysunek: Centralna część gromady galaktyk w Pannie
54 Rysunek: Centralna część gromady galaktyk w Warkoczu Bereniki
55 Aktywne jądra galaktyk Galaktyki Seyferta - o bardzo jasnych jądrach. Radioastronomia: odkrycie radiogalaktyk i kwazarów 3C273 - pierwszy kwazar dla którego zidentyfikowano linie widmowe. Były to linie wodoru przesunięte ku czerwieni o z=0.158, co oznacza, że oddala się od nas z prędkością prawie km/s. Jeżeli prędkośc ta była związana z ekspansją Wszechświata, to musiał być bardzo daleko i być bardzo jasny (100 razy jaśniejszy niż duża galaktyka). Aktywne jądra galaktyk (galaktyki Seyferta, radiogalaktyki, kwazary) - opadanie materii na bardzo masywne czarne dziury Okres najwiekszej aktywności już minął.
56 Kosmologia Ogólna Teoria Względności: geometryczny opis czasoprzestrzeni (Einstein 1915) Niestabilność rozwiązań dla modeli jednorodnych i izotropowych (Lemaitre, Friedman) - modele otwarte i zamknięte. Gęstość krytyczna - model płaski: ρ c = 3H2 8πG kg/m 3 Bezwymiarowy parametr gęstości Ω = ρ ρ c
57 Obserwacyjne stwierdzenie oddalania się odległych galaktyk (Hubble 1929) Prawo Hubble a: v = H r H - stała Hubble a (wg obecnych ocen H 70km/s/Mpc) Teoria pierwotnej nukleosyntezy ok. 74% masy barionów - wodór ok 26% - hel śladowa ilość pierwiastków cięższych: lit, beryl Odkrycie reliktowego promieniowania tła (1965) (widmo promieniowania ciała doskonale czarnego o T 2.7K)
58 Obserwacje odległych supernowych, fluktuacji mikrofalowego promieniowania tła i obserwacje rozkładu i prędkości galaktyk pozwoliły na ustalenie względnego udziału ciemnej materii i ciemnej energii Zestawienie składowych masy-energii Wszechświata materia świecąca materia barionowa ciemna materia ciemna energia Powstawanie galaktyk i gromad galaktyk: rozwój niestabilności grawitacyjnej pierwotnych zaburzeń rozkładu ciemnej materii
Gwiazdy - podstawowe wiadomości
Gwiazdy - podstawowe wiadomości Gwiazdy przez długi czas były uważane za dekorację ziemskiego nieba W katalogach starożytnych (Hipparch, Ptolemeusz) wprowadzone zostały wielkości gwiazdowe. Gwiazdy najjaśniejsze
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 szczegółowoDane o kinematyce gwiazd
Wykład 10 - Charakterystyka podstawowych systemów gwiazdowych: otoczenie Słońca, Galaktyka, gromady gwiazd, galaktyki, grupy i gromady galaktyk. Ciemna materia. 25.05.2015 Dane o kinematyce gwiazd Ruchy
Bardziej szczegółowoWykład 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 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 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 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 szczegółowoOdległość mierzy się zerami
Odległość mierzy się zerami Jednostki odległości w astronomii jednostka astronomiczna AU, j.a. rok świetlny l.y., r.św. parsek pc średnia odległość Ziemi od Słońca odległość przebyta przez światło w próżni
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 szczegółowoTeoria Wielkiego Wybuchu FIZYKA 3 MICHAŁ MARZANTOWICZ
Teoria Wielkiego Wybuchu Epoki rozwoju Wszechświata Wczesny Wszechświat Epoka Plancka (10-43 s): jedno podstawowe oddziaływanie Wielka Unifikacja (10-36 s): oddzielenie siły grawitacji od reszty oddziaływań
Bardziej 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 szczegółowoTo ciała niebieskie o średnicach większych niż 1000 km, obiegające gwiazdę i nie mające własnych źródeł energii promienistej, widoczne dzięki
Jest to początek czasu, przestrzeni i materii tworzącej wszechświat. Podstawę idei Wielkiego Wybuchu stanowił model rozszerzającego się wszechświata opracowany w 1920 przez Friedmana. Obecnie Wielki Wybuch
Bardziej szczegółowoSkala jasności w astronomii. Krzysztof Kamiński
Skala jasności w astronomii Krzysztof Kamiński Obserwowana wielkość gwiazdowa (magnitudo) Skala wymyślona prawdopodobnie przez Hipparcha, który podzielił gwiazdy pod względem jasności na 6 grup (najjaśniejsze:
Bardziej szczegółowoOPIS MODUŁ KSZTAŁCENIA (SYLABUS)
OPIS MODUŁ KSZTAŁCENIA (SYLABUS) I. Informacje ogólne: 1 Nazwa modułu Astronomia ogólna 2 Kod modułu 04-A-AOG-90-1Z 3 Rodzaj modułu obowiązkowy 4 Kierunek studiów astronomia 5 Poziom studiów I stopień
Bardziej szczegółowoOPIS MODUŁ KSZTAŁCENIA (SYLABUS)
OPIS MODUŁ KSZTAŁCENIA (SYLABUS) I. Informacje ogólne: 1 Nazwa modułu kształcenia Astronomia ogólna 2 Kod modułu kształcenia 04-ASTR1-ASTROG90-1Z 3 Rodzaj modułu kształcenia obowiązkowy 4 Kierunek studiów
Bardziej szczegółowoEwolucja pod gwiazdami
Ewolucja pod gwiazdami Promieniowanie elektromagnetyczne Ciało doskonale czarne (promiennik zupełny) Tak świeci (widmo ciągłe) ciało znajdujące się w równowadze termodynamicznej Gwiazdy gorące są niebieskie,
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 szczegółowoWPROWADZENIE 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 szczegółowoV1309 SCORPII: Tragiczny koniec układu podwójnego i narodziny nowej gwiazdy
V1309 SCORPII: Tragiczny koniec układu podwójnego i narodziny nowej gwiazdy Romuald TYLENDA Centrum Astronomiczne im. M.Kopernika, PAN Zakład Astrofizyki w Toruniu Zlot Miłośników Astronomii Barbarka,
Bardziej szczegółowoEkspansja Wszechświata
Ekspansja Wszechświata Odkrycie Hubble a w 1929 r. Galaktyki oddalają się od nas z prędkościami wprost proporcjonalnymi do odległości. Prędkości mierzymy za pomocą przesunięcia ku czerwieni efekt Dopplera
Bardziej szczegółowoEwolucja w układach podwójnych
Ewolucja w układach podwójnych Tylko światło Temperatura = barwa różnica dodatnia różnica równa 0 różnica ujemna Jasnośd absolutna m M 5 log R 10 pc Diagram H-R Powstawanie gwiazd Powstawanie gwiazd ciśnienie
Bardziej szczegółowoGalaktyki 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 szczegółowoZderzenie galaktyki Andromedy z Drogą Mleczną
Zderzenie galaktyki Andromedy z Drogą Mleczną Katarzyna Mikulska Zimowe Warsztaty Naukowe Naukowe w Żninie, luty 2014 Wszyscy doskonale znamy teorię Wielkiego Wybuchu. Wiemy, że Wszechświat się rozszerza,
Bardziej szczegółowoWszechświat: spis inwentarza. Typy obiektów Rozmieszczenie w przestrzeni Symetrie
Wszechświat: spis inwentarza Typy obiektów Rozmieszczenie w przestrzeni Symetrie Curtis i Shapley 1920 Heber D. Curtis 1872-1942 Mgławice spiralne są układami gwiazd równoważnymi Drodze Mlecznej Mgławice
Bardziej szczegółowoRozciągłe obiekty astronomiczne
Galaktyki Przykłady obiektów rozciągłych Mgławice poza Galaktyką? Hubble: Wszechświat,,wyspowy'' Hubble: Wszechświat ekspandujący Hubble: typy galaktyk Właściwości galaktyk (niektóre) Rozciągłe obiekty
Bardziej szczegółowoOddziaływanie podstawowe rodzaj oddziaływania występującego w przyrodzie i nie dającego sprowadzić się do innych oddziaływań.
1 Oddziaływanie podstawowe rodzaj oddziaływania występującego w przyrodzie i nie dającego sprowadzić się do innych oddziaływań. Wyróżniamy cztery rodzaje oddziaływań (sił) podstawowych: oddziaływania silne
Bardziej szczegółowoŻycie rodzi się gdy gwiazdy umierają
Życie rodzi się gdy gwiazdy umierają Promieniowanie elektromagnetyczne Ciało doskonale czarne (promiennik zupełny) Tak świeci ciało znajdujące się w równowadze termodynamicznej Gwiazdy gorące są niebieskie,
Bardziej szczegółowoW poszukiwaniu nowej Ziemi. Andrzej Udalski Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Warszawskiego
W poszukiwaniu nowej Ziemi Andrzej Udalski Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Warszawskiego Gdzie mieszkamy? Ziemia: Masa = 1 M E Średnica = 1 R E Słońce: 1 M S = 333950 M E Średnica = 109 R E Jowisz
Bardziej szczegółowoKonkurs Astronomiczny Astrolabium IV Edycja 26 kwietnia 2017 roku Klasy I III Gimnazjum Test Konkursowy
Instrukcja Zaznacz prawidłową odpowiedź. Tylko jedna odpowiedź jest poprawna. Czas na rozwiązanie testu wynosi 60 minut. 1. 11 kwietnia 2017 roku była pełnia Księżyca. Pełnia w dniu 11 kwietnia będzie
Bardziej szczegółowoKonkurs Astronomiczny Astrolabium III Edycja 25 marca 2015 roku Klasy I III Liceum Ogólnokształcącego Test Konkursowy
Instrukcja Zaznacz prawidłową odpowiedź. Tylko jedna odpowiedź jest poprawna. Czas na rozwiązanie testu wynosi 75 minut. 1. Przyszłość. Ludzie mieszkają w stacjach kosmicznych w kształcie okręgu o promieniu
Bardziej szczegółowoNasza Galaktyka
13.1.1 Nasza Galaktyka Skupisko ok. 100 miliardów gwiazd oraz materii międzygwiazdowej składa się na naszą Galaktykę (w odróżnieniu od innych pisaną wielką literą). Większość gwiazd (podobnie zresztą jak
Bardziej szczegółowoSens życia według gwiazd. dr Tomasz Mrozek Instytut Astronomiczny Uniwersytet Wrocławski
Sens życia według gwiazd dr Tomasz Mrozek Instytut Astronomiczny Uniwersytet Wrocławski Diagram H-R Materia międzygwiazdowa Składa się z gazu i pyłu Typowa gęstośd to kilka (!) atomów na cm3 Zasilana przez
Bardziej szczegółowoPlanety w układach podwójnych i wielokrotnych. Krzysztof Hełminiak
Planety w układach podwójnych i wielokrotnych. Krzysztof Hełminiak Plan wystąpienia Troszkę niedalekiej historii. Dlaczego wokół podwójnych? Pobieżna statystyka. Typy planet w układach podwójnych. Stabilność
Bardziej szczegółowoPROJEKT KOSMOLOGIA PROJEKT KOSMOLOGIA. Aleksander Gendarz Mateusz Łukasik Paweł Stolorz
PROJEKT KOSMOLOGIA Aleksander Gendarz Mateusz Łukasik Paweł Stolorz 1 1. Definicja kosmologii. Kosmologia dział astronomii, obejmujący budowę i ewolucję wszechświata. Kosmolodzy starają się odpowiedzieć
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 szczegółowoLX Olimpiada Astronomiczna 2016/2017 Zadania z zawodów III stopnia. S= L 4π r L
LX Olimpiada Astronomiczna 2016/2017 Zadania z zawodów III stopnia 1. Przyjmij, że prędkość rotacji różnicowej Słońca, wyrażoną w stopniach na dobę, można opisać wzorem: gdzie φ jest szerokością heliograficzną.
Bardziej szczegółowoLIV Olimpiada Astronomiczna 2010 / 2011 Zawody III stopnia
LIV Olimpiada Astronomiczna 2010 / 2011 Zawody III stopnia 1. Wskutek efektów relatywistycznych mierzony całkowity strumień promieniowania od gwiazdy, która porusza się w kierunku obserwatora z prędkością
Bardziej szczegółowoKonkurs 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 szczegółowoAstronomia galaktyczna
Zakład Astrofizyki i Kosmologii Uniwersytet Śląski Zakład Astrofizyki Instytutu Astronomicznego Uniwersytet Wrocławski »»»»»»»»» SPIS TREŚCI «««««««««Odkrywanie natury Drogi Mlecznej Budowa Drogi Mlecznej
Bardziej szczegółowoLiceum dla Dorosłych semestr 1 FIZYKA MAŁGORZATA OLĘDZKA
Liceum dla Dorosłych semestr 1 FIZYKA MAŁGORZATA OLĘDZKA Temat 10 : PRAWO HUBBLE A. TEORIA WIELKIEGO WYBUCHU. 1) Prawo Hubble a [czyt. habla] 1929r. Edwin Hubble, USA, (1889-1953) Jedno z największych
Bardziej szczegółowoFIZYKA III MEL Fizyka jądrowa i cząstek elementarnych
FIZYKA III MEL Fizyka jądrowa i cząstek elementarnych Wykład 13 Początki Wszechświata c.d. Nukleosynteza czas Przebieg pierwotnej nukleosyntezy w czasie pierwszych kilkunastu minut. Krzywe ukazują stopniowy
Bardziej szczegółowoTworzenie protonów neutronów oraz jąder atomowych
Tworzenie protonów neutronów oraz jąder atomowych kwarki, elektrony, neutrina oraz ich antycząstki anihilują aby stać się cząstkami 10-10 s światła fotonami energia kwarków jest już wystarczająco mała
Bardziej szczegółowoI etap ewolucji :od ciągu głównego do olbrzyma
I etap ewolucji :od ciągu głównego do olbrzyma Spalanie wodoru a następnie helu i cięższych jąder doprowadza do zmiany składu gwiazdy i do przesunięcia gwiazdy na wykresie H-R II etap ewolucji: od olbrzyma
Bardziej szczegółowoSejsmologia gwiazd. Andrzej Pigulski Instytut Astronomiczny Uniwersytetu Wrocławskiego
Sejsmologia gwiazd Andrzej Pigulski Instytut Astronomiczny Uniwersytetu Wrocławskiego XXXIV Zjazd Polskiego Towarzystwa Astronomicznego, Kraków, 16.09.2009 Asterosejsmologia: jak to działa? Z obserwacji
Bardziej szczegółowoEwolucja galaktyk. Agnieszka Pollo Instytut Problemów Jądrowych Warszawa Obserwatorium Astronomiczne UJ Kraków
Ewolucja galaktyk Agnieszka Pollo Instytut Problemów Jądrowych Warszawa Obserwatorium Astronomiczne UJ Kraków 380 000 lat po BB do dziś: era galaktyk 380 000 lat po Wielkim Wybuchu: niemal jednorodna materia,
Bardziej szczegółowoWirtualny Hogwart im. Syriusza Croucha
Wirtualny Hogwart im. Syriusza Croucha Arkusz zawiera informacje prawnie chronione do momentu rozpoczęcia egzaminu. EGZAMIN STANDARDOWYCH UMIEJĘTNOŚCI MAGICZNYCH ASTRONOMIA LISTOPAD 2013 Instrukcja dla
Bardziej szczegółowoCzym są gwiazdy Gwiazdy
GWIAZDY Czym są gwiazdy Gwiazdy to ciała niebieskie będące skupiskiem związanej grawitacyjnie materii, powierzchnia ma bardzo wysoką temperaturę. Energię potrzebną do podtrzymywania swej temperatury czerpią
Bardziej szczegółowoNastępnie powstały trwały izotop - azot-14 - reaguje z trzecim protonem, przekształcając się w nietrwały tlen-15:
Reakcje syntezy lekkich jąder są podstawowym źródłem energii wszechświata. Słońce - gwiazda, która dostarcza energii niezbędnej do życia na naszej planecie Ziemi, i w której 94% masy stanowi wodór i hel
Bardziej szczegółowoASTRONOMIA Klasa Ia Rok szkolny 2012/2013
1 ASTRONOMIA Klasa Ia Rok szkolny 2012/2013 NR Temat Konieczne 1 Niebo w oczach dawnych kultur i cywilizacji - wie, jakie były wyobrażenia starożytnych (zwłaszcza starożytnych Greków) na budowę Podstawowe
Bardziej szczegółowoWszechświat w mojej kieszeni. Wszechświat mgławic. Grażyna Stasińska. Nr. 1. Obserwatorium paryskie ES 001
Wszechświat w mojej kieszeni Wszechświat mgławic Nr. 1 ES 001 Grażyna Stasińska Obserwatorium paryskie Każdy z nas obserwował nocą gwiazdy. Wyglądają one odizolowane w ciemnościach nieba! Ale jest to tylko
Bardziej szczegółowoGalaktyki aktywne II. Przesłanki istnienia,,centralnego silnika'' Dyski akrecyjne Czarne dziury
Galaktyki aktywne II Przesłanki istnienia,,centralnego silnika'' Dyski akrecyjne Czarne dziury Asymetria strug Na ogół jedna ze strug oddala się a druga przybliża do obserwatora Natężenie promieniowania
Bardziej szczegółowoAstronomiczny 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 szczegółowoMetody 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 szczegółowoGwiazdy neutronowe. Michał Bejger,
Gwiazdy neutronowe Michał Bejger, 06.04.09 Co to jest gwiazda neutronowa? To obiekt, którego jedna łyżeczka materii waży tyle ile wszyscy ludzie na Ziemi! Gwiazda neutronowa: rzędy wielkości Masa: ~1.5
Bardziej szczegółowoNAJJAŚNIEJSZE GWIAZDY ZMIENNE
NAJJAŚNIEJSZE GWIAZDY ZMIENNE Stanisław Świerczyński sswdob.republika.pl sogz-ptma.astronomia.pl sswdob@poczta.onet.pl Diagram H-R klasy jasności gwiazd V - karły ciągu głównego IV - podolbrzymy III -
Bardziej szczegółowoWirtualny Hogwart im. Syriusza Croucha
Wirtualny Hogwart im. Syriusza Croucha Arkusz zawiera informacje prawnie chronione do momentu rozpoczęcia egzaminu. EGZAMIN STANDARDOWYCH UMIEJĘTNOŚCI MAGICZNYCH ASTRONOMIA LIPIEC 2013 Instrukcja dla zdających:
Bardziej szczegółowoMetody badania kosmosu
Metody badania kosmosu Zakres widzialny Fale radiowe i mikrofale Promieniowanie wysokoenergetyczne Detektory cząstek Pomiar sił grawitacyjnych Obserwacje prehistoryczne Obserwatorium słoneczne w Goseck
Bardziej szczegółowoGdzie odległośd mierzy się zerami. Tomasz Mrozek Instytut Astronomiczny, UWr Zakład Fizyki Słooca, CBK PAN
Gdzie odległośd mierzy się zerami Tomasz Mrozek Instytut Astronomiczny, UWr Zakład Fizyki Słooca, CBK PAN Jednostki odległości w astronomii jednostka astronomiczna AU, j.a. rok świetlny l.y., r.św. parsek
Bardziej szczegółowoEwolucja Wszechświata Wykład 8
Ewolucja Wszechświata Wykład 8 Ewolucja gwiazd Zderzenia galaktyk Spiralne ramiona utworzone z gromad młodych, niebieskich gwiazd. Obraz z teleskopu naziemnego Obraz z teleskopu Hubble a Burzliwa działalność
Bardziej szczegółowoInformacje podstawowe
Informacje podstawowe Autor: Sarah Roberts Koautorzy: Vanessa Stroud & Fraser Lewis The Faulkes Telescope Project, Anglia Dawid Basak Wydział Fizyki i Astronomii Uniwersytet Mikołaja Kopernika, Toruń Tłumaczenie:
Bardziej szczegółowoPodstawy astrofizyki i astronomii
Podstawy astrofizyki i astronomii Andrzej Odrzywołek Zakład Teorii Względności i Astrofizyki, Instytut Fizyki UJ 20 marca 2018 th.if.uj.edu.pl/ odrzywolek/ andrzej.odrzywolek@uj.edu.pl A&A Wykład 4 Standardowy
Bardziej szczegółowoGwiazdy zmienne. na przykładzie V729 Cygni. Janusz Nicewicz
Gwiazdy zmienne na przykładzie V729 Cygni Plan prezentacji Czym są gwiazdy zmienne? Rodzaje gwiazd zmiennych Układy podwójne gwiazd Gwiazdy zmienne zaćmieniowe Model Roche'a V729 Cygni Obserwacje Analiza
Bardziej szczegółowoWstęp do astrofizyki I
Wstęp do astrofizyki I Wykład 10 Tomasz Kwiatkowski 8 grudzień 2010 r. Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 10 1/36 Plan wykładu Wyznaczanie mas ciał niebieskich Gwiazdy podwójne Optycznie
Bardziej szczegółowoAnaliza spektralna widma gwiezdnego
Analiza spektralna widma gwiezdnego JG &WJ 13 kwietnia 2007 Wprowadzenie Wprowadzenie- światło- podstawowe źródło informacji Wprowadzenie- światło- podstawowe źródło informacji Wprowadzenie- światło- podstawowe
Bardziej szczegółowo1. Wszechświat budowa i powstanie
1. Wszechświat budowa i powstanie Teorię geocentryczną w II w. n.e. i przedstawił grecki astronom Klaudiusz Ptolemeusz. Zakładała ona, że: centrum wszechświata stanowi nieruchoma Ziemia; w odległości
Bardziej szczegółowo1. Obserwacje nieba 2. Gwiazdozbiór na północnej strefie niebieskiej 3. Gwiazdozbiór na południowej strefie niebieskiej 4. Ruch gwiazd 5.
Budowa i ewolucja Wszechświata Autor: Weronika Gawrych Spis treści: 1. Obserwacje nieba 2. Gwiazdozbiór na północnej strefie niebieskiej 3. Gwiazdozbiór na południowej strefie niebieskiej 4. Ruch gwiazd
Bardziej szczegółowoGrawitacja - powtórka
Grawitacja - powtórka 1. Oceń prawdziwość każdego zdania. Zaznacz, jeśli zdanie jest prawdziwe, lub, jeśli jest A. Jednorodne pole grawitacyjne istniejące w obszarze sali lekcyjnej jest wycinkiem centralnego
Bardziej szczegółowoSoczewkowanie grawitacyjne
Soczewkowanie grawitacyjne Obserwatorium Astronomiczne UW Plan Ugięcie światła - trochę historii Co to jest soczewkowanie Punktowa masa Soczewkowanie galaktyk... kwazarów... kosmologiczne Mikrosoczewkowanie
Bardziej szczegółowoEwolucja Wszechświata
Ewolucja Wszechświata Wykład 1 Wszechświat Modele Wszechświata Program: Początek Wszechświata a fizyka cząstek elementarnych Inflacja Nukleosynteza pierwotna Promieniowanie reliktowe Galaktyki Ewolucja
Bardziej szczegółowooraz Początek i kres
oraz Początek i kres Powstanie Wszechświata szacuje się na 13, 75 mld lat temu. Na początku jego wymiary były bardzo małe, a jego gęstość bardzo duża i temperatura niezwykle wysoka. Ponieważ w tej niezmiernie
Bardziej szczegółowoBudowa i ewolucja gwiazd I. Skale czasowe Równania budowy wewnętrznej Modele Diagram H-R Ewolucja gwiazd
Budowa i ewolucja gwiazd I Skale czasowe Równania budowy wewnętrznej Modele Diagram H-R Ewolucja gwiazd Dynamiczna skala czasowa Dla Słońca: 3 h Twierdzenie o wiriale Temperatura wewnętrzna Cieplna skala
Bardziej szczegółowoNIEPRZEWIDYWALNY WSZECHŚWIAT
ARTYKUŁY Zagadnienia Filozoficzne w Nauce XXXVII / 2005, s. 41 52 Marek DEMIAŃSKI Instytut Fizyki Teoretycznej Uniwersytet Warszawski NIEPRZEWIDYWALNY WSZECHŚWIAT Trudno dokładnie określić datę powstania
Bardziej szczegółowoCiemna materia w sferoidalnych galaktykach karłowatych. Ewa L. Łokas Centrum Astronomiczne PAN, Warszawa
Ciemna materia w sferoidalnych galaktykach karłowatych Ewa L. Łokas Centrum Astronomiczne PAN, Warszawa Sferoidalne galaktyki karłowate Leo I Grupy Lokalnej Carina Fornax Klasyczne sferoidalne galaktyki
Bardziej szczegółowoCD-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 szczegółowoWykłady z Geochemii Ogólnej
Wykłady z Geochemii Ogólnej III rok WGGiOŚ AGH 2010/11 dr hab. inż. Maciej Manecki A-0 p.24 www.geol.agh.edu.pl/~mmanecki ELEMENTY KOSMOCHEMII Nasza wiedza o składzie materii Wszechświata pochodzi z dwóch
Bardziej szczegółowoPo co wymyślono ciemną materię i ciemną energię. Artykuł pobrano ze strony eioba.pl
Po co wymyślono ciemną materię i ciemną energię. Artykuł pobrano ze strony eioba.pl Oto powód dla którego wymyślono ciemną materię i ciemną energię. Jest nim galaktyka spiralna. Potrzebna była naukowcom
Bardziej szczegółowoSpis treści. Przedmowa PRZESTRZEŃ I CZAS W FIZYCE NEWTONOWSKIEJ ORAZ SZCZEGÓLNEJ TEORII. 1 Grawitacja 3. 2 Geometria jako fizyka 14
Spis treści Przedmowa xi I PRZESTRZEŃ I CZAS W FIZYCE NEWTONOWSKIEJ ORAZ SZCZEGÓLNEJ TEORII WZGLĘDNOŚCI 1 1 Grawitacja 3 2 Geometria jako fizyka 14 2.1 Grawitacja to geometria 14 2.2 Geometria a doświadczenie
Bardziej szczegółowoWirtualny Hogwart im. Syriusza Croucha
Wirtualny Hogwart im. Syriusza Croucha Arkusz zawiera informacje prawnie chronione do momentu rozpoczęcia egzaminu. EGZAMIN STANDARDOWYCH UMIEJĘTNOŚCI MAGICZNYCH ASTRONOMIA CZERWIEC 2013 Instrukcja dla
Bardziej szczegółowoGRAWITACJA I ELEMENTY ASTRONOMII
MODUŁ 1 SCENARIUSZ TEMATYCZNY GRAWITACJA I ELEMENTY ASTRONOMII OPRACOWANE W RAMACH PROJEKTU: FIZYKA ZAKRES PODSTAWOWY WIRTUALNE LABORATORIA FIZYCZNE NOWOCZESNĄ METODĄ NAUCZANIA. PROGRAM NAUCZANIA FIZYKI
Bardziej szczegółowoTytuł: Podróż w kosmos Autor: Aleksandra Fudali
Tytuł: Podróż w kosmos Autor: Aleksandra Fudali Wydawca i dystrybucja: Naukowe Wydawnictwo IVG Ul. Cyfrowa 6, Szczecin 71-441 POLAND www.wydawnictwoivg.pl email: biuro@wydawnictwoivg.pl Księgarnia wydawnictwa
Bardziej szczegółowoCzarne dziury. Grażyna Karmeluk
Czarne dziury Grażyna Karmeluk Termin czarna dziura Termin czarna dziura powstał stosunkowo niedawno w 1969 roku. Po raz pierwszy użył go amerykański uczony John Wheeler, przedstawiając za jego pomocą
Bardziej szczegółowoNajaktywniejsze nowe karłowate
Najaktywniejsze nowe karłowate Arkadiusz Olech Seminarium Gwiazdy zmienne, Malbork, 24.10.2015 Gwiazdy kataklizmiczne Ewolucja gwiazd kataklizmicznych Zaczyna się po etapie wspólnej otoczki przy okresie
Bardziej szczegółowoSpełnienie wymagań poziomu oznacza, że uczeń ponadto:
Fizyka LO - 1, zakres podstawowy R - treści nadobowiązkowe. Wymagania podstawowe odpowiadają ocenom dopuszczającej i dostatecznej, ponadpodstawowe dobrej i bardzo dobrej Wymagania podstawowe Spełnienie
Bardziej szczegółowoPrezentacja. Układ Słoneczny
Prezentacja Układ Słoneczny Układ Słoneczny Układ Słoneczny układ planetarny składający się ze Słońca i powiązanych z nim grawitacyjnie ciał niebieskich. Ciała te to osiem planet, 166 znanych księżyców
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 szczegółowoUogólniony model układu planetarnego
Uogólniony model układu planetarnego Michał Marek Seminarium Zakładu Geodezji Planetarnej 22.05.2009 PLAN PREZENTACJI 1. Wstęp, motywacja, cele 2. Teoria wykorzystana w modelu 3. Zastosowanie modelu na
Bardziej szczegółowoFIZYKA KLASA I LO LICEUM OGÓLNOKSZTAŁCĄCEGO wymagania edukacyjne
FIZYKA KLASA I LO LICEUM OGÓLNOKSZTAŁCĄCEGO wymagania edukacyjne TEMAT (rozumiany jako lekcja) 1.1. Kinematyka ruchu jednostajnego po okręgu 1.2. Dynamika ruchu jednostajnego po okręgu 1.3. Układ Słoneczny
Bardziej szczegółowoZ czego i jak zbudowany jest Wszechświat? Jak powstał? Jak się zmienia?
Z czego i jak zbudowany jest Wszechświat? Jak powstał? Jak się zmienia? Cząstki elementarne Kosmologia Wielkość i kształt Świata Ptolemeusz (~100 n.e. - ~165 n.e.) Mikołaj Kopernik (1473 1543) geocentryzm
Bardziej szczegółowoAstronomia. 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 szczegółowoETAP 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 szczegółowoUkład Słoneczny. Powstanie Układu Słonecznego. Dysk protoplanetarny
Układ Słoneczny Powstanie Układu Słonecznego Układ Słoneczny uformował się około 4,6 mld lat temu w wyniku zagęszczania się obłoku materii składającego się głównie z gazów oraz nielicznych atomów pierwiastków
Bardziej szczegółowoWirtualny Hogwart im. Syriusza Croucha
Wirtualny Hogwart im. Syriusza Croucha Arkusz zawiera informa cje prawnie chronione do momentu rozpoczęcia egzaminu. EGZAMIN STANDARDOWYCH UMIEJĘTNOŚCI MAGICZNYCH ASTRONOMIA MARZEC 2013 Instrukcja dla
Bardziej szczegółowoASTROBIOLOGIA. Wykład 3
ASTROBIOLOGIA Wykład 3 1 JAK POWSTAJĄ GWIAZDY I UKŁADY PLANETARNE? 2 POWSTANIE GWIAZD I PLANET: SCHEMAT Układ planetarny: obłok molekularny mgławica słoneczna dysk protoplanetarny układ planetarny i planety
Bardziej szczegółowoAstronomia na egzaminie maturalnym. Część 2
Astronomia na egzaminie maturalnym. Część 2 Poprzedni artykuł dotyczył zagadnień związanych z wymaganiami z podstawy programowej dotyczącymi astronomii. W obecnym będzie kontynuacja omawiania tego problemu.
Bardziej szczegółowoNUKLEOGENEZA. Barbara Becker
Barbara Becker NUKLEOGENEZA nukleony - wspólna nazwa dla protonów i neutronów jako składników jąder atomowych geneza - pochodzenie, rodowód - zespół warunków powstania i rozwoju danego zjawiska Układ okresowy
Bardziej szczegółowoKosmiczna Linijka Agnieszka Janiuk Centrum Astronomiczne PAN
Kosmiczna Linijka Agnieszka Janiuk Centrum Astronomiczne PAN Festiwal Nauki Galileusz: 400 lat temu po raz pierwszy użył teleskopu Rok 2009 został ogłoszony przez ONZ Międzynarodowym Rokiem Astronomii
Bardziej szczegółowoPodstawy Fizyki Jądrowej
Podstawy Fizyki Jądrowej III rok Fizyki Kurs WFAIS.IF-D008.0 Składnik egzaminu licencjackiego (sesja letnia)! OPCJA (zalecana): Po uzyskaniu zaliczenia z ćwiczeń możliwość zorganizowania ustnego egzaminu
Bardziej szczegółowoFizyka i Chemia Ziemi
Fizyka i Chemia Ziemi Temat 3: Układ Słoneczny cz. 2 T.J. Jopek jopek@amu.edu.pl IOA UAM 2012-01-26 T.J.Jopek, Fizyka i chemia Ziemi 1 Układ Słoneczny Układ Słoneczny stanowią: Układ Planetarny Słońce,
Bardziej szczegółowoWczoraj, dziś i jutro Wszechświata. Tomasz Bulik
Wczoraj, dziś i jutro Wszechświata Tomasz Bulik Plan wykładu Obserwacje Wszechświata stan obecny Dlaczego Wielki Wybuch Co to jest inflacja Powstawanie Galaktyk Powstanie Układu Słonecznego Przyszłość
Bardziej szczegółowofizyka w zakresie podstawowym
mi edukacyjne z przedmiotu fizyka w zakresie podstawowym dla klasy pierwszej szkoły ponadgimnazjalnej Poziom Kategoria celów Zakres Poziom podstawowy - Uczeń opanował pewien zakres WIADOMOŚCI Poziom ponadpodstawowy
Bardziej szczegółowo