Astrofizyka1 fizyka układu słonecznego
|
|
- Karol Łuczak
- 7 lat temu
- Przeglądów:
Transkrypt
1 Krzysztof Gęsicki Astrofizyka1 fizyka układu słonecznego Wykładkursowydla2r.studiówAS1 wykład 9: aktywność Słońca chromosfera, korona, heliosfera
2 Arystoteles zakładał doskonałość i niezmienność Słońca choć już wcześniej dostrzegano przejściowe niedoskonałości w XIX wieku już znano 11-letni cykl słoneczny dziś wiemy, że nawet stała słoneczna nie jest stała badanie zmienności Słońca ma znaczenie dla badania Ziemi heliosfera(do j.a.) jest zdominowana słonecznym polem magnetycznym zatem aktywność słoneczna moduluje galaktyczne promieniowanie kosmiczne wybuchy na Słońcu modyfikują promieniowanie wokół Ziemi powodują sztormy geomagnetyczne zaburzają magnetosferę i jonosferę zakłócając fale radiowe
3 trzeba badać aktywność słoneczną w różnych skalach epoka współczesna niezwykle wysoka aktywność ostatnie 3 4 cykle są dość dokładnie zbadane najdłuższa kolekcja danych dotyczy 400-letnich zliczeń plam najnowsze techniki, jak np. spektrometria masowa, pozwalają rekonstruować aktywność ostatnich tysiącleci na podstawie koncentracji izotopów pochodzenia kosmicznego
4 wskaźniki aktywności Słońca liczba plam wprowadzona w połowie XIX w. przez Rudolfa Wolfa Zürich albo Wolf Sunspot Number WSN względna liczba plam definiowana jest jako R z =k(10g+n) gdzie Gtoliczbagrupplam N to liczba indywidualnych plam we wszystkich grupach widocznych na tarczy słonecznej k oznacza indywidualny współczynnik korygujący stosowany dla normalizacji rozmaitych obserwacji
5
6 szeregi WSN są połaczeniem bezpośrednich obserwacji oraz ich interpolacji przed 1749 są mało wiarygodne po 1876 Słońce jest rutynowo fotografowane pod koniec XX w. zweryfikowano wszystkie dostępne archiwalne dane wyprodukowano tzw. Group Sunspot Number GSN R g = n i k ig i gdzie G i jestliczbągrupplamzarejestrowanąprzezobserwatorai k itoindywidualnyczynnikkorygujący n to ilość obserwacji danego dnia 12.08toczynniknormującyR g dostaregor z dlaokresu R g jestlepszeodr z bo bazuje na łatwiej obserwowalnych grupach plam i pomija liczbę indywidualnych plam
7 przy okazji odnaleziono sporo archiwalnych szkiców pozwalających odtworzyć diagram motyla dla wcześnieszych cykli
8 inne wskaźniki aktywności indeks flar w oparciu o całkowitą wyemitowaną dziennie energię flar indeks F 10.7 strumień energii na falach centymetrowych obejmujący emisję f-f korony oraz żyromagnetyczną emisję z obszarów aktywnych jest dobrą miarą aktywności indekskoronalny opartynaemisjifexivna530.3nm jest to obecnie bazowy optyczny indeks te wymienione oraz parę innych wskaźników są blisko skorelowane z liczbą plam w skali całego cyklu mogą się różnić w krótkich bądź długich skalach czasowych
9 cykl słoneczny wyraźny 11-letni cykl Schwabe go ze zmianami w amplitudzie i czasie trwania wynikający z 22-letniego cyklu Hale a zmian biegunowości pola magnetycznego przerwy aktywności wielkie minima minimum Maunder a minimum Spörer a ok minimumwolf awxivw. widoczna jest długookresowa modulacja amplitud cyklu Schwabe go nazywana wiekowym cyklem Gleissberg a, w skali czasowej lat w analizach pośrednich wskaźników aktywności słonecznej dopatrywano się okresowości , , lat przewidywalność aktywności słonecznej jest żadna
10 rekonstrukcja aktywności słonecznej metody pośrednie, wykorzystujące odpowiedniki, równoważniki, aktywności najpowszechniejszyodpowiednik kosmogeniczneradioizotopy 10 Bei 14 C produkowane w ziemskiej atmosferze przez promieniowanie kosmiczne głównie w górnej troposferze/stratosferze po skomplikowanym transporcie przez atmosferę gromadzą się w lodowcach, drzewach, osadach morskich itp promieniowanie kosmiczne doznaje modulacji przez wiatr słoneczny i wmrożone weń pola magnetyczne wielkość modulacji zależy od aktywności słonecznej mniejsza aktywność więcej izotopów
11 kosmogeniczne izotopy są dobrym wskaźnikiem aktywności w bardzo długich skalach czasowych, nie ukazują szczegółow indywidualnych cykli słonecznych podczas analizy zakłada się że strumień promieniowania kosmicznego jest z grubsza stały cząstki kosmiczne zanim dotrą do Ziemi przebywają skomplikowaną drogę w heliosferze, co prowadzi do ich modulacji teoria Parker a uwzględnia rozpraszanie cząstek spowodowane niejednorodnościami magnetycznymi konwekcję cząstek powodowaną przez wiejący ze środka wiatr słoneczny adiabatyczną utratę energii w ekspandującym wietrze słonecznym dryft cząstek wzdłuż heliosferycznych płaszczyzn prądowych
12 zmienna aktywność słoneczna moduluje strumień cząstek zauważmy że w promieniowaniu kosmicznym co drugi cykl ma płaskie maksimum widać 22-letnią zmienność krótkotrwałe zmiany pochodzą od aktywności wybuchowej jak np. flary w 2009 niezwykle słabe heliosferyczne pole magnetyczne przyczyniło się do rekordowej liczby zliczeń cząstek promieniowania kosmicznego
13 transport cząstek promieniowania kosmicznego daje się modelować w 3 wymiarach można też stosować uproszczenia pole magnetycze Ziemi wprowadza dodatkowe komplikacje jak choćby wędrówka biegunów magnetycznych mogąca zmienić regionalny(oczywiście nie całkowity) strumień cząstek można rekonstruować historyczne wartości pola magnetycznego Ziemi
14 cząstka promieniowania kosmicznego po wejściu w atmosferę spowalnia przekazując energię na jonizację powietrza a po przemieszczeniu się przez pewną masę powietrza zderza się z jakimś jądrem produkując cząstki wtórne one z kolei mogą doznać dalszych kolizji i oddziaływań na Ziemię dociera kaskada cząstek wtórnych
15
16 izotopy kosmogeniczne są produktem ubocznym wtórnej kaskady żeby ocenić strumień pierwotny trzeba znać fizykę całej kaskady a do tego transport i gromadzenie
17 14 Cjestniestabilnyzczasempołówkowegorozpadu5730lat znany z archeologii i geologii dane kalibracyjne bazujące na dendrologii obejmują ostatnie lat wytwarzany jest przez wychwyt neutronu na atmosferycznym azocie jego produkcja zaburzana jest przez 14 N+n 14 C+p zmienność strumienia promieniowania kosmicznego z powodu zmian galaktycznego tła (np. wybuch pobliskieh SN lub przejście przez gęste ramię spiralne) powolne zmiany pola magnetycznego Ziemi zmiany w heliosferze powodowane magnetyczną aktywnością Słońca rozmaite krótkotrwałe zmiany, np. flary
18 14 CpowyprodukowaniuszybkoutleniasiędoCO 2 i bierze udział regularnym cyklu węglowym biosfery
19 ostatniestulecieutrudniłoanalizy 14 C głównie z powodu spalania olbrzymich ilości paliw kopalnych nie zawierających tego izotopu więc rozcieńczających próbkę do tego niejednorodnie w czasie i w przestrzeni ponadtopróbyjądrowelat1960-tychzakłóciłyrozkład 14 C trudno zatem powiązać dane starsze z współczesnymi
20 10 Bemaczaspołowkowegorozpadu1.5mlnlat zwykle szukamy go w rdzeniach wierconych w lodowcach Grenlandii czy Antarktydy powstaje przez rozbijanie(spalacja) atmosferycznego azotu i tlenu produkcja daje się łatwo modelować transport w atmosferze już nie tak łatwo beryl włącza się do atmosferycznych aerozoli i dzieli ich los
21 modele matematyczne(regresja) pozwalają powiązać liczbę plam z danymi izotopowymi w okresie testowym, czyli od 1610 a następnie ekstrapolować wstecz w czasie by otrzymać liczbę plam dane po roku 1950 nie nadają się do ekstrapolacji ze względu na bardzo silny wzrost aktywności słonecznej pod koniec XX w.
22 rekonstruuje się tzw. modulujący potencjał φ
23
24
25 w aktywności słonecznej charakterystyczne są tzw. wielkie minima kiedy aktywność słoneczna znacząco słabnie Słońce spędziło w Holocenie(aktualna od ponad 11 tys. lat epoka) 15 20% czasu w wielkich minimach 10 15% czasu w wielkich maksimach ok. 70% czasu w przeciętnej aktywności zmienność aktywności słonecznej cechują nieregularność i nieprzewidywalność
26 współczesny poziom aktywności jest bardzo wysoki ale wydaje się stopniowo słabnąć
27 zewnętrzne rejony Słońca zmienność korony słonecznej była znana od dawna, od pierwszych obserwacji zaćmień pierwsze modele zakładały strukturę warstwową pierwsze pytania Jak gorąca jest korona? Jakie są straty energii przez promieniowanie, przewodnictwo, adwekcję? Co ogrzewa gaz? pozostają nadal aktualne
28
29 pierwsze oszacowania temperatury korony na miliony Kelwinów były niespodzianką wydawały się zaprzeczać drugiej zasadzie termodynamiki widzialne promieniowanie fotosfery nie może ogrzewać korony jest ona zbyt przezroczysta uwagę trzeba skierować na pola magnetyczne i ruchy falowe
30 chromosfera mimo że definiowana wcześniej jako odrębna warstwa, jest istotnie powiązana z koroną, to z chromosfery i warstwy przejściowej pochodzą wszystkie zjawiska koronalne systemy prądów które rozciągają koronalne pola magnetyczne muszą przenikać do chromosfery złożony układ przepływów, fal uderzeniowych, dżetów i rozmaitych fal koronalnych ma swój początek w chromosferze
31
32 wiemy że warstwa konwektywna generuje fale akustyczne większość z nich odbijana jest od fotosfery z powrotem w głąb ale mały procent z nich przemyka się przez fotosferę rozpraszając gwałtownie swoją energię podgrzewając dolną chromosferę obserwowane są tzw. spikule wyrzucanenawysokość15000kmzprędkościądo250km/s z czasem życia porównywalnym do 5 minutowych oscylacji wydaje się że są one rezultatem fal uderzeniowych napędzanych 5-minutowymi oscylacjami poruszających się wzdłuż nachylonych linii sił pola magnetycznego w zasadzie jest OK, obliczenia pokazują że dostarczanej energii wystarczy do podgrzania chromosfery do K ale jest za mało do podgrzania korony
33 koronę muszą podgrzewać inne fale- tzw. fale Alfvena: fale magnetyczne propagujące się do korony wzdłuż pól magnetycznych - trochę jak po napiętej strunie nie tworzące szoków(fal uderzeniowych) raz wytworzone przemierzające duże odległości kierujące energię wzdłuż otwartych linii pól magnetycznych teoria takich fal to magnetohydrodynamika sondy kosmiczne mierzą takie fale od niedawna także w dolnych warstwach atmosfery- gdzie powstają problemem pozostaje- czy dostarczają koronie wystarczającą ilość ciepła?
34 o heliosferycznym polu magnetycznym trochę już wiemy: pola magnetyczne wychodzą z warstwy konwektywnej i przechodzą dalej do fotosfery, gdzie są poddawane rotacji różniczkowej oraz przepływom południkowym napędzane konwekcją skomplikowane topologicznie pole przenika przez fotosferę, po czym ekspanduje i dzięki szybkiemu spadkowi ciśnienia gazu staje się czynnikiem dominującym w strukturze korony
35 małe pętle magnetyczne oddziałują między sobą, iłącząsięwcorazwiększeiwiększe plazma w ich liniach sił jest stopniowo ogrzewana pętle magnetyczne różnych rozmiarów oddziałują również z otwartymi składowymi ciśnienie dynamiczne przyspieszanego wiatru słonecznego szybko zaczyna dominować nad ciśnieniem magnetycznym otwartych linii sił, część zmian jest wysoce zorganizowana, ale też wiele przypadkowych procesów prowadzi do turbulencji
36
37 współczesne obserwacje emitowanego promieniowania pokazują spokojna korona ma prędkości wypływu ok. 100 km/s małechłodnepętleotemperaturzeok.0.4mlnk większe i gorętsze pętle o temperaturze 1 2 mln K dziury koronalne ujawniają ekstremalne grzanie protony mają temperaturę kilku mln K jonytlenumajątemperaturębliską200mlnk(więcejniżwśrodku) najbardziej odpowiednim mechanizmem takiego grzania w otwartych liniach sił dziur koronalnych jest cyklotronowe grzanie jonów przez fale Alfvena
38 ogrzana do milionów stopni korona nie może być stabilna musi ekspandować równania E.N.Parkera wyprowadzone w 1958 wykazały ten fakt pozwoliły obliczać strukturę wiatru słonecznego Słońce rozwiewa się w przestrzeń wysyłając10 9 kgelektronówiprotonówwkażdejsekundzie wtakimtempiepo10mldlatsłońcestracitylko0.01%swojejmasy planety, w tym Ziemia, są zanurzone w tym wietrze wpobliżuziemiwiatrmagęstość5mlnprotonownametrsześcienny i tyle samo elektronów ale nadal niesie ze sobą otwarte linie sił pola magnetycznego
39 już pierwsze obserwacje Ulyssesa i SOHO ukazały dwumodalną naturę wiatru słonecznego gęsty i wolny wiatr jest powiązany z koronalnymi przepływami wieje na małych szerokościach słonecznych z prędkością ok. 350 km/s pochodzi z gęstszej chromosfery z zamkniętymi pętlami magnetycznymi rozpędzany jest stopniowo na długim dystansie jest silnie zmienny porywisty szybki wiatr jest powiązany z koronalnymi dziurami wieje wzdłuż otwartych linii sił z prędkością ok. 750 km/s rozpędzany jest w pobliżu Słońca jest stabilny, jednorodny inny jest skład chemiczny obu wiatrów wolniejszy i gęstszy zawiera mniej helu, więcej łatwo jonizowalnych pierwiastków oba wiatry nigdy nie zniknęły w ciągu dziesięcioleci obserwacji
40
41 oddziaływanie Słońca sięga daleko poza orbitę Ziemi, tworzy w przestrzeni bąbel nazywany heliosferą różne są szacunki jej promienia, na ogół trochę ponad 100 j.a. od strony środka mamy szok końcowy gdzie wiatr zwalnia do prędkości poddźwiękowych idalejpłaszcz(obecniebadanyprzezsondyvoyager1i2)
42
43
44 Voyager 1 przekroczył szok końcowy w odległości 94 j.a. Voyager2wodległości84j.a. ta różnica może świadczyć o sile i kierunku międzygwiazdowego pola magnetycznego ale również można ją wyjaśniać silnym wpływem cyklu słonecznej aktywności wiatrem słonecznym i polem magnetycznym mającymi różne wartości w różnych kierunkach i w różnym czasie pomiary obu Voyager ów dzielą niemal trzy lata co daje mnóstwo czasu wiatrowi słonecznemu by zmienić odległość do szoku końcowego modelowanie zmiennego w czasie wiatru słonecznego jest przedmiotem aktualnych badań
45 sama granica to heliopauza za heliopauzą spodziewano się jeszcze łukowej fali uderzeniowej silnych turbulencji związanych z ruchem Słońca wokół centrum Galaktyki ale analiza danych sondy IBEX pokazała brak takiej fali
46 Literatura Usoskin I. G. A History of Solar Activity over Millennia Living Rev. Solar Phys., 10,(2013) David H. Hathaway The Solar Cycle Living Rev. Solar Phys., 12,(2015) M.J.Aschwanden,etal., TheNewSolarCorona,2001,ARA&A39,175 T.H.Zurbuchen ANewViewoftheCouplingoftheSunandtheHeliosphere, 2007, ARA&A 45, 297 G.P. Zank Faltering Steps Into the Galaxy: The Boundary Regions of the Heliosphere Annu. Rev. Astron. Astrophys :
47 zagadnienia wymagane na egzaminie liczba plam oraz inne wskaźniki aktywności Słońca metody badania dawnej aktywności Słońca budowa zewnętrznych rejonów słonecznych od fotosfery po heliopauzę przybliżone wartości temperatury chromosfery i korony prawdopodobne mechanizmy ogrzewania chromosfery i korony dwa rodzaje wiatru słonecznego badanie materii międzygwiazdowej w pobliżu Ziemi
Od centrum Słońca do zmian klimatycznych na Ziemi
Od centrum Słońca do zmian klimatycznych na Ziemi Źródło energii słonecznej 600 mln ton wodoru zamienia się w hel w każdej sekundzie 4 mln ton jest przekształcane w energię: 3.6*10 26 W Ciągłe rozpraszanie,
Bardziej szczegółowoSłońce i jego miejsce we Wszechświecie. Urszula Bąk-Stęślicka, Marek Stęślicki Instytut Astronomiczny Uniwersytetu Wrocławskiego
Słońce i jego miejsce we Wszechświecie Urszula Bąk-Stęślicka, Marek Stęślicki Instytut Astronomiczny Uniwersytetu Wrocławskiego Dlaczego badamy Słońce? Wpływ Słońca na klimat Pogoda kosmiczna Słońce jako
Bardziej szczegółowoSłońce a sprawa ziemskiego klimatu
Słońce a sprawa ziemskiego klimatu Słońce - gwiazda Promień 696 000 km (109 promieni ziemskich) Okres obrotu 27 dni (równik) do 31 dni (okolice biegunów) Temperatura powierzchni 5 800 K (średnia) Masa
Bardziej szczegółowoAktywność Słońca. dr Szymon Gburek Centrum Badań Kosmicznych PAN : 17:00
Aktywność Słońca dr Szymon Gburek Centrum Badań Kosmicznych PAN 2017-09-22: 17:00 Słońce Skład hemiczny 75% wodór, 23% hel. 2% cięższe pierwiastki, tlen, węgiel, neon, żelazo Symbol Promień Odległość od
Bardziej szczegółowoAktywność magnetosfery i zaburzenia w wietrze słonecznym.
Aktywność magnetosfery i zaburzenia w wietrze słonecznym. Piotr Koperski Obserwatorium Astronomiczne (Zakład Fizyki Wsokich Energii) Uniwersytet Jagielloński, Kraków 1 Zagadnienia Zródła i charakterystyka
Bardziej szczegółowoO aktywności słonecznej i zorzach polarnych część I
O aktywności słonecznej i zorzach polarnych część I dr Tomasz Mrozek Instytut Astronomiczny Uniwersytet Wrocławski Słooce Protuberancja Fotosfera Plama Chromosfera Włókno Dziura koronalna Proporzec koronalny
Bardziej szczegółowoAktywne Słońce. Tomasz Mrozek. Instytut Astronomiczny. Uniwersytet Wrocławski
Aktywne Słońce Tomasz Mrozek Instytut Astronomiczny Uniwersytet Wrocławski Heliofizyka XXI w Źródło energii słonecznej 600 mln ton wodoru zamienia się w hel w każdej sekundzie 4 mln ton jest przekształcane
Bardziej szczegółowoKrzysztof Gęsicki. Astrofizyka1. fizyka układu słonecznego. Wykładkursowydla2r.studiówAS1. wykład 1: współczesne obserwacje Słońca
Krzysztof Gęsicki Astrofizyka1 fizyka układu słonecznego Wykładkursowydla2r.studiówAS1 wykład 1: współczesne obserwacje Słońca nasza najbliższa gwiazda sporo możemy wypatrzyć własnym okiem przy pomocy
Bardziej szczegółowoOdczarujmy mity II: Kto naprawdę zmienia ziemski klimat i dlaczego akurat Słooce?
Odczarujmy mity II: Kto naprawdę zmienia ziemski klimat i dlaczego akurat Słooce? Kilka pytao na początek Czy obecnie obserwujemy zmiany klimatu? Co, poza działaniem człowieka, może wpływad na zmiany klimatu?
Bardziej szczegółowoPaweł Rudawy Zakład Heliofizyki i Fizyki Kosmicznej IA UWr
WPŁYW AKTYWNOŚCI SŁOŃCA NA KLIMAT ZIEMI Paweł Rudawy Zakład Heliofizyki i Fizyki Kosmicznej IA UWr ok. 200 000 000 000 gwiazd ok. 80% GCG ok. 5% GCG ma układy planetarne GALAKTYKA SPIRALNA M 31 MGŁAWICA
Bardziej szczegółowoEFEKT CIEPLARNIANY. Efekt cieplarniany występuje, gdy atmosfera zawiera gazy pochłaniające promieniowanie termiczne (podczerwone).
Efekt cieplarniany występuje, gdy atmosfera zawiera gazy pochłaniające promieniowanie termiczne (podczerwone). Promieniowanie termiczne emitowane z powierzchni planety nie może wydostać się bezpośrednio
Bardziej szczegółowoPola Magnetyczne w Układzie Słonecznym
Pola Magnetyczne w Układzie Słonecznym MAGNETOSFERA SŁOŃCA 2 Magnetosfera słońca Szybki wiatr (do 900 km/s) wypływa z niemal nieaktywnych rejonów biegunowych Powolny wiatr (od 200 km/s) z obszarów aktywniejszych,
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 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 szczegółowoWidmo fal elektromagnetycznych
Czym są fale elektromagnetyczne? Widmo fal elektromagnetycznych dr inż. Romuald Kędzierski Podstawowe pojęcia związane z falami - przypomnienie pole falowe część przestrzeni objęta w danej chwili falą
Bardziej szczegółowoFizyka 3. Konsultacje: p. 329, Mechatronika
Fizyka 3 Konsultacje: p. 329, Mechatronika marzan@mech.pw.edu.pl Zaliczenie: 2 sprawdziany (10 pkt każdy) lub egzamin (2 części po 10 punktów) 10.1 12 3.0 12.1 14 3.5 14.1 16 4.0 16.1 18 4.5 18.1 20 5.0
Bardziej szczegółowoOddziaływanie cząstek z materią
Oddziaływanie cząstek z materią Trzy główne typy mechanizmów reprezentowane przez Ciężkie cząstki naładowane (cięższe od elektronów) Elektrony Kwanty gamma Ciężkie cząstki naładowane (miony, p, cząstki
Bardziej szczegółowoLABORATORIUM POMIARY W AKUSTYCE. ĆWICZENIE NR 4 Pomiar współczynników pochłaniania i odbicia dźwięku oraz impedancji akustycznej metodą fali stojącej
LABORATORIUM POMIARY W AKUSTYCE ĆWICZENIE NR 4 Pomiar współczynników pochłaniania i odbicia dźwięku oraz impedancji akustycznej metodą fali stojącej 1. Cel ćwiczenia Celem ćwiczenia jest poznanie metody
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 szczegółowoCząstki elementarne z głębin kosmosu
Cząstki elementarne z głębin kosmosu Grzegorz Brona Zakład Cząstek i Oddziaływań Fundamentalnych, Uniwersytet Warszawski 24.09.2005 IX Festiwal Nauki Co widzimy na niebie? - gwiazdy - planety - galaktyki
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 szczegółowoWIELKIE MINIMA AKTYWNOŚCI SŁOŃCA. Paweł Rudawy Zakład Heliofizyki i Fizyki Kosmicznej Instytut Astronomiczny Uniwersytetu Wrocławskiego
WIELKIE MINIMA AKTYWNOŚCI SŁOŃCA Paweł Rudawy Zakład Heliofizyki i Fizyki Kosmicznej Instytut Astronomiczny Uniwersytetu Wrocławskiego NASZE SŁOŃCE ZUPEŁNIE PRZECIĘTNA GWIAZDA Temperatury słoneczne: -
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 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 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 szczegółowoSłonecznego i Astrofizyki
Zespół Fizyki Układu Słonecznego i Astrofizyki Główne kierunki badawcze: Fizyka heliosfery Nieliniowa analiza danych Ze Słońca bucha szybki i porywisty strumień plazmy wiatr słoneczny Przy Ziemi jest gęsty,
Bardziej szczegółowoAktywne Słońce. Tomasz Mrozek. Instytut Astronomiczny. Uniwersytet Wrocławski
Aktywne Słońce Tomasz Mrozek Instytut Astronomiczny Uniwersytet Wrocławski Międzynarodowy rok Astronomii Soczewki (occhiali) szlifowano we Włoszech już pod koniec XIII w. Zacharias Janssen (wytwórca okularów)
Bardziej szczegółowoReakcje syntezy lekkich jąder
Reakcje syntezy lekkich jąder 1. Synteza jąder lekkich w gwiazdach 2. Warunki wystąpienia procesu syntezy 3. Charakterystyka procesu syntezy 4. Kontrolowana reakcja syntezy termojądrowej 5. Zasada konstrukcji
Bardziej szczegółowoPulsacje Pc1/Pc5 Kilometrowego Promieniowania Radiowego Ziemi (AKR)
Pulsacje Pc1/Pc5 Kilometrowego Promieniowania Radiowego Ziemi (AKR) Roman Schreiber Centrum Badań Kosmicznych PAN 1 / 42 Zorza polarna na Alasce zdjęcie Jan Curtis 2 / 42 Zorza polarna (Iowa) 3 / 42 Zorza
Bardziej szczegółowoNadprzewodniki. W takich materiałach kiedy nastąpi przepływ prądu może on płynąć nawet bez przyłożonego napięcia przez długi czas! )Ba 2. Tl 0.2.
Nadprzewodniki Pewna klasa materiałów wykazuje prawie zerową oporność (R=0) poniżej pewnej temperatury zwanej temperaturą krytyczną T c Większość przewodników wykazuje nadprzewodnictwo dopiero w temperaturze
Bardziej szczegółowoRozważania rozpoczniemy od fal elektromagnetycznych w próżni. Dla próżni równania Maxwella w tzw. postaci różniczkowej są następujące:
Rozważania rozpoczniemy od fal elektromagnetycznych w próżni Dla próżni równania Maxwella w tzw postaci różniczkowej są następujące:, gdzie E oznacza pole elektryczne, B indukcję pola magnetycznego a i
Bardziej szczegółowoSłońce to juŝ polska specjalność
Słońce to juŝ polska specjalność 9 sierpnia 2005 r. Słońce - wielka elektrownia termojądrowa - produkuje nieustannie, od prawie pięciu miliardów lat, niewyobraŝalne ilości energii. "Jego moc, czyli całkowita
Bardziej szczegółowoReakcje jądrowe. X 1 + X 2 Y 1 + Y b 1 + b 2
Reakcje jądrowe X 1 + X 2 Y 1 + Y 2 +...+ b 1 + b 2 kanał wejściowy kanał wyjściowy Reakcje wywołane przez nukleony - mechanizm reakcji Wielkości mierzone Reakcje wywołane przez ciężkie jony a) niskie
Bardziej szczegółowoEnergetyka konwencjonalna odnawialna i jądrowa
Energetyka konwencjonalna odnawialna i jądrowa Wykład 8-27.XI.2018 Zygmunt Szefliński Środowiskowe Laboratorium Ciężkich Jonów szef@fuw.edu.pl http://www.fuw.edu.pl/~szef/ Wykład 8 Energia atomowa i jądrowa
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 szczegółowoSłońce. Mikołaj Szopa
Słońce Mikołaj Szopa * NASA, Powerfromthesun.net Ciekawostki * 5 6 Czas słoneczny to czas określony na podstawie momentu górowania Słońca na danym południku. Wszystkie kolejne południki położone w kierunku
Bardziej szczegółowoELEMENTY GEOFIZYKI. Atmosfera W. D. ebski
ELEMENTY GEOFIZYKI Atmosfera W. D ebski debski@igf.edu.pl Plan wykładu z geofizyki - (Atmosfera) 1. Fizyka atmosfery: struktura atmosfery skład chemiczny atmosfery meteorologia - chmury atmosfera a kosmos
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 szczegółowoWyznaczenie masy optycznej atmosfery Krzysztof Markowicz Instytut Geofizyki, Wydział Fizyki, Uniwersytet Warszawski
Wyznaczenie masy optycznej atmosfery Krzysztof Markowicz Instytut Geofizyki, Wydział Fizyki, Uniwersytet Warszawski Czas trwania: 30 minut Czas obserwacji: dowolny w ciągu dnia Wymagane warunki meteorologiczne:
Bardziej szczegółowoPromieniowanie X. Jak powstaje promieniowanie rentgenowskie Budowa lampy rentgenowskiej Widmo ciągłe i charakterystyczne promieniowania X
Promieniowanie X Jak powstaje promieniowanie rentgenowskie Budowa lampy rentgenowskiej Widmo ciągłe i charakterystyczne promieniowania X Lampa rentgenowska Lampa rentgenowska Promieniowanie rentgenowskie
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 szczegółowoMateriały pomocnicze 11 do zajęć wyrównawczych z Fizyki dla Inżynierii i Gospodarki Wodnej
Materiały pomocnicze 11 do zajęć wyrównawczych z Fizyki dla Inżynierii i Gospodarki Wodnej 1. Magnetyzm to zjawisko przyciągania kawałeczków stali przez magnesy. 2. Źródła pola magnetycznego. a. Magnesy
Bardziej szczegółowoWykład 9: Fale cz. 1. dr inż. Zbigniew Szklarski
Wykład 9: Fale cz. 1 dr inż. Zbigniew Szklarski szkla@agh.edu.pl http://layer.uci.agh.edu.pl/z.szklarski/ Klasyfikacja fal fale mechaniczne zaburzenie przemieszczające się w ośrodku sprężystym, fale elektromagnetyczne
Bardziej szczegółowoKoronalne wyrzuty materii
26 FOTON 105, Lato 2009 Koronalne wyrzuty materii Grzegorz Michałek Obserwatorium Astronomiczne UJ Dla zwykłego śmiertelnika Słońce jawi się być niezmiennym, a nawet dość nudnym obiektem. Wydaje się, że
Bardziej szczegółowoWpływ aktywności Słońca na klimat Ziemi
Wpływ aktywności Słońca na klimat Ziemi Paweł Rudawy Uniwersytet Wrocławski, Wydział Fizyki i Astronomii, Instytut Astronomiczny Człowiek w obliczu zmian klimatu Choć bezpośrednie, obiektywne pomiary różnych
Bardziej szczegółowoSłooce. Tomasz Mrozek Instytut Astronomiczny UWr Zakład Fizyki Słooca CBK PAN
Słooce Tomasz Mrozek Instytut Astronomiczny UWr Zakład Fizyki Słooca CBK PAN Słooce - gwiazda Promień 696 000 km (109 promieni ziemskich) Okres obrotu 27 dni (równik) do 31 dni (okolice biegunów) Temperatura
Bardziej szczegółowoTomasz Szumlak WFiIS AGH 03/03/2017, Kraków
Oddziaływanie Promieniowania Jonizującego z Materią Tomasz Szumlak WFiIS AGH 03/03/2017, Kraków Labs Prowadzący Tomasz Szumlak, D11, p. 111 Konsultacje Do uzgodnienia??? szumlak@agh.edu.pl Opis przedmiotu
Bardziej szczegółowoReakcje syntezy lekkich jąder
Reakcje syntezy lekkich jąder 1. Synteza jąder lekkich w gwiazdach 2. Warunki wystąpienia procesu syntezy 3. Charakterystyka procesu syntezy 4. Kontrolowana reakcja syntezy termojądrowej 5. Zasada konstrukcji
Bardziej szczegółowoFal podłużna. Polaryzacja fali podłużnej
Fala dźwiękowa Podział fal Fala oznacza energię wypełniającą pewien obszar w przestrzeni. Wyróżniamy trzy główne rodzaje fal: Mechaniczne najbardziej znane, typowe przykłady to fale na wodzie czy fale
Bardziej szczegółowoKlimat na planetach. Szkoła Podstawowa Klasy VII-VIII Gimnazjum Klasa III Doświadczenie konkursowe 2
Szkoła Podstawowa Klasy VII-VIII Gimnazjum Klasa III Doświadczenie konkursowe Rok 019 1. Wstęp teoretyczny Podstawowym źródłem ciepła na powierzchni planet Układu Słonecznego, w tym Ziemi, jest dochodzące
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 szczegółowoDawki w podróżach lotniczych
Dawki w podróżach lotniczych XVIII Konferencja Inspektorów Ochrony Radiologicznej 17-20.06.2015 Skorzęcin Ochrona radiologiczna teraz i w przyszłości Wiesław Gorączko Politechnika Poznańska Inspektor ochrony
Bardziej szczegółowoOptyka. Wykład V Krzysztof Golec-Biernat. Fale elektromagnetyczne. Uniwersytet Rzeszowski, 8 listopada 2017
Optyka Wykład V Krzysztof Golec-Biernat Fale elektromagnetyczne Uniwersytet Rzeszowski, 8 listopada 2017 Wykład V Krzysztof Golec-Biernat Optyka 1 / 17 Plan Swobodne równania Maxwella Fale elektromagnetyczne
Bardziej 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 szczegółowoZorza polarna- zjawisko świetlne obserwowane w górnej atmosferze w pobliżu biegunów
Zorza polarna- zjawisko świetlne obserwowane w górnej atmosferze w pobliżu biegunów magnetycznych planty, która posiada silne pole magnetyczne o charakterze dipolowym (dwubiegunowym). Na Ziemie zorze występują
Bardziej szczegółowoJak działają detektory. Julia Hoffman
Jak działają detektory Julia Hoffman wielki Hadronowy zderzacz Wiązka to pociąg ok. 2800 wagonów - paczek protonowych Każdy wagon wiezie ok.100 mln protonów Energia chemiczna: 80 kg TNT lub 16 kg czekolady
Bardziej szczegółowoRozważmy nieustalony, adiabatyczny, jednowymiarowy ruch gazu nielepkiego i nieprzewodzącego ciepła. Mamy następujące równania rządzące tym ruchem:
WYKŁAD 13 DYNAMIKA MAŁYCH (AKUSTYCZNYCH) ZABURZEŃ W GAZIE Rozważmy nieustalony, adiabatyczny, jednowymiarowy ruch gazu nielepkiego i nieprzewodzącego ciepła. Mamy następujące równania rządzące tym ruchem:
Bardziej szczegółowoPodstawy fizyki subatomowej. 3 kwietnia 2019 r.
Podstawy fizyki subatomowej Wykład 7 3 kwietnia 2019 r. Atomy, nuklidy, jądra atomowe Atomy obiekt zbudowany z jądra atomowego, w którym skupiona jest prawie cała masa i krążących wokół niego elektronów.
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 szczegółowoPlan Zajęć. Ćwiczenia rachunkowe
Plan Zajęć 1. Termodynamika, 2. Grawitacja, Kolokwium I 3. Elektrostatyka + prąd 4. Pole Elektro-Magnetyczne Kolokwium II 5. Zjawiska falowe 6. Fizyka Jądrowa + niepewność pomiaru Kolokwium III Egzamin
Bardziej szczegółowoWszechświata. Piotr Traczyk. IPJ Warszawa
Ciemna Strona Wszechświata Piotr Traczyk IPJ Warszawa Plan 1)Ciemna strona Wszechświata 2)Z czego składa się ciemna materia 3)Poszukiwanie ciemnej materii 2 Ciemna Strona Wszechświata 3 Z czego składa
Bardziej szczegółowoOZE - ODNAWIALNE ŹRÓDŁA ENERGII
OZE - ODNAWIALNE ŹRÓDŁA ENERGII Powiślańska Regionalna Agencja Zarządzania Energią Kwidzyn 2012 Przyczyny zainteresowania odnawialnymi źródłami energii: powszechny dostęp, oraz bezgraniczne zasoby; znacznie
Bardziej szczegółowoZAŁĄCZNIK 7 - Lotnicza Pogoda w pytaniach i odpowiedziach.
Prąd strumieniowy (jet stream) jest wąskim pasem bardzo silnego wiatru na dużej wysokości (prędkość wiatru jest > 60 kts, czyli 30 m/s). Możemy go sobie wyobrazić jako rurę, która jest spłaszczona w pionie
Bardziej szczegółowoCiało doskonale czarne absorbuje całkowicie padające promieniowanie. Parametry promieniowania ciała doskonale czarnego zależą tylko jego temperatury.
1 Ciało doskonale czarne absorbuje całkowicie padające promieniowanie. Parametry promieniowania ciała doskonale czarnego zależą tylko jego temperatury. natężenie natężenie teoria klasyczna wynik eksperymentu
Bardziej szczegółowoTheory Polish (Poland)
Q3-1 Wielki Zderzacz Hadronów (10 points) Przeczytaj Ogólne instrukcje znajdujące się w osobnej kopercie zanim zaczniesz rozwiązywać to zadanie. W tym zadaniu będą rozpatrywane zagadnienia fizyczne zachodzące
Bardziej szczegółowoPoziom nieco zaawansowany Wykład 2
W2Z Poziom nieco zaawansowany Wykład 2 Witold Bekas SGGW Promieniotwórczość Henri Becquerel - 1896, Paryż, Sorbona badania nad solami uranu, odkrycie promieniotwórczości Maria Skłodowska-Curie, Piotr Curie
Bardziej szczegółowoPodstawy fizyki wykład 8
Podstawy fizyki wykład 8 Dr Piotr Sitarek Instytut Fizyki, Politechnika Wrocławska Ładunek elektryczny Grecy ok. 600 r p.n.e. odkryli, że bursztyn potarty o wełnę przyciąga inne (drobne) przedmioty. słowo
Bardziej szczegółowopobrano z serwisu Fizyka Dla Każdego - - zadania z fizyki, wzory fizyczne, fizyka matura
14. Fizyka jądrowa zadania z arkusza I 14.10 14.1 14.2 14.11 14.3 14.12 14.4 14.5 14.6 14.13 14.7 14.8 14.14 14.9 14. Fizyka jądrowa - 1 - 14.15 14.23 14.16 14.17 14.24 14.18 14.25 14.19 14.26 14.27 14.20
Bardziej szczegółowoRównanie dyfuzji w opisie zjawisk zachodzących w heliosferze
Równanie dyfuzji w opisie zjawisk zachodzących w heliosferze gnieszka Gil-Świderska Instytut Matematyki i Fizyki Uniwersytet Przyrodniczo-Humanistyczny w Siedlcach gila@uph.edu.pl 30V 05 Będlewo Plan prezentacji
Bardziej szczegółowoSpektroskopia modulacyjna
Spektroskopia modulacyjna pozwala na otrzymanie energii przejść optycznych w strukturze z bardzo dużą dokładnością. Charakteryzuje się również wysoką czułością, co pozwala na obserwację słabych przejść,
Bardziej szczegółowodoświadczenie Rutheforda Jądro atomowe składa się z nuklonów: neutronów (obojętnych elektrycznie) i protonów (posiadających ładunek dodatni +e)
1 doświadczenie Rutheforda Jądro atomowe składa się z nuklonów: neutronów (obojętnych elektrycznie) i protonów (posiadających ładunek dodatni +e) Ilość protonów w jądrze określa liczba atomowa Z Ilość
Bardziej szczegółowoZadanie 3. (2 pkt) Uzupełnij zapis, podając liczbę masową i atomową produktu przemiany oraz jego symbol chemiczny. Th... + α
Zadanie: 1 (2 pkt) Określ liczbę atomową pierwiastka powstającego w wyniku rozpadów promieniotwórczych izotopu radu 223 88Ra, w czasie których emitowane są 4 cząstki α i 2 cząstki β. Podaj symbol tego
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 szczegółowoFIZYKA IV etap edukacyjny zakres podstawowy
FIZYKA IV etap edukacyjny zakres podstawowy Cele kształcenia wymagania ogólne I. Wykorzystanie wielkości fizycznych do opisu poznanych zjawisk lub rozwiązania prostych zadań obliczeniowych. II. Przeprowadzanie
Bardziej szczegółowoAtmosfera ziemska w obserwacjach promieni kosmicznych najwyższych energii. Jan Pękala Instytut Fizyki Jądrowej PAN
Atmosfera ziemska w obserwacjach promieni kosmicznych najwyższych energii Jan Pękala Instytut Fizyki Jądrowej PAN Promienie kosmiczne najwyższych energii Widmo promieniowania kosmicznego rozciąga się na
Bardziej szczegółowoPodstawy fizyki wykład 6
Podstawy fizyki wykład 6 Dr Piotr Sitarek Instytut Fizyki, Politechnika Wrocławska Elementy termodynamiki Temperatura Rozszerzalność cieplna Ciepło Praca a ciepło Pierwsza zasada termodynamiki Gaz doskonały
Bardziej szczegółowoWstęp do astrofizyki I
Wstęp do astrofizyki I Wykład 2 Tomasz Kwiatkowski 12 październik 2009 r. Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 2 1/21 Plan wykładu Promieniowanie ciała doskonale czarnego Związek temperatury
Bardziej szczegółowoPomiar zadymienia spalin
Pomiar zadymienia spalin Zajęcia laboratoryjne w pracowni badao silników spalinowych Katedra Mechatroniki Wydział Nauk Technicznych UWM Opiekun Naukowy : mgr Maciej Mikulski Pomiar zadymienia spalin Zadymienie
Bardziej szczegółowoGalaktyki 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 szczegółowoFizyka jądrowa z Kosmosu wyniki z kosmicznego teleskopu γ
Fizyka jądrowa z Kosmosu wyniki z kosmicznego teleskopu γ INTEGRAL - International Gamma-Ray Astrophysical Laboratory prowadzi od 2002 roku pomiary promieniowania γ w Kosmosie INTEGRAL 180 tys km Źródła
Bardziej szczegółowoPRÓBNY 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 szczegółowoI. PROMIENIOWANIE CIEPLNE
I. PROMIENIOWANIE CIEPLNE - lata '90 XIX wieku WSTĘP Widmo promieniowania elektromagnetycznego zakres "pokrycia" różnymi rodzajami fal elektromagnetycznych promieniowania zawartego w danej wiązce. rys.i.1.
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 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 szczegółowoPromieniowanie jonizujące
Promieniowanie jonizujące Wykład III Krzysztof Golec-Biernat Reakcje jądrowe Uniwersytet Rzeszowski, 8 listopada 2017 Wykład III Krzysztof Golec-Biernat Promieniowanie jonizujące 1 / 12 Energia wiązania
Bardziej szczegółowoOPTYKA KWANTOWA Wykład dla 5. roku Fizyki
OPTYKA KWANTOWA Wykład dla 5. roku Fizyki c Adam Bechler 2006 Instytut Fizyki Uniwersytetu Szczecińskiego Równania optyki półklasycznej Posłużymy się teraz równaniem (2.4), i Ψ t = ĤΨ ażeby wyprowadzić
Bardziej szczegółowoJ. Szantyr Wyklad nr 6 Przepływy laminarne i turbulentne
J. Szantyr Wyklad nr 6 Przepływy laminarne i turbulentne Zjawisko występowania dwóch różnych rodzajów przepływów, czyli laminarnego i turbulentnego, odkrył Osborne Reynolds (1842 1912) w swoim znanym eksperymencie
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 szczegółowoWidmo promieniowania
Widmo promieniowania Spektroskopia Każde ciało wysyła promieniowanie. Promieniowanie to jest składa się z wiązek o różnych długościach fal. Jeśli wiązka światła pada na pryzmat, ulega ono rozszczepieniu,
Bardziej szczegółowoPodstawy fizyki wykład 8
Podstawy fizyki wykład 8 Dr Piotr Sitarek Katedra Fizyki Doświadczalnej, W11, PWr Optyka geometryczna Polaryzacja Odbicie zwierciadła Załamanie soczewki Optyka falowa Interferencja Dyfrakcja światła D.
Bardziej szczegółowoCzłowiek a środowisko
90-242 ŁÓDŹ ul. Kopcińskiego 5/11 tel: 0-42 678-19-20; 0-42 678-57-22 http://zsp15.ldi.pl ZESPÓŁ SZKÓŁ PONADGIMNAZJALNYCH NR 15 Człowiek a środowisko 90-242 ŁÓDŹ ul. Kopcińskiego 5/11 tel: 0-42 678-19-20;
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 szczegółowoBUDOWA I EWOLUCJA GWIAZD. Jadwiga Daszyńska-Daszkiewicz
BUDOWA I EWOLUCJA GWIAZD Jadwiga Daszyńska-Daszkiewicz Semestr letni, 2018/2019 równania budowy wewnętrznej (ogólne równania hydrodynamiki) własności materii (mikrofizyka) ograniczenia z obserwacji MODEL
Bardziej szczegółowoPromieniowanie kosmiczne: astrobiologów
Promieniowanie kosmiczne: astrobiologów zagadka dla Franco Ferrari Instytut Fizyki oraz CASA* University of Szczecin, Szczecin Wrocław, 10 stycznia 2011 Spis treści Promieniowanie kosmiczne (CR) w skrócie
Bardziej szczegółowoF = e(v B) (2) F = evb (3)
Sprawozdanie z fizyki współczesnej 1 1 Część teoretyczna Umieśćmy płytkę o szerokości a, grubości d i długości l, przez którą płynie prąd o natężeniu I, w poprzecznym polu magnetycznym o indukcji B. Wówczas
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 szczegółowoKwantowe własności promieniowania, ciało doskonale czarne, zjawisko fotoelektryczne zewnętrzne.
Kwantowe własności promieniowania, ciało doskonale czarne, zjawisko fotoelektryczne zewnętrzne. DUALIZM ŚWIATŁA fala interferencja, dyfrakcja, polaryzacja,... kwant, foton promieniowanie ciała doskonale
Bardziej szczegółowoI. Poziom: poziom rozszerzony (nowa formuła)
Analiza wyników egzaminu maturalnego wiosna 2017 + poprawki Przedmiot: FIZYKA I. Poziom: poziom rozszerzony (nowa formuła) 1. Zestawienie wyników. Liczba uczniów zdających - LO 6 Zdało egzamin 4 % zdawalności
Bardziej szczegółowo1.6. Ruch po okręgu. ω =
1.6. Ruch po okręgu W przykładzie z wykładu 1 asteroida poruszała się po okręgu, wartość jej prędkości v=bω była stała, ale ruch odbywał się z przyspieszeniem a = ω 2 r. Przyspieszenie w tym ruchu związane
Bardziej szczegółowo