FIZYKA SŁOŃCA. oraz wpływ zjawisk słonecznych na klimat Ziemi
|
|
- Aniela Biernacka
- 6 lat temu
- Przeglądów:
Transkrypt
1 FIZYKA SŁOŃCA oraz wpływ zjawisk słonecznych na klimat Ziemi Paweł Rudawy Zakład Heliofizyki i Fizyki Kosmicznej Instytut Astronomiczny Uniwersytetu Wrocławskiego
2
3 Wszechświat: wiek /-0.12 mld lat Obserwowalna część: średnica > 93 mld lat świetlnych (8.8*10 26 m) zawiera: supergromad galaktyk 10 mld wielkich galaktyk (np. Galaktyka) 400 mld małych galaktyk gęstość średnia materii: 9.9*10-30 g/cm3 4% materii, 23% ciemnej materii, 73% ciemnej energii Schemat otoczenia Galaktyki w promieniu 1 mld l.ś. (każdy punkt symbolizuje grupę galaktyk)
4 Tło: wielka galaktyka spiralna M31 SŁOŃCE Schemat Galaktyki widzianej z lotu ptaka Droga Mleczna nasza Galaktyka: średnica ok l.ś. grubość dysku ok l.ś. masa 5.8*10 11 MSł wiek > 13.2 mld lat (najstrarsza znana gwiazda) zawiera ok gwiazd (1-4*10 11 )
5 tarcza Słońca zdjęcie w świetle widzialnym SŁOŃCE JAKO GWIAZDA Temperatury słoneczne: - jądro Słońca K - fotosfera (powierzchnia) K - korona słoneczna K atmosfera Słońca EUV (daleki ultrafiolet) NASA/MSFC Podstawowe parametry fizyczna: - Typ: G2V (niezbyt gorący karzeł, gwiazda ciągu głównego) - Jasność: M bol =4.74 (trudno dostrzegalne nawet z najbliższych układów planetarnych) - Wiek: lat - Średnica: km - Moc: MW - Masa: kg (99.9% masy Układu Słonecznego czyli mas Ziemi) - System planetarny: wielo-elementowy NASA/SOHO
6 moc promieniowania nadolbrzymy Moce promieniowania (L) i temperatury powierzchniowe (T) gwiazd zależą głównie od ich masy i wieku. SUN ciąg główny Faulkes Telescope Educational Guide białe karły temperatura olbrzymy Wykres Hertzsprunga-Russella (wykres H-R) pokazuje uniwersalny związek pomiędzy mocą promieniowania a temperaturą powierzchniową gwiazd. Większość gwiazd (ok. 80%) w Galaktyce jest gwiazdami tzw. ciągu głównego na wykresie H-R. Słońce jest zupełnie typową gwiazdą ciągu głównego ~ 80% gwiazd Galaktyki jest podobne do Słońca ~ 5% gwiazd ciągu głównego ma układy planetarne
7 WEWNĘTRZNA BUDOWA SŁOŃCA T cent =15.5 mln K, P cent = atm, cent =153 g/cm 3 SKŁAD CHEMICZNY SŁOŃCA (wg. masy): wodór=73% hel=25% inne=2% Synteza termonuklearna w Słońcu Energia wytworzona w reakcjach termonuklearnych w jądrze jest transportowana ku fotosferze najpierw poprzez warstwę promienistą a następnie przez warstwę konwektywną. FOTOSFERA NASA/MSFC W każdej sekundzie w jądrze Słońca: ton wodoru jest przekształcane w hel ton materii jest przekształcane w energię E=mc 2
8 ENERGETYKA T cent =15.71 MK, P cent = atm, cent =153.1 g/cm 3 (Tucker-Chieze, 2001; Bechcall et al., 2005) H energia L 3.85*10 17 GW = 3.85*10 26 J/s c 3 *10 8 m/s M=E/c *10 26 / 9 *10 16 = 4.28*10 9 kg H He Dm = *10 9 kg / *10 9 kg
9 WL tarcza i korona
10 POWIERZCHNIA I ATMOSFERA SŁOŃCA VIS (WL & Hα), EUV i X (SXR) fotosfera ŚWIATŁO WIDZIALNE ~550 nm K chromosfera warstwa przejściowa HeII 30.4 nm K korona nm, K nm (H ) K FeIX-X, 17.1 nm K Słońce jest kulą plazmową o praktycznie nieokreślonym (100 AU?) promieniu!
11
12 Wszelkie przejawy aktywności słonecznej wywołane są przekształceniami lokalnych i globalnych pól magnetycznych MAGNETOGRAM (LOS) TRACE 17.1 nm FILTROGRAM NASA/SOHO/MDI NASA/TRACE Lokalna koncentracja struktur magnetycznych (emisja w X, UV, VIS, IR, R) formuje obszar aktywny korona fotosfera
13 rotacja różnicowa DYMANO SŁONECZNE przepływ południkowy ~11 LAT m/s warstwy podfotosferyczne pole magn. wmrożone w plazmę rotacja różnicowa + konwekcja przekształcają globalne pole poloidalne w pole toroidalne wypływające silne pola toroidalne tworzą bi-polarne obszary aktywne przepływ południkowy oraz wzajemna anihilacja pól obszarów aktywnych odbudowują w ciągu ok. 11 lat globalne pole poloidalne o przeciwnej biegunowości
14 rotacja różnicowa DYMANO SŁONECZNE przepływ południkowy ~11 LAT m/s rotacja różnicowa + konwekcja przekształcają globalne pole poloidalne w pole toroidalne wypływające silne pola toroidalne tworzą bi-polarne obszary aktywne przepływ południkowy oraz wzajemna anihilacja pól obszarów aktywnych odbudowują w ciągu ok. 11 lat globalne pole poloidalne o przeciwnej biegunowości
15 PĘTLE MAGNETYCZNE NAD OBSZAREM AKTYWNYM
16 PĘTLE MAGNETYCZNE NAD OBSZAREM AKTYWNYM
17 SSVTT, LaPalma
18 ŚWIATŁO WIDZIALNE MAGNETOGRAM (LOS) SSVTT, LaPalma
19
20 ROZBŁYSKI SŁONECZNE CZYLI ARMAGEDON W OGRÓDKU E J
21 = mld ton (GT) TNT = lat NASA/SOHO E typowy rozbłysk ~ J P ~ W (J/s) 1 Mt TNT = 4,2*10 15 J
22 = mld ton (GT) TNT = lat NASA/TRACE E typowy rozbłysk ~ J P ~ W (J/s) 1 Mt TNT = 4,2*10 15 J
23 JAK WYGLĄDA ROZBŁYSK SŁONECZNY? Rozbłyski słoneczne to złożony zespół zjawisk zachodzących w atmosferze słonecznej i na jego powierzchni spowodowanych gwałtownym wydzieleniem z pola magnetycznego energii rzędu J, z czego większość wydzielana jest podczas pierwszych kilku minut trwania zjawiska. Rozbłyski powodują lokalne podgrzanie plazmy słonecznej do temperatury wielu mln K. Rozbłyski są stowarzyszone z erupcjami protuberancji, falami uderzeniowymi, koronalnymi wyrzutami masy, emisją promieniowania w całym widmie e-m, wyrzutami obłoków cząstek naładowanych i plazmy.
24 X-ray jets (10/h) v>140km/s (mikro)aktywność w QS i CH struktura korony w obszarach około-biegunowych mikrorozbłyski w AR 26.X.2006 jasne punkty (bright points) grupy drobnych pętli drobna struktura pętli obszarów aktywnych fale uderzeniowe w X; v ~ km/s (M= )
25 X-ray jets (10/h) v>140km/s (mikro)aktywność w QS i CH struktura korony w obszarach około-biegunowych mikrorozbłyski w AR 26.X.2006 jasne punkty (bright points) grupy drobnych pętli drobna struktura pętli obszarów aktywnych fale uderzeniowe w X; v ~ km/s (M= )
26 ERUPCJE WIELKICH SYSTEMÓW MAGNETYCZNYCH (HMS) ZŁOŻONE ZESPOŁY ZJAWISK, OBEJMUJACE ROZBŁYSKI, ERUPCJE, CME SĄ MANIFESTACJAMI PRZEBUDOWY MAKRO-SYSTEMÓW PÓL MAGNETYCZNYCH (HMS) 1 h 1 h 50 m 3 h 30 m 0 h 30 m
27 ERUPCJE PROTUBERANCJI SŁONECZNYCH
28 0.6 MK 2 MK June 7, : 41 UT NOAA 11226/7 GOES M2
29
30 ERUPCJE WIELKICH SYSTEMÓW MAGNETYCZNYCH NASA/STEREO NASA/STEREO Erupcja wielkich systemów magnetycznych (HMS) obserwowane na tarczy i w koronie słonecznej. Na prawo: erupcja protuberancji i rozbłysk słoneczny. U góry: koronalny wyrzut materii (CME).
31 NASA/SDO KORONALNE WYRZUTY MATERII NASA/SOHO Upadek komety na Słońce.
32 NASA/SDO KORONALNE WYRZUTY MATERII NASA/SOHO 2-15 R s 4-24 (8-48 R s )
33 NASA/STEREO KORONALNE WYRZUTY MATERII NASA/SOHO Upadek komety na Słońce. V <3000 km/s M <10 12 kg
34 Korona słoneczna, prom. X 11-letni CYKL ZMIAN AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ maksimum aktywności słonecznej nieco większy strumień bolometryczny więcej słonecznych cząstek wysokoenergetycznych (SEP) mniej promieniowania kosmicznego liczby Wolfa Korona słoenczna, światło widzialne
35 11-LETNI CYKL AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ
36 Słońce 16 IX 2008 K1v CaII magnetogram H nm w latach wystąpiło głębokie minimum aktywności słonecznej 17.1 nm X
37 Słońce 02 IX nm cont. magnetogram magnetogram H nm 17.1 nm X
38 Słońce 02 IX nm cont. magnetogram magnetogram H nm 17.1 nm X
39 WIELKIE MINIMA AC 80 l Maunder (typ I) 10 Be 15-letni cykl (Brandenburg, 2007) AC 160 l Spoerer (typ II) AC 70 l Wolf AC 60 l AC 70 l 27 razem = 17% holocenu 14 C Wielkie minima i maksima aktywności słonecznej w okresie holocenu Yang et al., GJ 2000; Korte et al., EPSL 2005 WIELKIE MAKSIMA AC 80 l BC 40 l BC 20 i 19 razem = 19% holocenu Usoskin et al., A&A 2007
40 Okresowość aktywności słonecznej Schwabe 11 lat Gleissberg 88 lat WIELKIE MINIMA AC 80 l Maunder (typ I) 10 Be 15-letni cykl (Brandenburg, 2007) AC 160 l Spoerer (typ II) AC 70 l Wolf AC 60 l AC 70 l BC 60 l 27 total = 17% czasu De Vries 14 C Hallstatt 205 lat lat Wielkie minima i maksima aktywności słonecznej w okresie holocenu Yang et al., GJ 2000; Korte et al., EPSL 2005 WIELKIE MAKSIMA AC 80 l BC 40 l BC 20 i 19 total = 19% Słońce realizuje typowy cykl magnetyczny przez 75% czasu. Występowanie wielkich minimów i maksimów może być przypadkowe (chaotyczne) ale czas oczekiwania wydaję się nie być całkowicie przypadkowy. Wiarygodność prognozowania długoterminowego??? Usoskin et al., A&A 2007
41 30.4 nm 17.1 nm Stereo-A (ahead) Stereo-B (behind) 19.5 nm 28.4 nm
42
43 GĘSTOŚCI ATMOSFERY SŁONECZNEJ 1R s ~ FOTOSFERA 3*10-7 g/cm 3 = gęstości atmosfery ziemskiej 1.1 R s ~ KORONA 1.7*10-16 g/cm 3 = 3*10 14 cząstek/cm 3 = *10-14 ( ) gęstości atmosfery ziemskiej 1 AU ~ ORBITA ZIEMI 5 cząstek/cm 3 Korona słoneczna jest niestabilna hydrodynamicznie Tempo utraty masy: 10 9 kg/s (jako wiatr słoneczny) Formalnie atmosfera Słońca sięga do heliopauzy, ok. 100 AU od Słońca Tło: korona Słoneczna światło widzialne całkowite zaćmienie Słońca 1999
44 KORONALNE WYRZUTY MATERII
45 PROTONY, ELEKTRONY, CZĄSTKI CZYLI WIATR SŁONECZNY S S N Wiatr słoneczny ma strukturę sektorową
46 PROTONY, ELEKTRONY, CZĄSTKI CZYLI WIATR SŁONECZNY S S N -20% -13%
47 WIATR SŁONECZNY W POBLIŻU ZIEMI (1 AU) wolna szybka średnio składowa N (cm -3 ) V (km/s) F (erg/cm 2 /s) Te (10 5 K) T (10 5 K) B (nt) Statek kosmiczny Ziemia, osłonięty potężnym pancerzem magnetycznym, orbituje w gigantycznych, burzliwych strumieniach gorącej plazmy wiatru słonecznego.
48 WIATR SŁONECZNY ~1 AU składowa średnio powolna szybka N (cm-3) V (km/s) F (erg/cm2/s) Te (105 K) T (105 K) B (nt) 6 6 6
49 INTERAKCJE WIATRU SŁONECZNEGO Z ZIEMSKIM POLEM MAGNETYCZNYM Środowisko orbity geostacjonarnej: sporadyczne, niekiedy duże strumienie słonecznych e, p, uwięzione w magnetosferze silnie zmienne populacje e (~ 10 MeV), p (~ MeV) tło promieniowania kosmicznego (od MeV do relat.)
50 WSPANIAŁA REKLAMA ŚWIETLNA AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ - AURORA BOREALIS Owal zorzowy. typowa moc zorzy polarnej P=30 GW emisja tlenu: czerwona (100km asl) i zielona (400 km asl) emisja azotu: czerowna (95 km asl) i fioletowa (1000 km asl)
51 WSPANIAŁA REKLAMA ŚWIETLNA AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ - AURORA BOREALIS typowa moc zorzy polarnej P=30 GW emisja tlenu: czerwona (100km asl) i zielona (400 km asl) emisja azotu: czerowna (95 km asl) i fioletowa (1000 km asl)
52 CZĘSTOŚĆ ZAKŁÓCEŃ GEOFIZYCZNYCH Burza magnetyczna okresowe zakłócenie magnetosfery Ziemi spowodowane falą uderzeniową wiatru słonecznego uderzającą w magnetosferę 24 do 36 godzin po wyrzucie CME i/lub rozbłysku słonecznym.. University Corporation for Atmospheric Research Liczebność zjawisk geofizycznych w ciągu cyklu aktywności słonecznej (11 lat) Burze magnetyczne Strumienie cząstek Ekstremalne 4 <1 <1 Bardzo silne Silne Umiarkowane Zakłócenia radiowe Słabe NOAA Space Environment Center (SEC) ACE Solar Wind Data
53 149.6 mln km Moc promieniowania (światłość) Słońca L = MW Moc docierająca do Ziemi L E = MW
54 BUDŻET ENERGII ZIEMI Ziemia otrzymuje większość energii słonecznej poprzez promieniowanie widzialne Ziemia wypromieniowuje większość energii poprzez promieniowanie podczerwone Kiehl & Trenberth, 1997
55 BUDŻET ENERGII ZIEMI Średnia temperatura globalna bez GC: -18 C (255 K) Przyrost temperatury spowodowany GC: +33 C Średnia temperatura globalna: +15 C (288 K)
56 BUDŻET ENERGII ZIEMI Ziemia otrzymuje większość energii słonecznej poprzez promieniowanie widzialne Ziemia wypromieniowuje większość energii poprzez promieniowanie podczerwone Gazy cieplarniane: para wodna 60% CO 2 25% O 3 8% CH 4, NO x.. 7% Kiehl & Trenberth, 1997
57 A B C mld lat en.wikipedia.org Młode Słońce (wiek 0 ) było znacznie ciemniejsze (~70-75% obecnej mocy promieniowania) i mniejsze (80% obecnej średnicy) niż w wieku 4.6 mld lat. B B C A C A Faulkes Telescope Educational Guide EWOLUCJA SŁOŃCA MLD LAT
58 -3.5(?) mld lat? Paradoks młodego, ciemnego Słońca średnia globalna temperatura powierzchni? -650 mln lat Kasting and Catling, 2003 Annual Reviews -150 mln lat 0 (obecnie) Życie pojawiło się na Ziemi ponad 3.5 mld lat temu, ale w tym czasie Słońce świeciło znacznie słabiej (~75% mocy współczesnej), więc zakładając współczesne wartości albedo i skład chemiczny atmosfery ziemskiej, średnia temperatura powierzchni Ziemi powinna być niższa niż punkt zamarzania wody morskiej przez ~2.5 mld lat. (Sagan and Mullen, 1972)
59 Miliony lat p.n.e. ZMIANY KLIMATU W CIĄGU 500 MLN LAT CIEPŁO? ZIMNO ZLODOWACENIA Miliony lat p.n.e. Vaizer et al., 2000
60 GWAŁTOWNE ZMIANY KLIMATU EPOKI LODOWCOWE ~100 00O lat Δt~5-6 C NAGŁE ZMIANY ~10 lat Δt~8-16 C Alley et al., Science, 2003 Zmiany temperatury centralnej Grenlandii epizody: młodszy dryas (YD) i 8ka YD: Grenlanda spadek o 15 C, globalnie spadek od 5 do 7 C PETM: Grenlanda wzrost o 10 C, globalnie wzrost o 6 C
61 GWAŁTOWNE ZMIANY KLIMATU WYZWALACZ (AGC?) WZMACNIACZ EPIZOD TYPU PETM/YD Alley et al., Science, 2003 Zmiany temperatury centralnej Grenlandii epizody: młodszy dryas (YD) i 8ka YD: Grenlanda spadek o 15 C, globalnie spadek od 5 do 7 C PETM: Grenlanda wzrost o 10 C, globalnie wzrost o 6 C
62 140 lat Średnie roczne temperatury globalne pierwszy jednorodny pomiar temperatury dopiero od 1659!!! Półkula północna - słoje drzew (dendrochronologia) - rafy koralowe - lodowce 18 O/ 16 O, 2 H/ 1 H (w chłodniejsze lata trudniej parują molekuły zawierające ciężkie izotopy) 1000 lat Antarktyda, stacja Vostok -deuter ( 2 H) -CO 2 -CH lat
63 ZMIANY TEPERATURY NA PÓŁKULI PÓŁNOCNEJ X-XX PÓŁKULA PÓŁNOCNA TROPIKI (Mann, Science 2002)
64 Całkowita moc promieniowania Słońca zmienia się o ok. 0.1% (1.3 W/m²) w ramach cyklu 11-letniego plamy: <-0.3% pola pochodni: <+0.5% RSŁ < zmiany wiekowe: 0.1%/2000 lat????, 0.2%/300 lat????
65 Wygładzone (11 pkt.) roczne temperatury powietrza w Krakowie, Warszawie oraz na wybrzeżu Bałtyku (Przybylak, 2010) Wygładzone (31 pkt.) roczne temperatury powierzchni morza Bałtyckiego (56N, 18E) (Marsz i Styszyńska, 2010)
66 Zmiany pokrywy chmur niskich (ISCCP-D2 data) oraz promieniowania kosmicznego ZALEŻNOŚĆ POMIĘDZY GLOBALNĄ TEMPERATURĄ A AKTYWNOŚCIĄ SŁONECZNĄ Gray et al. (2005) Temperatura półkuli północnej i insolacja w ciągu 400 lat (Reid; 1999) Średnia globalna temperatura powierzchni mórz (SST) i liczby Wolfa.
67 Zmiany pokrywy chmur niskich (ISCCP-D2 data) oraz promieniowania kosmicznego ZALEŻNOŚĆ POMIĘDZY GLOBALNĄ TEMPERATURĄ A AKTYWNOŚCIĄ SŁONECZNĄ Zmiany wysokości warstwy 30 hpa - miara zmian temperatury na wysokości do 24 km (Hawaje) Gray et al. (2005) (Reid; 1999) Keigwin, 1994 Temperatura Morza Sargassowego
68 Zmiany pokrywy chmur niskich (ISCCP-D2 data) oraz promieniowania kosmicznego ZALEŻNOŚĆ POMIĘDZY GLOBALNĄ TEMPERATURĄ A AKTYWNOŚCIĄ SŁONECZNĄ Zmiany wysokości warstwy 30 hpa - miara zmian temperatury na wysokości do 24 km (Hawaje) Gray et al. (2005) (Reid; 1999)
69 Zmiany pokrywy chmur niskich (ISCCP-D2 data) oraz promieniowania kosmicznego ZALEŻNOŚĆ POMIĘDZY GLOBALNĄ TEMPERATURĄ A AKTYWNOŚCIĄ SŁONECZNĄ Gray et al. (2005) (Reid; 1999)
70 WIEKOWE ZMIANY TEMPERATURY JAKO WSKAŹNIK ZMIAN KLIMATU Gray et al. (2005) (Reid; 1999) Grudd, 2008 Temperatura letnia na płw. Skandynawskim
71 WIEKOWE ZMIANY TEMPERATURY JAKO WSKAŹNIK ZMIAN KLIMATU Gray et al. (2005) (Reid; 1999) Grudd, 2008 Temperatura letnia na płw. Skandynawskim (książnica PAN w Gdańsku)
72 CYKLE MILANKOWICZA ΔI 0.2% okresowości: 100,000 lat i lat
73 CYKLE MILANKOWICZA ΔI (nachylenie i precesja) ~ 15% T = okresowość: lat
74 CYKLE MILANKOWICZA ΔI (nachylenie i precesja) ~ 15% okresowości: lat i lat
75 CYKLE MILANKOWICZA Ekscentryczność orbity okresowość: dwa główne okresy lat i lat Odległość Ziemia-Słońce w lipcu (precesja) okresowości: i lat Nachylenie osi ziemskiej okresowość: lat Ziemia Okresowe zmiany orbity ziemskiej - tzw. cykle Milankowicza - są istotnym czynnikiem wpływającym na insolację.
76 Antarktyda, stacja Vostok -deuter ( 2 H), CO 2, CH 4 ZMIANY TEMPERATURY GLOBALNEJ I INSOLACJI NA 65 N lat δtsi= 25 Wm δtsi=110 Wm -2 Insolacja, 65 N [ lat]
77 ZALEŻNOŚĆ POMIĘDZY GLOBALNĄ TEMPERATURĄ A CZYNNIKAMI WYMUSZAJĄCYMI ZMIANY Dotychczas zmiany temperatury globalnej były proporcjonalne do zmian insolacji i aktywności wulkanicznej, w XX wieku czynniki wywołane przez człowieka, w szczególności wzrost emisji gazów cieplarnianych, są czynnikiem dominującym. Haigh, Living Rev. Solar Phys., 2007), 2? 1-D Energy Balance Model sezonowe zmiany insolacji (lato do zimy): 8% wieloletnie zmiany stałej słonecznej: 0.2% 1% zmiana stałej słonecznej => 1K zmiana globalnej temperatury
78 Wymuszenie radiacyjne wielkość zmiany strumienia energii przechodzącej w postaci promieniowania przez granicę stratosfery i troposfery. Dodatnie wymuszenie radiacyjne (przewaga energii docierającej) prowadzi do grzania systemu. wymuszenie całkowite 3-D General Circulation Model wymuszenie naturalne
79 GWAŁTOWNE ZMIANY KLIMATU CZY CZYNNIKI ANTROPOGENICZNE MOGĄ WYWOŁAĆ KOLEJNE EPIZODY TYPU PETM/YD? Alley et al., Science, 2003 Zmiany temperatury centralnej Grenlandii epizody: młodszy dryas (YD) i 8ka YD: Grenlanda spadek o 15 C, globalnie spadek od 5 do 7 C PETM: Grenlanda wzrost o 10 C, globalnie wzrost o 6 C
80 Z PERSPEKTYWY ASTRONOMA + +?
81 SOL SOL OMNIA OMNIA REGIT
WIELKIE 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 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 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 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 szczegółowoOd 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 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 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 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 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 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 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 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 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 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 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 szczegółowoTomasz Mrozek Instytut Astronomiczny, Uniwersytet Wrocławski Zakład Fizyki Słońca, Centrum Badań Kosmicznych PAN. Lekcje ze Słońcem w tle
Tomasz Mrozek Instytut Astronomiczny, Uniwersytet Wrocławski Zakład Fizyki Słońca, Centrum Badań Kosmicznych PAN Lekcje ze Słońcem w tle Lekcja 1: narodziny, życie i śmierć Diagram H-R: Przedstawiony w
Bardziej szczegółowoTomasz Mrozek 1,2, Sylwester Kołomański 1 1. Instytut Astronomiczny UWr 2. Zakład Fizyki Słońca CBK PAN. Astro Izery
Tomasz Mrozek 1,2, Sylwester Kołomański 1 1. Instytut Astronomiczny UWr 2. Zakład Fizyki Słońca CBK PAN Astro Izery Po co nam Wszechświat? Podstawowe założenie OTW: sformułować prawa fizyczne i opis ruchu
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 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 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 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 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 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 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 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 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 szczegółowoGrawitacja + Astronomia
Grawitacja + Astronomia Matura 2005 Zadanie 31. Syriusz (14 pkt) Zimą najjaśniejszą gwiazdą naszego nocnego nieba jest Syriusz. Pod tą nazwą kryje się układ dwóch gwiazd poruszających się wokół wspólnego
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 szczegółowoAstrofizyka1 fizyka układu słonecznego
Krzysztof Gęsicki Astrofizyka1 fizyka układu słonecznego Wykładkursowydla2r.studiówAS1 wykład 9: aktywność Słońca chromosfera, korona, heliosfera Arystoteles zakładał doskonałość i niezmienność Słońca
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 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 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 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 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 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 szczegółowoGlobalne ocieplenie okiem fizyka
Globalne ocieplenie okiem fizyka Szymon Malinowski Wydział Fizyki Uniwersytetu Warszawskiego oraz naukaoklimacie.pl 29 września 2016 Zmiany średniej temperatury powierzchni Ziemi (GISTEMP) Zmiany rozkładu
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 szczegółowo7. EFEKT CIEPLARNIANY
7. EFEKT CIEPLARNIANY 7.01. Efekt cieplarniany-wprowadzenie 7.02. Widmo promieniowania docierającego do powierzchni Ziemi i emitowanego z powierzchni Ziemi 7.03. Temperatura efektywna Ziemi 7.04. Termiczny
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 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 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 szczegółowoFizyka Procesów Klimatycznych Wykład 1
Fizyka Procesów Klimatycznych Wykład 1 prof. dr hab. Szymon Malinowski Instytut Geofizyki, Wydział Fizyki Uniwersytet Warszawski malina@igf.fuw.edu.pl dr hab. Krzysztof Markowicz Instytut Geofizyki, Wydział
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 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 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 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 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 szczegółowoSaturn. Voyager 2, 21 lipiec1981
Saturn Voyager 2, 21 lipiec1981 Parametry i dane orbitalne Parametry Saturna Masa 568.46 10^24 kg 9 515 % MZ Gęstość 0.687 g/cm^3 12.5 % GZ Promień równikowy (1 bar) 60 268 km 945 % RZ Promień biegunowy
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 szczegółowoUniwersytet Mikołaja Kopernika Toruń 6 XII 2013 W POSZUKIWANIU ŚLADÓW NASZYCH PRAPOCZĄTKÓW
Uniwersytet Mikołaja Kopernika Toruń 6 XII 2013 W POSZUKIWANIU ŚLADÓW NASZYCH PRAPOCZĄTKÓW Prof. Henryk Drozdowski Wydział Fizyki UAM Dedykuję ten wykład o pochodzeniu materii wszystkim czułym sercom,
Bardziej 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 szczegółowoWstęp 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 szczegółowoWstęp do astrofizyki I
Wstęp do astrofizyki I Wykład 2 Tomasz Kwiatkowski Uniwersytet im. Adama Mickiewicza w Poznaniu Wydział Fizyki Instytut Obserwatorium Astronomiczne Tomasz Kwiatkowski, shortinst Wstęp do astrofizyki I,
Bardziej 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 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 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 szczegółowoGlobalne ocieplenie okiem fizyka
Globalne ocieplenie okiem fizyka Szymon Malinowski Wydział Fizyki Uniwersytetu Warszawskiego oraz naukaoklimacie.pl 29 września 2016 Zmiany średniej temperatury powierzchni Ziemi (GISTEMP) Zmiany rozkładu
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 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 szczegółowo,,WPŁYW GLOBALNYCH ZJAWISK KLIMATYCZNYCH NA KLIMAT ZIEMI CHRZANOWSKIEJ
,,WPŁYW GLOBALNYCH ZJAWISK KLIMATYCZNYCH NA KLIMAT ZIEMI CHRZANOWSKIEJ Plan wykładu: 1-Pojęcie klimatu i pogody oraz czynników klimatycznych. 2-Klimat Chrzanowa i Polski w ujęciu przez dzieje historyczne.
Bardziej szczegółowoŻycie w Układzie Słonecznym I
Astrobiologia Życie w Układzie Słonecznym I Wykład 4 Wczesne Słońce Moc promieniowania Słońca rośnie wraz z wiekiem Wczesne Słońce Ilość energii, jaką otrzymuje Ziemia w jednostce czasu P in = π R 2 S(1
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 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 jądrowa cz. 2. Reakcje jądrowe. Teraz stałem się Śmiercią, niszczycielem światów. Robert Oppenheimer
Barcelona, Espania, May 204 W-29 (Jaroszewicz) 24 slajdy Na podstawie prezentacji prof. J. Rutkowskiego Reakcje jądrowe Fizyka jądrowa cz. 2 Teraz stałem się Śmiercią, niszczycielem światów Robert Oppenheimer
Bardziej szczegółowoJest jedną z podstawowych w termodynamice wielkości fizycznych będąca miarą stopnia nagrzania ciał, jest wielkością reprezentującą wspólną własność
TEMPERATURA Jest jedną z podstawowych w termodynamice wielkości fizycznych będąca miarą stopnia nagrzania ciał, jest wielkością reprezentującą wspólną własność dwóch układów pozostających w równowadze
Bardziej szczegółowoFizyka układów planetarnych. Wenus. Wykład 3
Fizyka układów planetarnych Wenus Wykład 3 parametr wartość okres synodyczny 583 d (1 rok i 7 mies) rozm. kątowy 10 66 WENUS MERKURY HORYZONT Słońce pod horyzontem Źródło: NASA Źródło: NASA Źródło: Wordpress
Bardziej szczegółowoNiezwykle silne burze pogody kosmicznej: październik-listopad 2003
Niezwykle silne burze pogody kosmicznej: październik-listopad 2003 Obserwacje i modelowanie Opracowanie: M. Bojanowska i B. Popielawska, Centrum Badań Kosmicznych P.A.N. Prezentacja na posiedzeniu plenarnym
Bardziej szczegółowoŚródroczny kurs żeglarza jachtowego 2016/2017
Śródroczny kurs żeglarza jachtowego 2016/2017 27 Harcerska Drużyna Wodna Hufca Ziemi Mikołowskiej im. Bohaterów Powstań Śląskich Maciej Lipiński Meteorologia Meteorologia Meteorologia (gr. metéōron - unoszący
Bardziej szczegółowoEnergetyka jądrowa. Energetyka jądrowa
Energetyka jądrowa Zasada zachowania energii i E=mc 2 Budowa jąder atomowych i ich energia wiązania Synteza: z gwiazd na Ziemię... Neutrony i rozszczepienie jąder atomowych Reaktory: klasyczne i akceleratorowe
Bardziej szczegółowoZorza polarna, mechanizm powstania, metody prognozy występowania zjawiska
Zorza polarna, mechanizm powstania, metody prognozy występowania zjawiska Fot. Paweł Szkaplewicz Łukasz Płotkowski PTMA Szczecin 23.04.2015 Aktywność słoneczna Aktywność słoneczna zmiany zachodzące na
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 szczegółowoRuch obiegowy Ziemi. Ruch obiegowy Ziemi. Cechy ruchu obiegowego. Cechy ruchu obiegowego
Ruch obiegowy Ziemi Ruch obiegowy Ziemi Ziemia obiega Słońce po drodze zwanej orbitą ma ona kształt lekko wydłużonej elipsy Czas pełnego obiegu wynosi 365 dni 5 godzin 48 minut i 46 sekund okres ten nazywamy
Bardziej szczegółowoWpływ 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 szczegółowoŚwiatła Północy Sierpnia 2012 (00:30-1:30 UT), Grenlandia (Dania)
Światła Północy 24-28 Sierpnia 2012 (00:30-1:30 UT), Grenlandia (Dania) Zjawisko Rok 2012: Wzrost aktywności słonecznej. Według ostatnich prognoz, Słońce rozpocznie 24. okres słonecznych maksimów w połowie
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 szczegółowoLVII Olimpiada Astronomiczna 2013/2014 Zadania zawodów III stopnia
Zadanie 1. LVII Olimpiada Astronomiczna 2013/2014 Zadania zawodów III stopnia Z północnego bieguna księżycowego wystrzelono pocisk, nadając mu prędkość początkową równą lokalnej pierwszej prędkości kosmicznej.
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 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 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 szczegółowo12.1 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 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 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 szczegółowoUkład klimatyczny. kriosfera. atmosfera. biosfera. geosfera. hydrosfera
Układ klimatyczny kriosfera atmosfera biosfera geosfera hydrosfera 1 Klimat, bilans energetyczny 30% 66% T=15oC Bez efektu cieplarnianego T=-18oC 2 Przyczyny zmian klimatycznych Przyczyny zewnętrzne: Zmiana
Bardziej szczegółowoW poszukiwaniu życia pozaziemskiego
W poszukiwaniu życia pozaziemskiego Czy istnieje życie we Wszechświecie? 1473 1543 r. TAK, bo: zasada kopernikaoska mówi, że Ziemia nie jest wyróżnionym miejscem we Wszechświecie Biblioteka Uniwersytetu
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 szczegółowoNajbardziej rozpowszechniony pierwiastek we Wszechświecie, Stanowi główny składnik budujący gwiazdy,
Położenie pierwiastka w UKŁADZIE OKRESOWYM Nazwa Nazwa łacińska Symbol Liczba atomowa 1 Wodór Hydrogenium Masa atomowa 1,00794 Temperatura topnienia -259,2 C Temperatura wrzenia -252,2 C Gęstość H 0,08988
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 szczegółowoUkład Słoneczny Układ Słoneczny
Fizyka i Chemia Ziemi Układ Słoneczny we Wszechświecie Układ Słoneczny cz. 1 T.J. Jopek jopek@amu.edu.pl IOA UAM 1 2 Układ Słoneczny Układ Słoneczny stanowią: Układ Planetarny Słońce, planety, Obłok Oorta
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 szczegółowoPulsacje Kilometrowego Promieniowania Radiowego Ziemi (AKR) na częstotliwościach magnetosferycznych pulsacji Pc1
Pulsacje Kilometrowego Promieniowania Radiowego Ziemi (AKR) na częstotliwościach magnetosferycznych pulsacji Pc1 Roman Schreiber Centrum Badań Kosmicznych PAN 1 / 27 Zorza polarna (Iowa) 2 / 27 Zorza widziana
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 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 szczegółowoPorównanie statystyk. ~1/(e x -1) ~e -x ~1/(e x +1) x=( - )/kt. - potencjał chemiczny
Porównanie statystyk ~1/(e x -1) ~e -x ~1/(e x +1) x=( - )/kt - potencjał chemiczny Rozkład Maxwella dla temperatur T1
Bardziej szczegółowoMateria i jej powstanie Wykłady z chemii Jan Drzymała
Materia i jej powstanie Wykłady z chemii Jan Drzymała Przyjmuje się, że wszystko zaczęło się od Wielkiego Wybuchu, który nastąpił około 15 miliardów lat temu. Model Wielkiego Wybuch wynika z rozwiązań
Bardziej szczegółowoMenu. Badające rozproszenie światła,
Menu Badające rozproszenie światła, Instrumenty badające pole magnetyczne Ziemi Pole magnetyczne Ziemi mierzy się za pomocą magnetometrów. Instrumenty badające pole magnetyczne Ziemi Rodzaje magnetometrów:»
Bardziej szczegółowo1100-3Ind06 Astrofizyka
1100-3Ind06 Astrofizyka 2016/2017 Michał Jaroszyński (+Tomasz Bulik +Igor Soszyński ) Różne informacje mogą znajdować się na: http://www.astrouw.edu.pl/~mj Zasady zaliczeń: Pozytywny wynik w teście otwartym
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 szczegółowoAtmosfera. struktura i skład chemiczny; zmiany stanu atmosfery kluczowe dla życia na Ziemi
Atmosfera struktura i skład chemiczny; zmiany stanu atmosfery kluczowe dla życia na Ziemi Składniki stałe Ziemia Mars Wenus Nitrogen (N2) Oxygen (O2) Argon (Ar) Neon, Helium, Krypton 78.08% 20.95% 0.93%
Bardziej szczegółowo