Wstęp do astrofizyki I
|
|
- Adrian Marczak
- 4 lat temu
- Przeglądów:
Transkrypt
1 Wstęp do astrofizyki I Wykład 12 Tomasz Kwiatkowski 5 styczeń 2010 r. Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 1/1
2 Plan wykładu Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 2/1
3 Jak powstają linie absorbcyjne w widmach gwiazd? Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 3/1
4 Początki obserwacji widm gwiazd Astrograf Drapera w Piwnicach 1814 Joseph Fraunhofer skatalogował linie w widmie Słońca 1817 Fraunhofer stwierdził, że różne gwiazdy mają różne widma 1872 Henry Draper wykonuje pierwszą fotografię widma gwiazdy (Vega) Po śmierci Drapera Edward C. Pickering kontunuje katalogowanie widm gwiazd przy pomocy astrografu z pryzmatem obiektywowym Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 4/1
5 Początki obserwacji widm gwiazd Astrograf Drapera w Piwnicach 1814 Joseph Fraunhofer skatalogował linie w widmie Słońca 1817 Fraunhofer stwierdził, że różne gwiazdy mają różne widma 1872 Henry Draper wykonuje pierwszą fotografię widma gwiazdy (Vega) Po śmierci Drapera Edward C. Pickering kontunuje katalogowanie widm gwiazd przy pomocy astrografu z pryzmatem obiektywowym Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 4/1
6 Początki obserwacji widm gwiazd Astrograf Drapera w Piwnicach 1814 Joseph Fraunhofer skatalogował linie w widmie Słońca 1817 Fraunhofer stwierdził, że różne gwiazdy mają różne widma 1872 Henry Draper wykonuje pierwszą fotografię widma gwiazdy (Vega) Po śmierci Drapera Edward C. Pickering kontunuje katalogowanie widm gwiazd przy pomocy astrografu z pryzmatem obiektywowym Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 4/1
7 Początki obserwacji widm gwiazd Astrograf Drapera w Piwnicach 1814 Joseph Fraunhofer skatalogował linie w widmie Słońca 1817 Fraunhofer stwierdził, że różne gwiazdy mają różne widma 1872 Henry Draper wykonuje pierwszą fotografię widma gwiazdy (Vega) Po śmierci Drapera Edward C. Pickering kontunuje katalogowanie widm gwiazd przy pomocy astrografu z pryzmatem obiektywowym Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 4/1
8 Widma gwiazd z pryzmatu obiektywowego Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 5/1
9 Jak klasyfikować widma gwiazd? ilość klisz ze zdjęciami widm gwałtownie rośnie, Pickiering zatrudnia zespół asystentek do pomocy schemat Williaminy Fleming: litery od A do Q, w zależności od natężenia linii wodoru (od najsilniejszej do najsłabszej) które widmo z poniższych należałoby to klasy A? Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 6/1
10 Jak klasyfikować widma gwiazd? ilość klisz ze zdjęciami widm gwałtownie rośnie, Pickiering zatrudnia zespół asystentek do pomocy schemat Williaminy Fleming: litery od A do Q, w zależności od natężenia linii wodoru (od najsilniejszej do najsłabszej) które widmo z poniższych należałoby to klasy A? Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 6/1
11 Jak klasyfikować widma gwiazd? ilość klisz ze zdjęciami widm gwałtownie rośnie, Pickiering zatrudnia zespół asystentek do pomocy schemat Williaminy Fleming: litery od A do Q, w zależności od natężenia linii wodoru (od najsilniejszej do najsłabszej) które widmo z poniższych należałoby to klasy A? Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 6/1
12 Klasyfikacja harwardzka widm gwiazd 1901 Annie Jump Cannon z zespołu Pickeringa modyfikuje klasyfikację umieszcza typy O i B przed A, usuwa niektóre litery, dodaje podtypy 0-9 powstaje ciąg typów widmowych O,B,A,F,G,K,M (mnemonik: Oh Be A Fine Girl/Guy Kiss Me Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 7/1
13 Klasyfikacja harwardzka widm gwiazd 1901 Annie Jump Cannon z zespołu Pickeringa modyfikuje klasyfikację umieszcza typy O i B przed A, usuwa niektóre litery, dodaje podtypy 0-9 powstaje ciąg typów widmowych O,B,A,F,G,K,M (mnemonik: Oh Be A Fine Girl/Guy Kiss Me Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 7/1
14 Klasyfikacja harwardzka widm gwiazd 1901 Annie Jump Cannon z zespołu Pickeringa modyfikuje klasyfikację umieszcza typy O i B przed A, usuwa niektóre litery, dodaje podtypy 0-9 powstaje ciąg typów widmowych O,B,A,F,G,K,M (mnemonik: Oh Be A Fine Girl/Guy Kiss Me Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 7/1
15 Klasyfikacja harwardzka widm gwiazd 1901 Annie Jump Cannon z zespołu Pickeringa modyfikuje klasyfikację umieszcza typy O i B przed A, usuwa niektóre litery, dodaje podtypy 0-9 powstaje ciąg typów widmowych O,B,A,F,G,K,M (mnemonik: Oh Be A Fine Girl/Guy Kiss Me Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 7/1
16 Katalog Drapera (HD) Cannon sklasyfikowała ok. 200 tys. widm wyniki opublikowano w Henry Draper Catalogue gwiazdy mają w nim kolejne numery, np. α Ori to HD Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 8/1
17 Katalog Drapera (HD) Cannon sklasyfikowała ok. 200 tys. widm wyniki opublikowano w Henry Draper Catalogue gwiazdy mają w nim kolejne numery, np. α Ori to HD Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 8/1
18 Katalog Drapera (HD) Cannon sklasyfikowała ok. 200 tys. widm wyniki opublikowano w Henry Draper Catalogue gwiazdy mają w nim kolejne numery, np. α Ori to HD Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 8/1
19 Katalog Drapera (HD) Cannon sklasyfikowała ok. 200 tys. widm wyniki opublikowano w Henry Draper Catalogue gwiazdy mają w nim kolejne numery, np. α Ori to HD Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 8/1
20 Różnice między typami widmowymi kolejność typów O,B,A,F,G,K,M związana z malejąca temperaturą powierzchni gwiazd gwiazdy gorące: O-F, tzw. wczesne typy widmowe gwiazdy chłodne: G-M, tzw. późne typy widmowe widma różnią się występowaniem i intensywnością linii do pomiaru intensywności linii wykonuje się przekrój widma Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 9/1
21 Różnice między typami widmowymi kolejność typów O,B,A,F,G,K,M związana z malejąca temperaturą powierzchni gwiazd gwiazdy gorące: O-F, tzw. wczesne typy widmowe gwiazdy chłodne: G-M, tzw. późne typy widmowe widma różnią się występowaniem i intensywnością linii do pomiaru intensywności linii wykonuje się przekrój widma Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 9/1
22 Różnice między typami widmowymi kolejność typów O,B,A,F,G,K,M związana z malejąca temperaturą powierzchni gwiazd gwiazdy gorące: O-F, tzw. wczesne typy widmowe gwiazdy chłodne: G-M, tzw. późne typy widmowe widma różnią się występowaniem i intensywnością linii do pomiaru intensywności linii wykonuje się przekrój widma Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 9/1
23 Różnice między typami widmowymi kolejność typów O,B,A,F,G,K,M związana z malejąca temperaturą powierzchni gwiazd gwiazdy gorące: O-F, tzw. wczesne typy widmowe gwiazdy chłodne: G-M, tzw. późne typy widmowe widma różnią się występowaniem i intensywnością linii do pomiaru intensywności linii wykonuje się przekrój widma Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 9/1
24 Różnice między typami widmowymi kolejność typów O,B,A,F,G,K,M związana z malejąca temperaturą powierzchni gwiazd gwiazdy gorące: O-F, tzw. wczesne typy widmowe gwiazdy chłodne: G-M, tzw. późne typy widmowe widma różnią się występowaniem i intensywnością linii do pomiaru intensywności linii wykonuje się przekrój widma Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 9/1
25 Szerokość równoważna linii widmowej przekrój przez linię absorbcyjną pokazuje zminę strumienia światła F λ mierzonego w długości fali λ intensywność linii określa jej szerokość równoważna W: 1.0 W FC F λ W = dλ F C F λ /F c 0.5 λ o 0.0 Wavelength Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 10/1
26 Szerokość równoważna linii widmowej przekrój przez linię absorbcyjną pokazuje zminę strumienia światła F λ mierzonego w długości fali λ intensywność linii określa jej szerokość równoważna W: 1.0 W FC F λ W = dλ F C F λ /F c 0.5 λ o 0.0 Wavelength Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 10/1
27 Intensywność linii w różnych typach widmowych Uwaga: w astronomii metale to wszystkie pierwiastki cięższe od helu. Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 11/1
28 Jasności, temperatury i masy gwiazd początek XX w: gwiazdy najgorętsze (typu O) są najjaśniejsze, gwiazdy najchłodniejsze (typ M) są najciemniejsze z zależności masa-jasność: gwiazdy typu O mają największe masy, typu M najmniejsze próba wyjaśnienia: gwiazdy zaczynają żywot w typie O, świecąc traca masę i stają się coraz chłodniejsze, kończą w typie M stąd pochodzi określenie wczesne (O-F) i późne (G-M) typy widmowe jeśli tak jest, powinna występować korelacja między temperaturą T e, a mocą promieniowania L Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 12/1
29 Jasności, temperatury i masy gwiazd początek XX w: gwiazdy najgorętsze (typu O) są najjaśniejsze, gwiazdy najchłodniejsze (typ M) są najciemniejsze z zależności masa-jasność: gwiazdy typu O mają największe masy, typu M najmniejsze próba wyjaśnienia: gwiazdy zaczynają żywot w typie O, świecąc traca masę i stają się coraz chłodniejsze, kończą w typie M stąd pochodzi określenie wczesne (O-F) i późne (G-M) typy widmowe jeśli tak jest, powinna występować korelacja między temperaturą T e, a mocą promieniowania L Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 12/1
30 Jasności, temperatury i masy gwiazd początek XX w: gwiazdy najgorętsze (typu O) są najjaśniejsze, gwiazdy najchłodniejsze (typ M) są najciemniejsze z zależności masa-jasność: gwiazdy typu O mają największe masy, typu M najmniejsze próba wyjaśnienia: gwiazdy zaczynają żywot w typie O, świecąc traca masę i stają się coraz chłodniejsze, kończą w typie M stąd pochodzi określenie wczesne (O-F) i późne (G-M) typy widmowe jeśli tak jest, powinna występować korelacja między temperaturą T e, a mocą promieniowania L Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 12/1
31 Jasności, temperatury i masy gwiazd początek XX w: gwiazdy najgorętsze (typu O) są najjaśniejsze, gwiazdy najchłodniejsze (typ M) są najciemniejsze z zależności masa-jasność: gwiazdy typu O mają największe masy, typu M najmniejsze próba wyjaśnienia: gwiazdy zaczynają żywot w typie O, świecąc traca masę i stają się coraz chłodniejsze, kończą w typie M stąd pochodzi określenie wczesne (O-F) i późne (G-M) typy widmowe jeśli tak jest, powinna występować korelacja między temperaturą T e, a mocą promieniowania L Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 12/1
32 Jasności, temperatury i masy gwiazd początek XX w: gwiazdy najgorętsze (typu O) są najjaśniejsze, gwiazdy najchłodniejsze (typ M) są najciemniejsze z zależności masa-jasność: gwiazdy typu O mają największe masy, typu M najmniejsze próba wyjaśnienia: gwiazdy zaczynają żywot w typie O, świecąc traca masę i stają się coraz chłodniejsze, kończą w typie M stąd pochodzi określenie wczesne (O-F) i późne (G-M) typy widmowe jeśli tak jest, powinna występować korelacja między temperaturą T e, a mocą promieniowania L Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 12/1
33 Odkrycie Ejnara Hertzprunga Wykres Russela 1905 Ejnar Hertzprung: przy wzroście T e rośnie L dla gwiazd typu G i późniejszych dodatkowa grupę gwiazd o dużej jasności (olbrzymy) podobny wynik dostaje Henri Norris Russel Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 13/1
34 Odkrycie Ejnara Hertzprunga Wykres Russela 1905 Ejnar Hertzprung: przy wzroście T e rośnie L dla gwiazd typu G i późniejszych dodatkowa grupę gwiazd o dużej jasności (olbrzymy) podobny wynik dostaje Henri Norris Russel Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 13/1
35 Odkrycie Ejnara Hertzprunga Wykres Russela 1905 Ejnar Hertzprung: przy wzroście T e rośnie L dla gwiazd typu G i późniejszych dodatkowa grupę gwiazd o dużej jasności (olbrzymy) podobny wynik dostaje Henri Norris Russel Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 13/1
36 Odkrycie Ejnara Hertzprunga Wykres Russela 1905 Ejnar Hertzprung: przy wzroście T e rośnie L dla gwiazd typu G i późniejszych dodatkowa grupę gwiazd o dużej jasności (olbrzymy) podobny wynik dostaje Henri Norris Russel Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 13/1
37 Wykres Hertzprunga-Russela (wersja obserwacyjna) O5 8 4 B0 A0 F0 G0 K0 M0 Supergiants M8 0 M V 4 Giants 8 Main sequence 12 White dwarfs B V Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 14/1
38 Wykres Hertzprunga-Russela (wersja teoretyków) Log 10 (L/L ) O5 B0 A0 Main sequence White dwarfs Supergiants Giants F0 G0 K0 M0 40,000 20,000 10, T e (K) Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 15/1
39 Promienie gwiazd na wykresie H-R można je wyliczyć z prawa Stefana-Boltzmanna: ( ) L R 2 ( ) T 4 L = R T po jego obustronnym zlogarytmowaniu mamy ( ) ( ) ( ) L R T log = 2 log + 4 log L R T rozważając gwiazdy o stałym promieniu R możemy przyjąć, że ( ) R 2 log = b R przykładowo, dla gwiazdy o promieniu R = R, b = 0, a dla R = 10 R, b = 2 Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 16/1
40 Promienie gwiazd na wykresie H-R można je wyliczyć z prawa Stefana-Boltzmanna: ( ) L R 2 ( ) T 4 L = R T po jego obustronnym zlogarytmowaniu mamy ( ) ( ) ( ) L R T log = 2 log + 4 log L R T rozważając gwiazdy o stałym promieniu R możemy przyjąć, że ( ) R 2 log = b R przykładowo, dla gwiazdy o promieniu R = R, b = 0, a dla R = 10 R, b = 2 Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 16/1
41 Promienie gwiazd na wykresie H-R można je wyliczyć z prawa Stefana-Boltzmanna: ( ) L R 2 ( ) T 4 L = R T po jego obustronnym zlogarytmowaniu mamy ( ) ( ) ( ) L R T log = 2 log + 4 log L R T rozważając gwiazdy o stałym promieniu R możemy przyjąć, że ( ) R 2 log = b R przykładowo, dla gwiazdy o promieniu R = R, b = 0, a dla R = 10 R, b = 2 Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 16/1
42 Promienie gwiazd na wykresie H-R można je wyliczyć z prawa Stefana-Boltzmanna: ( ) L R 2 ( ) T 4 L = R T po jego obustronnym zlogarytmowaniu mamy ( ) ( ) ( ) L R T log = 2 log + 4 log L R T rozważając gwiazdy o stałym promieniu R możemy przyjąć, że ( ) R 2 log = b R przykładowo, dla gwiazdy o promieniu R = R, b = 0, a dla R = 10 R, b = 2 Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 16/1
43 Promienie gwiazd ciągu głównego Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 17/1
44 Promienie gwiazd na wykresie H-R, c.d. wykres H-R w wresji teoretyków ma na osiach zmienne log(t/t ) i log(l/l ) dokonując w równaniu: ( ) L log L ( ) T = 4 log + b T zmiany zmiennych: log(t/t ) = x oraz log(l/l ) = y dostajemy równanie liniowe y = 4 x + b Wniosek: na wykresie H-R gwiazdy o stałych promieniach leżą na liniach prostych! Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 18/1
45 Promienie gwiazd na wykresie H-R, c.d. wykres H-R w wresji teoretyków ma na osiach zmienne log(t/t ) i log(l/l ) dokonując w równaniu: ( ) L log L ( ) T = 4 log + b T zmiany zmiennych: log(t/t ) = x oraz log(l/l ) = y dostajemy równanie liniowe y = 4 x + b Wniosek: na wykresie H-R gwiazdy o stałych promieniach leżą na liniach prostych! Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 18/1
46 Promienie gwiazd na wykresie H-R, c.d. wykres H-R w wresji teoretyków ma na osiach zmienne log(t/t ) i log(l/l ) dokonując w równaniu: ( ) L log L ( ) T = 4 log + b T zmiany zmiennych: log(t/t ) = x oraz log(l/l ) = y dostajemy równanie liniowe y = 4 x + b Wniosek: na wykresie H-R gwiazdy o stałych promieniach leżą na liniach prostych! Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 18/1
47 Linie równych promieni na wykresie H-R Log 10 (L/L ) O5 B0 100 R 1 R 0.01 R White dwarfs Supergiants A0 Giants F0 G0 K0 M0 40,000 20,000 10, T e (K) Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 19/1
48 Masy i gęstości gwiazd położenie gwiazdy na ciągu głównym określa jej masa M najjaśniejsze gwiazdy O5 100 M najsłabsze gwiazdy M M znając masy M i promienie R gwiazd możemy określić ich średnie gęstości ρ ze wzoru: ρ = M 4 3 πr3 przykładowe gęstości gwiazd Gwiazda Masa Promień Gęstość Słońce kg m 1.41 g cm 3 Syriusz 2.3 M 1.6 R 0.79 g cm 3 Betelgeza 10 M 1000 R 10 8 ρ Gwiazdy ciągu głównego mają ρ podobną do gęstości wody, olbrzymy gęstość 100 tys. razy mniejszą, niż powietrze którym oddychamy Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 20/1
49 Masy i gęstości gwiazd położenie gwiazdy na ciągu głównym określa jej masa M najjaśniejsze gwiazdy O5 100 M najsłabsze gwiazdy M M znając masy M i promienie R gwiazd możemy określić ich średnie gęstości ρ ze wzoru: ρ = M 4 3 πr3 przykładowe gęstości gwiazd Gwiazda Masa Promień Gęstość Słońce kg m 1.41 g cm 3 Syriusz 2.3 M 1.6 R 0.79 g cm 3 Betelgeza 10 M 1000 R 10 8 ρ Gwiazdy ciągu głównego mają ρ podobną do gęstości wody, olbrzymy gęstość 100 tys. razy mniejszą, niż powietrze którym oddychamy Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 20/1
50 Masy i gęstości gwiazd położenie gwiazdy na ciągu głównym określa jej masa M najjaśniejsze gwiazdy O5 100 M najsłabsze gwiazdy M M znając masy M i promienie R gwiazd możemy określić ich średnie gęstości ρ ze wzoru: ρ = M 4 3 πr3 przykładowe gęstości gwiazd Gwiazda Masa Promień Gęstość Słońce kg m 1.41 g cm 3 Syriusz 2.3 M 1.6 R 0.79 g cm 3 Betelgeza 10 M 1000 R 10 8 ρ Gwiazdy ciągu głównego mają ρ podobną do gęstości wody, olbrzymy gęstość 100 tys. razy mniejszą, niż powietrze którym oddychamy Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 20/1
51 Masy i gęstości gwiazd położenie gwiazdy na ciągu głównym określa jej masa M najjaśniejsze gwiazdy O5 100 M najsłabsze gwiazdy M M znając masy M i promienie R gwiazd możemy określić ich średnie gęstości ρ ze wzoru: ρ = M 4 3 πr3 przykładowe gęstości gwiazd Gwiazda Masa Promień Gęstość Słońce kg m 1.41 g cm 3 Syriusz 2.3 M 1.6 R 0.79 g cm 3 Betelgeza 10 M 1000 R 10 8 ρ Gwiazdy ciągu głównego mają ρ podobną do gęstości wody, olbrzymy gęstość 100 tys. razy mniejszą, niż powietrze którym oddychamy Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 20/1
52 Masy i gęstości gwiazd położenie gwiazdy na ciągu głównym określa jej masa M najjaśniejsze gwiazdy O5 100 M najsłabsze gwiazdy M M znając masy M i promienie R gwiazd możemy określić ich średnie gęstości ρ ze wzoru: ρ = M 4 3 πr3 przykładowe gęstości gwiazd Gwiazda Masa Promień Gęstość Słońce kg m 1.41 g cm 3 Syriusz 2.3 M 1.6 R 0.79 g cm 3 Betelgeza 10 M 1000 R 10 8 ρ Gwiazdy ciągu głównego mają ρ podobną do gęstości wody, olbrzymy gęstość 100 tys. razy mniejszą, niż powietrze którym oddychamy Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 20/1
53 Różnice w widmach gwiazd tego samego typu porównanie widm 2 gwiazd typu A3 (ta sama temperatura!): nadolbrzyma i gwiazdy ciągu głównego linie różnią się szerokością dlaczego? gęstość karła jest znacznie większa, niż nadolbrzyma, w jego atmosferze panuje znacznie większe ciśnienie, to ono powoduje poszerzenie linii Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 21/1
54 Różnice w widmach gwiazd tego samego typu porównanie widm 2 gwiazd typu A3 (ta sama temperatura!): nadolbrzyma i gwiazdy ciągu głównego linie różnią się szerokością dlaczego? gęstość karła jest znacznie większa, niż nadolbrzyma, w jego atmosferze panuje znacznie większe ciśnienie, to ono powoduje poszerzenie linii Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 21/1
55 Różnice w widmach gwiazd tego samego typu porównanie widm 2 gwiazd typu A3 (ta sama temperatura!): nadolbrzyma i gwiazdy ciągu głównego linie różnią się szerokością dlaczego? gęstość karła jest znacznie większa, niż nadolbrzyma, w jego atmosferze panuje znacznie większe ciśnienie, to ono powoduje poszerzenie linii Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 21/1
56 Klasyfikacja Morgana-Keenana 1943 atlas widm Williama Morgana i Phillipa Keenana definiujący klasy jasności gwiazd Klasa Ia-O Ia Ib II III IV V VI VII, D Nazwa Niezwykle jasne nadolbrzymy Jasne nadolbrzymy Nadolbrzymy Jasne olbrzymy Olbrzymy Podolbrzymy Gwiazdy ciągu głównego (karły) Podkarły Białe karły Klasyfikacja Morgana-Keenana: do typu widmowego z klasyfikacji harwardzkiej dodaje się oznaczenie klasy jasności, np. Słońce to gwiazda G2V, Betelgeza M2Ia Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 22/1
57 Klasyfikacja Morgana-Keenana 1943 atlas widm Williama Morgana i Phillipa Keenana definiujący klasy jasności gwiazd Klasa Ia-O Ia Ib II III IV V VI VII, D Nazwa Niezwykle jasne nadolbrzymy Jasne nadolbrzymy Nadolbrzymy Jasne olbrzymy Olbrzymy Podolbrzymy Gwiazdy ciągu głównego (karły) Podkarły Białe karły Klasyfikacja Morgana-Keenana: do typu widmowego z klasyfikacji harwardzkiej dodaje się oznaczenie klasy jasności, np. Słońce to gwiazda G2V, Betelgeza M2Ia Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 22/1
58 Klasyfikacja Morgana-Keenana 1943 atlas widm Williama Morgana i Phillipa Keenana definiujący klasy jasności gwiazd Klasa Ia-O Ia Ib II III IV V VI VII, D Nazwa Niezwykle jasne nadolbrzymy Jasne nadolbrzymy Nadolbrzymy Jasne olbrzymy Olbrzymy Podolbrzymy Gwiazdy ciągu głównego (karły) Podkarły Białe karły Klasyfikacja Morgana-Keenana: do typu widmowego z klasyfikacji harwardzkiej dodaje się oznaczenie klasy jasności, np. Słońce to gwiazda G2V, Betelgeza M2Ia Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 22/1
59 Klasy jasności na wykresie H-R Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 23/1
60 Paralaksy spektroskopowe mając widmo gwiazdy można określić jej typ widmowy i klasę jasności, potem umieścić na wykresie H-R pozwala to oszacować w przybliżeniu jasnośc absolutną gwiazdy M wyznaczając z obserwacji jasność widomą tej gwiazdy, m, można obliczyć jej przybliżona odległość d w parsekach: d = 10 (m M+5)/5 jest to tzw. metoda paralaks spektroskopowych dokładność wyznaczenia M z klasy jasności wynosi na ogół ±1 m, stąd d jest znane z dokładnością do czynnika ±10 1/5 = 1.6 Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 24/1
61 Paralaksy spektroskopowe mając widmo gwiazdy można określić jej typ widmowy i klasę jasności, potem umieścić na wykresie H-R pozwala to oszacować w przybliżeniu jasnośc absolutną gwiazdy M wyznaczając z obserwacji jasność widomą tej gwiazdy, m, można obliczyć jej przybliżona odległość d w parsekach: d = 10 (m M+5)/5 jest to tzw. metoda paralaks spektroskopowych dokładność wyznaczenia M z klasy jasności wynosi na ogół ±1 m, stąd d jest znane z dokładnością do czynnika ±10 1/5 = 1.6 Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 24/1
62 Paralaksy spektroskopowe mając widmo gwiazdy można określić jej typ widmowy i klasę jasności, potem umieścić na wykresie H-R pozwala to oszacować w przybliżeniu jasnośc absolutną gwiazdy M wyznaczając z obserwacji jasność widomą tej gwiazdy, m, można obliczyć jej przybliżona odległość d w parsekach: d = 10 (m M+5)/5 jest to tzw. metoda paralaks spektroskopowych dokładność wyznaczenia M z klasy jasności wynosi na ogół ±1 m, stąd d jest znane z dokładnością do czynnika ±10 1/5 = 1.6 Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 24/1
63 Paralaksy spektroskopowe mając widmo gwiazdy można określić jej typ widmowy i klasę jasności, potem umieścić na wykresie H-R pozwala to oszacować w przybliżeniu jasnośc absolutną gwiazdy M wyznaczając z obserwacji jasność widomą tej gwiazdy, m, można obliczyć jej przybliżona odległość d w parsekach: d = 10 (m M+5)/5 jest to tzw. metoda paralaks spektroskopowych dokładność wyznaczenia M z klasy jasności wynosi na ogół ±1 m, stąd d jest znane z dokładnością do czynnika ±10 1/5 = 1.6 Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 24/1
64 Paralaksy spektroskopowe mając widmo gwiazdy można określić jej typ widmowy i klasę jasności, potem umieścić na wykresie H-R pozwala to oszacować w przybliżeniu jasnośc absolutną gwiazdy M wyznaczając z obserwacji jasność widomą tej gwiazdy, m, można obliczyć jej przybliżona odległość d w parsekach: d = 10 (m M+5)/5 jest to tzw. metoda paralaks spektroskopowych dokładność wyznaczenia M z klasy jasności wynosi na ogół ±1 m, stąd d jest znane z dokładnością do czynnika ±10 1/5 = 1.6 Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 24/1
Wstęp do astrofizyki I
Wstęp do astrofizyki I Wykład 12 Tomasz Kwiatkowski Uniwersytet im. Adama Mickiewicza w Poznaniu Wydział Fizyki Instytut Obserwatorium Astronomiczne Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład
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 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 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 szczegółowoWstęp do astrofizyki I
Wstęp do astrofizyki I Wykład 15 Tomasz Kwiatkowski Uniwersytet im. Adama Mickiewicza w Poznaniu Wydział Fizyki Instytut Obserwatorium Astronomiczne Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład
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 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 szczegółowoWstęp do astrofizyki I
Wstęp do astrofizyki I Wykład 13 Tomasz Kwiatkowski Uniwersytet im. Adama Mickiewicza w Poznaniu Wydział Fizyki Instytut Obserwatorium Astronomiczne Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład
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 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 szczegółowoFotometria 1. Systemy fotometryczne.
Fotometria 1. Systemy fotometryczne. Andrzej Pigulski Instytut Astronomiczny Uniwersytetu Wrocławskiego Produkty HELAS-a, 2010 Fotometria Fotometria to jedna z podstawowych technik obserwacyjnych. Pozwala
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 szczegółowoWstęp do astrofizyki I
Wstęp do astrofizyki I Wykład 1 Tomasz Kwiatkowski Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 1/30 Plan wykładu Uwagi wstępne Odległości do gwiazd Paralaksa trygonometryczna Hipparcos i Gaia
Bardziej szczegółowoDiagramH-R. - układ okresowy gwiazd. a niezależnie udoskonalony przez. Jak widać (lepiej na rys. 2, gdzie mamy prawdziwe dane dla kilku
DiagramH-R - układ okresowy gwiazd j\rzysztof Rochowicz Wśród studentów astronomii krąży dowcip, w którym egzaminowany żak na pytanie: "Co jest na osiach diagramu H-R?" obrusza się i śmiało odpowiada:
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 szczegółowoWstęp do astrofizyki I
Wstęp do astrofizyki I Wykład 3 Tomasz Kwiatkowski 2010-10-20 Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 3 1/22 Plan wykładu Linie widmowe Linie Fraunhofera Prawa Kirchhoffa Analiza widmowa Zjawisko
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 szczegółowoWstęp do astrofizyki I
Wstęp do astrofizyki I Wykład 14 Tomasz Kwiatkowski Uniwersytet im. Adama Mickiewicza w Poznaniu Wydział Fizyki Instytut Obserwatorium Astronomiczne Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład
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 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 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 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 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 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 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 szczegółowoMierzenie odległości we Wszechświecie Cefeidy
Mierzenie odległości we Wszechświecie Cefeidy Seminarium jesienne Klubu Astronomicznego Almukantarat Kraków 2013 Spis literatury: Marek Substyk, Poradnik miłośnika astronomii, AstroCD, 2010 http://www.astronomynotes.com/ismnotes/s5.htm
Bardziej szczegółowoWykład Budowa atomu 1
Wykład 30. 11. 2016 Budowa atomu 1 O atomach Trochę historii i wprowadzenie w temat Promieniowanie i widma Doświadczenie Rutherforda i odkrycie jądra atomowego Model atomu wodoru Bohra sukcesy i ograniczenia
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 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 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 szczegółowoRadon w powietrzu. Marcin Polkowski 10 marca Wstęp teoretyczny 1. 2 Przyrządy pomiarowe 2. 3 Prędkość pompowania 2
Radon w powietrzu Marcin Polkowski marcin@polkowski.eu 10 marca 2008 Streszczenie Celem ćwiczenia był pomiar stężenia 222 Rn i produktów jego rozpadu w powietrzu. Pośrednim celem ćwiczenia było również
Bardziej szczegółowoKLUCZ PUNKTOWANIA ODPOWIEDZI
Egzamin maturalny maj 009 FIZYKA I ASTRONOMIA POZIOM ROZSZERZONY KLUCZ PUNKTOWANIA ODPOWIEDZI Zadanie 1.1 Narysowanie toru ruchu ciała w rzucie ukośnym. Narysowanie wektora siły działającej na ciało w
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 szczegółowoSprawdzanie prawa Ohma i wyznaczanie wykładnika w prawie Stefana-Boltzmanna
Sprawdzanie prawa Ohma i wyznaczanie wykładnika w prawie Stefana-Boltzmanna Wprowadzenie. Prawo Stefana Boltzmanna Φ λ nm Rys.1. Prawo Plancka. Pole pod każdą krzywą to całkowity strumień: Φ c = σs T 4
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 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 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 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 szczegółowoautor: Włodzimierz Wolczyński rozwiązywał (a)... ARKUSIK 39 ATOM WODORU. PROMIENIOWANIE. WIDMA TEST JEDNOKROTNEGO WYBORU
autor: Włodzimierz Wolczyński rozwiązywał (a)... ARKUSIK 39 ATOM WODORU. PROMIENIOWANIE. WIDMA Zadanie 1 1 punkt TEST JEDNOKROTNEGO WYBORU Moment pędu elektronu znajdującego się na drugiej orbicie w atomie
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 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 szczegółowoSkręcenie wektora polaryzacji w ośrodku optycznie czynnym
WFiIS PRACOWNIA FIZYCZNA I i II Imię i nazwisko: 1.. TEMAT: ROK GRUPA ZESPÓŁ NR ĆWICZENIA ata wykonania: ata oddania: Zwrot do poprawy: ata oddania: ata zliczenia: OCENA Cel ćwiczenia: Celem ćwiczenia
Bardziej szczegółowoPomiar drogi koherencji wybranych źródeł światła
Politechnika Gdańska WYDZIAŁ ELEKTRONIKI TELEKOMUNIKACJI I INFORMATYKI Katedra Optoelektroniki i Systemów Elektronicznych Pomiar drogi koherencji wybranych źródeł światła Instrukcja do ćwiczenia laboratoryjnego
Bardziej szczegółowoEfekt Dopplera. dr inż. Romuald Kędzierski
Efekt Dopplera dr inż. Romuald Kędzierski Christian Andreas Doppler W 1843 roku opublikował swoją najważniejszą pracę O kolorowym świetle gwiazd podwójnych i niektórych innych ciałach niebieskich. Opisał
Bardziej 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 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 szczegółowo41R POWTÓRKA FIKCYJNY EGZAMIN MATURALNY Z FIZYKI I ASTRONOMII. POZIOM ROZSZERZONY (od początku do końca)
Włodzimierz Wolczyński 41R POWTÓRKA FIKCYJNY EGZAMIN MATURALNY Z FIZYKI I ASTRONOMII POZIOM ROZSZERZONY (od początku do końca) Rozwiązanie zadań należy zapisać w wyznaczonych miejscach pod treścią zadania
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 szczegółowoO 2 O 1. Temat: Wyznaczenie przyspieszenia ziemskiego za pomocą wahadła rewersyjnego
msg M 7-1 - Temat: Wyznaczenie przyspieszenia ziemskiego za pomocą wahadła rewersyjnego Zagadnienia: prawa dynamiki Newtona, moment sił, moment bezwładności, dynamiczne równania ruchu wahadła fizycznego,
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 szczegółowoZADANIA MATURALNE Z FIZYKI I ASTRONOMII
ZADANIA ZAMKNIĘTE W zadaniach od 1. do 10. wybierz i zaznacz na karcie odpowiedzi jedną poprawną odpowiedź. Zadanie 1. (1 pkt) Samochód porusza się po prostoliniowym odcinku autostrady. Drogę przebytą
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 szczegółowoĆWICZENIE 1 WYZNACZANIE DŁUGOŚCI FALI ZA POMOCĄ SPEKTROSKOPU
ĆWICZENIE WYZNACZANIE DŁUGOŚCI FALI ZA POMOCĄ SPEKTROSKOPU Jeżeli gazy zaczynają świecić, na przykład w wyniku podgrzania, to możemy zaobserwować charakterystyczne kolorowe prążki podczas obserwacji tzw.
Bardziej szczegółowoWyznaczanie stałej słonecznej i mocy promieniowania Słońca
Wyznaczanie stałej słonecznej i mocy promieniowania Słońca Jak poznać Wszechświat, jeśli nie mamy bezpośredniego dostępu do każdej jego części? Ta trudność jest codziennością dla astronomii. Obiekty astronomiczne
Bardziej 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 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 szczegółowoBADANIE I ACHROMATYZACJA PRĄŻKÓW INTERFERENCYJNYCH TWORZONYCH ZA POMOCĄ ZWIERCIADŁA LLOYDA
BADANIE I ACHROMATYZACJA PRĄŻKÓW INTERFERENCYJNYCH TWORZONYCH ZA POMOCĄ ZWIERCIADŁA LLOYDA Celem ćwiczenia jest: 1. demonstracja dużej liczby prążków w interferometrze Lloyda z oświetleniem monochromatycznym,
Bardziej szczegółowoWielkości gwiazdowe. Systematyka N.R. Pogsona, który wprowadza zasadę, że różniaca 5 wielkości gwiazdowych to stosunek natężeń równy 100
Wielkości gwiazdowe Ptolemeusz w Almageście 6 wielkości gwiazdowych od 1 do 6 mag. 1830 r, John Herschel wiąże skalę wielkości gwiazdowych z natężeniem globlanym światła gwiazd, mówiąc, że różnicom w wielkościach
Bardziej szczegółowoIV. TEORIA (MODEL) BOHRA ATOMU (1913)
IV. TEORIA (MODEL) BOHRA ATOMU (1913) Bohr zastanawiał się, jak wyjaśnić strukturę widm liniowych. Elektron musi krążyć, aby zrównoważyć siłę Coulomba (przyciągającą). Skoro krąży to doznaje przyspieszenia
Bardziej szczegółowoLogarytmy. Funkcje logarytmiczna i wykładnicza. Równania i nierówności wykładnicze i logarytmiczne.
Logarytmy. Funkcje logarytmiczna i wykładnicza. Równania i nierówności wykładnicze i logarytmiczne. Definicja. Niech a i b będą dodatnimi liczbami rzeczywistymi i niech a. Logarytmem liczby b przy podstawie
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 szczegółowoStałe : h=6, Js h= 4, eVs 1eV= J nie zależy
T_atom-All 1 Nazwisko i imię klasa Stałe : h=6,626 10 34 Js h= 4,14 10 15 evs 1eV=1.60217657 10-19 J Zaznacz zjawiska świadczące o falowej naturze światła a) zjawisko fotoelektryczne b) interferencja c)
Bardziej szczegółowoModel Bohra budowy atomu wodoru - opis matematyczny
Model Bohra budowy atomu wodoru - opis matematyczny Uwzględniając postulaty kwantowe Bohra, można obliczyć promienie orbit dozwolonych, energie elektronu na tych orbitach, wartość prędkości elektronu na
Bardziej szczegółowoLABORATORIUM PROMIENIOWANIE W MEDYCYNIE
LABORATORIUM PROMIENIOWANIE W MEDYCYNIE Ćw nr 3 NATEŻENIE PROMIENIOWANIA γ A ODLEGŁOŚĆ OD ŹRÓDŁA PROMIENIOWANIA Nazwisko i Imię: data: ocena (teoria) Grupa Zespół ocena końcowa 1 Cel ćwiczenia Natężenie
Bardziej szczegółowoWykład 17: Optyka falowa cz.1.
Wykład 17: Optyka falowa cz.1. Dr inż. Zbigniew Szklarski Katedra Elektroniki, paw. C-1, pok.31 szkla@agh.edu.pl http://layer.uci.agh.edu.pl/z.szklarski/ 1 Zasada Huyghensa Christian Huygens 1678 r. pierwsza
Bardziej szczegółowoFunkcja liniowa - podsumowanie
Funkcja liniowa - podsumowanie 1. Funkcja - wprowadzenie Założenie wyjściowe: Rozpatrywana będzie funkcja opisana w dwuwymiarowym układzie współrzędnych X. Oś X nazywana jest osią odciętych (oś zmiennych
Bardziej szczegółowoĆwiczenie nr 2 : Badanie licznika proporcjonalnego fotonów X
Ćwiczenie nr 2 : Badanie licznika proporcjonalnego fotonów X Oskar Gawlik, Jacek Grela 16 lutego 2009 1 Podstawy teoretyczne 1.1 Liczniki proporcjonalne Wydajność detekcji promieniowania elektromagnetycznego
Bardziej szczegółowoĆwiczenie 375. Badanie zależności mocy promieniowania cieplnego od temperatury. U [V] I [ma] R [ ] R/R 0 T [K] P [W] ln(t) ln(p)
1 Nazwisko... Data... Wydział... Imię... Dzień tyg.... Godzina... Ćwiczenie 375 Badanie zależności mocy promieniowania cieplnego od temperatury = U [V] I [ma] [] / T [K] P [W] ln(t) ln(p) 1.. 3. 4. 5.
Bardziej szczegółowoPOLITECHNIKA BIAŁOSTOCKA
POLITECHNIKA BIAŁOSTOCKA KATEDRA ZARZĄDZANIA PRODUKCJĄ Instrukcja do zajęć laboratoryjnych z przedmiotu: Towaroznawstwo Kod przedmiotu: LS03282; LN03282 Ćwiczenie 4 POMIARY REFRAKTOMETRYCZNE Autorzy: dr
Bardziej szczegółowoFIZYKA KLASA I LICEUM OGÓLNOKSZTAŁCĄCEGO
2016-09-01 FIZYKA KLASA I LICEUM OGÓLNOKSZTAŁCĄCEGO ZAKRES PODSTAWOWY SZKOŁY BENEDYKTA 1. Cele kształcenia i wychowania Ogólne cele kształcenia zapisane w podstawie programowej dla zakresu podstawowego
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 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 szczegółowoEkosfery. Gimnazjum Klasy I III Doświadczenie konkursowe nr 5
Gimnazjum Klasy I III Doświadczenie konkursowe nr 5 Rok 017 1. Wstęp teoretyczny Badanie planet pozasłonecznych (zwanych inaczej egzoplanetami) jest aktualnie jednym z najbardziej dynamicznie rozwijających
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 szczegółowo3.5 Wyznaczanie stosunku e/m(e22)
Wyznaczanie stosunku e/m(e) 157 3.5 Wyznaczanie stosunku e/m(e) Celem ćwiczenia jest wyznaczenie stosunku ładunku e do masy m elektronu metodą badania odchylenia wiązki elektronów w poprzecznym polu magnetycznym.
Bardziej szczegółowoWyznaczanie zależności współczynnika załamania światła od długości fali światła
Ćwiczenie O3 Wyznaczanie zależności współczynnika załamania światła od długości fali światła O3.1. Cel ćwiczenia Celem ćwiczenia jest zbadanie zależności współczynnika załamania światła od długości fali
Bardziej szczegółowoWYZNACZANIE PROMIENIA KRZYWIZNY SOCZEWKI I DŁUGOŚCI FALI ŚWIETLNEJ ZA POMOCĄ PIERŚCIENI NEWTONA
Ćwiczenie 81 A. ubica WYZNACZANIE PROMIENIA RZYWIZNY SOCZEWI I DŁUGOŚCI FALI ŚWIETLNEJ ZA POMOCĄ PIERŚCIENI NEWTONA Cel ćwiczenia: poznanie prążków interferencyjnych równej grubości, wykorzystanie tego
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 szczegółowoPochodna i różniczka funkcji oraz jej zastosowanie do obliczania niepewności pomiarowych
Pochodna i różniczka unkcji oraz jej zastosowanie do obliczania niepewności pomiarowych Krzyszto Rębilas DEFINICJA POCHODNEJ Pochodna unkcji () w punkcie określona jest jako granica: lim 0 Oznaczamy ją
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 szczegółowoPozorne orbity planet Z notatek prof. Antoniego Opolskiego. Tomasz Mrozek Instytut Astronomiczny UWr Zakład Fizyki Słońca CBK PAN
Pozorne orbity planet Z notatek prof. Antoniego Opolskiego Tomasz Mrozek Instytut Astronomiczny UWr Zakład Fizyki Słońca CBK PAN Początek Młody miłośnik astronomii patrzy w niebo Młody miłośnik astronomii
Bardziej szczegółowoWyznaczanie długości fali świetlnej za pomocą spektrometru siatkowego
Politechnika Łódzka FTIMS Kierunek: Informatyka rok akademicki: 2008/2009 sem. 2. grupa II Termin: 19 V 2009 Nr. ćwiczenia: 413 Temat ćwiczenia: Wyznaczanie długości fali świetlnej za pomocą spektrometru
Bardziej szczegółowoRozkłady mas białych karłów
Rozkłady mas białych karłów Mirosław Należyty Jerzy Madej, Agnieszka Majczyna Uniwersytet Pedagogiczny Kraków, 8.06.2010 Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Warszawskiego i Instytut Problemów Jądrowych
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 szczegółowoGrzegorz Nowak. Podstawy spektroskopii gwiazdowej
Grzegorz Nowak Podstawy spektroskopii gwiazdowej Plan astronomicznej. Powstawanie linii widmowych: oddziaływanie światła z materią, modele budowy atomów Dokonania spektroskopii gwiazdowej: badanie składu
Bardziej szczegółowoBadanie żarówki. Sprawdzenie słuszności prawa Ohma, zdejmowanie charakterystyki prądowo-napięciowej.
Badanie żarówki. Sprawdzenie słuszności prawa Ohma, zdejmowanie charakterystyki prądowo-napięciowej. Sprawdzenie słuszności prawa Stefana Boltzmanna dla metalowego drucika żarówki cz.1 i cz.2 I LO im.
Bardziej szczegółowoI ,11-1, 1, C, , 1, C
Materiał powtórzeniowy - budowa atomu - cząstki elementarne, izotopy, promieniotwórczość naturalna, okres półtrwania, średnia masa atomowa z przykładowymi zadaniami I. Cząstki elementarne atomu 1. Elektrony
Bardziej szczegółowoPochodna funkcji c.d.-wykład 5 ( ) Funkcja logistyczna
Pochodna funkcji c.d.-wykład 5 (5.11.07) Funkcja logistyczna Rozważmy funkcję logistyczną y = f 0 (t) = 40 1+5e 0,5t Funkcja f może być wykorzystana np. do modelowania wzrostu masy ziaren kukurydzy (zmienna
Bardziej szczegółowoMatura z fizyki i astronomii 2012
Matura z fizyki i astronomii 2012 Zadania przygotowawcze do matury na poziomie rozszerzonym 7 maja 2012 Arkusz A2 Czas rozwiązywania: 150 minut Liczba punktów do uzyskania: 60 2 Egzamin wstępny z fizyki
Bardziej szczegółowoSchemat układu zasilania diod LED pokazano na Rys.1. Na jednej płytce połączone są różne diody LED, które przełącza się przestawiając zworkę.
Ćwiczenie 3. Parametry spektralne detektorów. Cel ćwiczenia. Celem ćwiczenia jest zapoznanie się z podstawowymi parametrami detektorów i ich podstawowych parametrów. Poznanie zależności związanych z oddziaływaniem
Bardziej szczegółowoKolorowy Wszechświat część I
Kolorowy Wszechświat część I Bartłomiej Zakrzewski Spoglądając w pogodną noc na niebo, łatwo możemy dostrzec, że gwiazdy (przynajmniej te najjaśniejsze) różnią się między sobą kolorami. Wśród nich znajdziemy
Bardziej szczegółowoPomiary. Przeliczanie jednostek skali mapy. Np. 1 : cm : cm 1cm : m 1cm : 20km
Pomiary Przeliczanie jednostek skali mapy Np. 1 : 2 000 000 1cm : 2 000 000cm 1cm : 20 000m 1cm : 20km 1cm 2 : 400km 2 1cm 2 : 40 000ha [4 000 000a] [400 000 000m 2 ] Zadania podstawowe Jaki powinien być
Bardziej szczegółowoOptyka stanowi dział fizyki, który zajmuje się światłem (także promieniowaniem niewidzialnym dla ludzkiego oka).
Optyka geometryczna Optyka stanowi dział fizyki, który zajmuje się światłem (także promieniowaniem niewidzialnym dla ludzkiego oka). Założeniem optyki geometrycznej jest, że światło rozchodzi się jako
Bardziej szczegółowoWyniki pomiarów okresu drgań dla wahadła o długości l = 1,215 m i l = 0,5 cm.
2 Wyniki pomiarów okresu drgań dla wahadła o długości l = 1,215 m i l = 0,5 cm. Nr pomiaru T[s] 1 2,21 2 2,23 3 2,19 4 2,22 5 2,25 6 2,19 7 2,23 8 2,24 9 2,18 10 2,16 Wyniki pomiarów okresu drgań dla wahadła
Bardziej szczegółowoLABORATORIUM MECHANIKI PŁYNÓW
Ćwiczenie numer 5 Wyznaczanie rozkładu prędkości przy przepływie przez kanał 1. Wprowadzenie Stanowisko umożliwia w eksperymentalny sposób zademonstrowanie prawa Bernoulliego. Układ wyposażony jest w dyszę
Bardziej szczegółowoWstęp do astrofizyki I
Wstęp do astrofizyki I Wykład 5 Tomasz Kwiatkowski 3 listopad 2010 r. Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 5 1/41 Plan wykładu Podstawy optyki geometrycznej Załamanie światła, soczewki Odbicie
Bardziej szczegółowoFizykaatmosfergwiazdowych
Krzysztof Gęsicki Fizykaatmosfergwiazdowych Wykład kursowy dla studentów astronomii 2 stopnia wykład 2. trochę historii liczymy fotony Masiewicz i Tutukow we wstępie do książki z 1988r. opisującej ewolucję
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 szczegółowoFizyka promieniowania jonizującego. Zygmunt Szefliński
Fizyka promieniowania jonizującego Zygmunt Szefliński 1 Wykład 3 Ogólne własności jąder atomowych (masy ładunki, izotopy, izobary, izotony izomery). 2 Liczba atomowa i masowa Liczba nukleonów (protonów
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 szczegółowo