Rys Krater meteorytowy Canyon Diablo w Arizonie
|
|
- Antonina Jarosz
- 7 lat temu
- Przeglądów:
Transkrypt
1 1. Elementy kosmochemii 1 1. ELEMENTY KOSMOCHEMII O planetach Układu Słonecznego zdobywamy z wolna wiedzę z bezpośrednich badań załogowych czy bezzałogowych misji kosmicznych wysyłanych na Księżyc, na Marsa i dalej. Nasza wiedza o składzie pierwiastkowym materii Wszechświata pochodzi głównie z dwóch źródeł: z pomiarów widm spektralnych światła gwiazd i innych ciał niebieskich oraz z analiz meteorytów. Współczesna wiedza o materii pozaziemskiej uzupełniana jest również bezpośrednimi badaniami zarówno przez kosmonautów jak i sondy automatyczne, które przesyłają na Ziemię próbki lub wyniki pomiarów. Analiza widm spektralnych światła gwiazd docierającego do Ziemi pozwala jakościowo i półilościowo oznaczyć skład pierwiastkowy atmosfery gwiazd. Gorące wnętrza gwiazd wysyłają światło białe (pełne widmo wszystkich długości fal światła widzialnego). Światło to przechodząc przez chłodniejsze zewnętrzne warstwy atmosfery gwiazdy ulega częściowej absorpcji. Pierwiastki wchodzące w skład atmosfery gwiazdy absorbują tylko niektóre, charakterystyczne dla każdego pierwiastka długości fal świetlnych. W widmie światła białego docierającego do Ziemi pojawiają się więc dziury, tzw. linie spektralne, z obecności których można wywnioskować jakie pierwiastki są odpowiedzialne za absorpcję światła atmosferze gwiazdy. Uważa się, że atmosfera gwiazd reprezentuje skład substancji, z której gwiazda powstała. Rys Krater meteorytowy Canyon Diablo w Arizonie Analiza spektroskopowa dostarcza głównie informacji o lotnych pierwiastkach, czyli o pierwiastkach o bardzo niskich temperaturach wrzenia (n.p. wodór, hel), z których w dużej mierze zbudowany jest Wszechświat. Natomiast analiza ciał stałych spadających na Ziemię uzupełnia naszą wiedzę o pierwiastkach mało lotnych (o wysokich temperaturach wrzenia), takich jak Fe, Si, Al., Ca, stanowiących w dużej mierze budulec kuli ziemskiej. Spadające gwiazdy (meteory) widoczne na niebie w sierpniową czy grudniowa noc to właśnie rozbłyski okruchów kosmicznej materii spadających na ziemię. Większość z nich ulega całkowitemu spaleniu w atmosferze. Niektóre z nich (ok. 1%) spadają jednak na powierzchnię ziemi jako meteoryty. Tradycyjny podział meteorytów w zależności od struktury i składu rozróżnia trzy
2 1. Elementy kosmochemii 2 główne typy: meteoryty kamienne (chondryty i chondryty), meteoryty żelazo-kamienne i meteoryty żelazne. Meteoryty kamienne szczególnie przyczyniły się do naszego zrozumienia historii Układu Słonecznego i Ziemi. Choć meteoryty żelazne stanowią zaledwie 10 do 20% wszystkich meteorytów spadających na Ziemię, w kolekcjach muzealnych są reprezentowane bardzo licznie ponieważ łatwiej rzucają się w oczy jako znaleziska i są częściej identyfikowane. Meteoryty żelazne zbudowane są zazwyczaj w przewadze z żelaza z domieszką kilku lub kilkunastu procent niklu. Pochodzą prawdopodobnie z jąder ciał niebieskich, które były przez jakiś czas w stanie stopionym w wyniku czego ich skład pierwiastkowy uległ tzw. dyferencjacji: pierwiastki ciężkie (jak żelazo, nikiel) opadły do jądra a pierwiastki lżejsze (krzem, glin, wapń czy magnez) skoncentrowały się w strefach zewnętrznych. Pośród minerałów budujących meteoryty żelazne powszechne są kamacyt i taenit o wzorze FeNi oraz troili FeS, niezwykle rzadko spotykane na Ziemi. Tworzą one często dość duże kryształy (rzędu milimetrów i centymetrów) przenikające się tak, że na wypolerowanej powierzchni tworzą charakterystyczne wzory geometryczny tworzące tzw. linie Widmannstättena i linie Neumanna. Meteoryty kamienne zbudowane są w przewadze z minerałów krzemianowych i glinokrzemianowych, głównie z grupy oliwinów, piroksenów i plagioklazów, czasem z domieszką stopów żelazoniklowych podobnych do tych w meteorytach żelaznych. Wyróżniono wiele odmian meteorytów kamiennych, ale współczesny podział na chondryty i achondryty opiera się przede wszystkim o genezę odtworzoną na podstawie składu chemicznego i mineralnego. Chondryty są zbudowane z materiału skalnego, który uległ agregacji w stanie stałym natomiast achondryty powstały przez krystalizację stopu. W chondrytach spotykamy zazwyczaj kuliste formy wielkości rzędu milimetrów zwane chondrami. W badaniach geochemicznych największe znaczenie mają meteoryty z grupy chondrytów węglistych (typu C). W przeciwieństwie do innych meteorytów zawierają one nie tylko glinokrzemianowe minerały wysokotemperaturowe ale również minerały i związki powstałe niewątpliwie w niższych temperaturach, w tym minerały uwodnione (serpentyny) i węglowodory. Analiza składu tych meteorytów wskazuje, że pochodzą one z ciał, które nigdy nie uległy przetopieniu czy dyferencjacji chemicznej. Radiometryczne datowanie wykazuje ich wiek na ok. 4,5 miliarda lat, zbliżony do wieku Układu Słonecznego. Dlatego uważa się, że reprezentują one okruchy pramaterii słonecznej i swym składem chemicznym (za wyjątkiem pierwiastków lekkich jak N, C, O, które uległy odgazowaniu) najbliżej przypominają średni skład naszego Słońca i materii, z której powstała Ziemia. Często wiek wyniki analiz geochemicznych porównuje się do zawartości pierwiastków w chondrytach C-l, co pozwala na wyciągnięcie wielu interesujących wniosków na temat powstania i ewolucji skał ziemskich.
3 1. Elementy kosmochemii 3 Fig Chondry w meteorycie kamiennym (z lewej) i obraz widziany w petrograficznym mikroskopie polaryzacyjnym przy skrzyżowanych polaroidach. Zdjęcia ze strony Fig Linie (figury) Widmanstattena w meteorycie żelaznym polerowanym, trawionym (rozmiar płytki kilka centymetrów). Tekst i zdjęcie ze strony FIGURY WIDMANSTATTENA - po przecięciu meteorytu, wypolerowaniu powierzchni przecięcia i wytrawieniu jej słabym roztworem kwasu (zalecany jest 10% kwas azotowy), ukazuje się sieć krzyżujących się linii tworzących trójkąty będące przekrojami ośmiościanów czyli oktaedrów - stąd nazwa oktaedryty. Są to tzw.linie Widmanstattena będące dowodem, że mamy do czynienia z meteorytem, gdyż nie można ich uzyskać w warunkach ziemskich. Im więcej niklu zawiera meteoryt, tym mniejsza grubość linii (patrz zdjęcie). Powstanie tych linii jest skutkiem powolnego przekształcania się taenitu w kamacyt w czasie niezmiernie wolnego stygnięcia stopu żelazoniklowego. Okazało się, że w ciągu miliona lat ostygał on zaledwie o kilka stopni. Oznacza to, że musiał być izolowany od otoczenia, gdyż inaczej ostygłby znacznie szybciej. Izolatorem mogły być na przykład zwykłe skały. Meteoryty żelazne musiały więc powstać we wnętrzu jakiejś planety lub planetoidy. - "Urania" 3/91
4 1. Elementy kosmochemii 4 Fig Niektóre znane polskie meteoryty. Zdjęcie ze strony Fig Względna częstość występowania pierwiastków we wszechświecie. Wykres na figurze 1-4 (w formie tzw. wykresu Oddona-Harkinsa)pozwala porównać częstość występowania pierwiastków we Wszechświecie. Już pobieżna analiza kształtu wykresu nasuwa wiele pytań. Dlaczego we Wszechświecie najwięcej jest wodoru H i helu He? Dlaczego zawartość pierwiastków maleje ze wzrostem liczby atomowej a więc dużych i ciężkich atomów pierwiastków jest mniej niż małych i lekkich? Dlaczego jednak lit Li, beryl Be i bor B wyłamują się z tej prawidłowości i sa nieproporcjonalnie nieliczne? Dlaczego w przeciwieństwie do nich żelazo Fe i sąsiednie pierwiastki odbiegają w górę od jednostajnie malejącego wykresu i są nieproporcjonalnie liczniejsze? A dlaczego pierwiastków o parzystej liczbie atomowej jest zawsze więcej niż tych o nieparzystej i wykres ma kształt piły?
5 1. Elementy kosmochemii 5 Poglądy na temat nukleosyntezy pierwiastków i przebiegu procesów we wnętrzu gwiazd utrwaliły się całkiem niedawno, dopiero w połowie XX wieku. Uważa się, że skład Wszechświata zaraz po powstaniu był dość monotonny: składał się głównie z wodoru, być może z niewielkim dodatkiem helu. Wszystkie pozostałe pierwiastki powstały później we wnętrzu gwiazd z H i He w procesach syntezy pierwiastków. Gwiezdna fabryka pierwiastków nie jest jednak zbyt wydajna a proces produkcji jest powolny i pobiera olbrzymie ilości energii. Dlatego, pomimo iż wiek Wszechświata ocenia się na ponad 15 miliardów lat zaledwie ok. 2% wodoru i helu dotychczas zostało zamienione w pierwiastki cięższe, takie z jakich głównie zbudowana jest nasza Ziemia (na której He i H są w mniejszości). Pierwiastki powstają w gorących wnętrzach gwiazd m.in. przez łączenie się nukleonów (składników jąder atomów) i przez reakcje termojądrowe. Pierwiastki lekkie, od helu do żelaza, mogą powstawać na drodze prostej syntezy termojądrowej przez fuzję (połączenie) jąder atomów lżejszych pierwiastków. Kolejne, coraz cięższe pierwiastki, wymagają do swego utworzenia coraz większych energii i dlatego są mniej liczne. W miarę ewolucji gwiazdy atomy helu, powstałe przez syntezę termojądrową z wodoru, też mogą ulegać reakcji fuzji prowadząc do powstania atomów cięższych pierwiastków (węgla, tlenu). Podczas gdy ten proces przebiega w centralnych częściach gwiazdy, bliżej jej powierzchni trwa nadal spalanie wodoru: gwiazda może przekształcić się w czerwonego giganta. Taką ewolucję być może przejdzie nasze słońce. Jednak tylko największe gwiazdy zapewniające w swoim wnętrzu olbrzymią gęstość i niesłychanie wysoką temperaturę mogą zapewnić warunki syntezy pierwiastków ciężkich. Maksymalna temperatura gwiazdy jest proporcjonalna zazwyczaj do jej rozmiarów (Tab. 1-1). Nasze Słońce jest zdolne do reakcji 1 i 2. W słońcach większych od naszego mogą powstawać jeszcze wyższe temperatury i ciśnienia prowadząc do dalszych, trudniejszych reakcji fuzji atomów węgla, neonu, tlenu czy krzemu. Produkty jednych reakcji są materiałem dla reakcji wyższego rzędu prowadząc w rezultacie do powstania nawet tak dużych jąder jak jądra atomów Mn, Fe, Co i Ni. Są to najcięższe pierwiastki (największe jądra) jakie mogą powstać na drodze syntezy. Aby powstało żelazo masa gwiazdy musi być ok. 30 razy większa od naszego Słońca. Tab temp. gwiazdy przykładowe reakcje K H => He K He => C, O 3 5 x 10 8 K C, O => Si 4 5 x 10 9 K Si => Fe Reakcja syntezy termojądrowej nie jest odpowiedzialna za powstanie wszystkich pierwiastków. Lit, beryl i bor, powstają raczej z rozpadu węgla C i tlenu O pod wpływem promieniowania kosmicznego. Ponieważ tylko niewielka część atomów węgla i tlenu wyprodukowanych w gwiazdach ulega później tej
6 1. Elementy kosmochemii 6 przemianie, więc i liczebność atomów Li, Be i B we wszechświecie jest względnie niska, a w każdym razie niższa niż to by wynikało z ogólnej zależności na wykresie. Protony w jądrze atomowym, mając ten sam ładunek elektryczny (dodatni), odpychają się od siebie siłami elektrostatycznymi. To odpychanie kompensowane jest przyciąganiem się między sobą wszystkich nukleonów (protonów i neutronów) silnymi oddziaływaniami bliskiego zasięgu. Energia związania nukleonów w jądrze atomowym różnych pierwiastków nie jest jednakowa. Dlatego pewne kombinacje ilości protonów, neutronów i rozmiarów jądra atomowego są trwalsze niż inne. Skuteczność sił bliskiego zasięgu w utrzymywaniu jądra atomowego jako stabilnego agregatu protonów i neutronów jest proporcjonalna do energii wiązania nukleonów. Na przykład jądro atomu helu He zbudowane jest z dwóch protonów i dwóch neutronów (razem czterech nukleonów). Gdy porównamy nukleony związane ze sobą w jądrze atomu helu z pojedynczymi nukleonami niezwiązanymi w żadnym jądrze atomowym to okaże się, że ich masa nie jest jednakowa: łączna masa dwóch protonów i dwóch neutronów poza jądrem wynosi 4,0319 u a łączna masa jądra atomu helu wynosi 4,00115 u. Ten deficyt masy jest równoważny energii, która wydziela się podczas łączenia się nukleonów w jądro atomowe. Słynne równanie Einsteina E=mc 2 pozwala wyliczyć tą energię. A więc fuzja nukleonów prowadząca do powstania jądra atomu helu prowadzi do wydzielenia energii (w dużej mierze w postaci ciepła) równoważnej utraconej masie. Ilość wydzielonej energii jest identyczna z energią związania nukleonów w jądrze: gdybyśmy chcieli rozbić jądro atomu helu tyle właśnie energii trzeba byłoby włożyć w rozerwanie silnych oddziaływań bliskiego zasięgu pomiędzy nukleonami. Gdy policzymy energię związania dla jądra atomowego i podzielimy wynik przez ilość nukleonów otrzymamy wielkość energii (energii potencjalnej, energii związania) przypadającej na jeden nukleon (Tab. 1-2). Jeśli wykonamy obliczenia dla wszystkich pierwiastków możemy wykreślić wykresy takie jak na fig. 1-5, prowadzące do ciekawych obserwacji. Tab Przykładowe obliczenia energii potencjalnej przypadającej na nukleon Pierwiastek Łączna masa nukleonów [u] Masa jądra atomowego [u] Deficyt masy [u] Liczba nukleonów Energia wiązania na jeden nukleon [MeV] Deuter 2 H 2,0159 2,0136 0, ,07 Hel 4 He 4,0319 4,0015 0, ,07 Beryl 9 Be 9,0724 9,0100 0, ,46 Żelazo 56 Fe 56, ,9207 0, ,79 Srebro 107 Ag 107, ,8793 0, ,55 Ołów 206 Pb 207, ,9295 1, ,88 Uran, izotop 235 U 236, ,9935 1, ,59 Atomowa jednostka masy u jest równoważna energii 931,49432 MeV
7 1. Elementy kosmochemii 7 Przyczyną większego rozpowszechnienia nuklidów o parzystej liczbie atomowej jest stabilność ich jądra atomowego. Kombinacje parzystych ilości protonów i neutronów powodują lepszy rozkład sił w jądrze atomowym. Większa trwałość zwiększa prawdopodobieństwo powstania i przetrwania nuklidu w procesach syntezy pierwiastków w gwiazdach. Generalnie jądra atomów lekkich (żelaza i lżejszych) są trwalsze niż jądra atomów ciężkich (cięższych od żelaza). Na fig. 1-5 przedstawiony jest ogólny charakter zmian energii potencjalnej przypadającej na jeden nukleon w jądrze w zależności od liczby masowej (czyli rozmiarów jądra atomowego). Czym mniejsza energia potencjalna tym trwalsze jądro atomu. Na samym dnie doliny znajduje się żelazo. Jest ono szczególnie trwałym pierwiastkiem. Optymalna ilość protonów i neutronów zapewnia najlepszy bilans energetyczny kompensacji sił przyciągania i odpychania w jądrze atomu. Takie trwałe atomy mają większą szansę powstania i przetrwania we wnętrzu gwiazdy. Stąd anomalnie wysoka liczebność żelaza (i sąsiednich pierwiastków) we Wszechświecie. a) b) Fig Przebieg zmienności energii potencjalnej nukleonów w jądrze atomowym (a) a tym samym energii wiązania nukleonów w jądrze (b) w zależności od liczby masowej pierwiastka. Z kształtu wykresów na fig. 1-5 (łagodne dno doliny energii potencjalnej) wynika, że istnieje pokaźna ilość pierwiastków o jądrach atomowych związanych trwale. Wykres energii potencjalnej dla pierwiastków lżejszych od żelaza (na lewo) opada stromo w dół ze wzrostem masy atomów. Oznacza to, że jądra cięższych pierwiastków niosą niższą energię potencjalną niż lżejszych. Gdy jądra mające mniej trwale związane nukleony mogą być zamienione w jądra o trwalej związanych nukleonach (o niższej energii potencjalnej) system przechodzi w stan większej stabilności. A więc połączenie się dwóch lekkich jąder spowoduje powstanie cięższego, o niższej energii potencjalnej, a nadmiar energii zostanie wyemitowany do otoczenia. To właśnie jest energia gwiazd. To również jest energia uzyskiwana w elektrowniach jądrowych czy w bombach atomowych. Proces ten może zachodzić na dwa sposoby: łączenie się jąder lek-
8 1. Elementy kosmochemii 8 kich pierwiastków (ang. fusion) lub rozpadu jąder ciężkich pierwiastków (ang. fission). Łączenie się jąder jest reakcją energetycznie korzystną, może więc zachodzić w gwiazdach samorzutnie: jest mechanizmem syntezy większości pierwiastków lżejszych od żelaza. Jednak nawet największe gwiazdy nie mogą wytworzyć dość energii do syntezy pierwiastków cięższych niż żelazo. Z analiz wykresu energii potencjalnej na fig. 1-5 wynika, że to raczej rozpad jąder atomów pierwiastków cięższych od Fe jest korzystny energetycznie. Powstają wtedy produkty o niższej energii potencjalnej a różnica energii między wyjściowym pierwiastkiem a produktem rozpadu może być wydzielona w formie ciepła. Tak więc, pierwiastki cięższe od żelaza nie mogą z przyczyn energetycznych powstać na drodze syntezy (fuzji jąder). Powstają one na drodze złożonego procesu polegającego na wychwytywaniu neutronów przez jądra lekkich pierwiastków. Następnie rozpad promieniotwórczy niestabilnych nuklidów prowadzi do powstania pierwiastków o masie atomowej większej niż żelazo. Opisane powyżej procesy tłumaczą powstanie pierwiastków w fabrykach gwiezdnych. Wszechświat jednak składa się nie tylko z gwiazd. Jest jeszcze mnóstwo innych ciał niebieskich, do których zalicza się nasza planeta Ziemia. Gdyby proces powstawania pierwiastków ograniczał się do ich wytworzenia w gwiazdach Wszechświat wyglądałby zupełnie inaczej: wszystkie znane pierwiastki znajdowałyby się we wnętrzu gwiazd natomiast przestrzeń międzygwiezdna byłaby wypełniona jedynie resztkami pierwotnego wodoru i helu pozostałymi z pierwszych chwil istnienia. Skąd więc wzięły się wszystkie pierwiastki na Ziemi i na wszystkich innych obiektach kosmicznych poza gwiazdami? Kiedy mała gwiazda zużyje część swojego wnętrza zamienia się w czerwonego karła i powoli wygasa. Kiedy wielka gwiazda zużyje swoje wnętrze następuje eksplozja w postaci supernowej: przez kilka ziemskich dni jej jasność wzrasta do około jasności gwiazd i cała materia gwiazdy wraz z wytworzonymi w jej wnętrzu nowymi atomami różnych pierwiastków jest wyrzucana na wszystkie strony z wielką prędkością. Wybuch supernowej, będąc źródłem olbrzymiej ilości neutronów, przyczynia się też do wytworzenia atomów najcięższych pierwiastków: U, Th, Pu... Jednocześnie, wyrzucone w kosmos pierwiastki mogą następnie wejść w skład innych obiektów we wszechświecie. Każdy z nas ma w sobie takie kawałeczki wielkich wspaniałych gwiazd, które dawno temu zakończyły działalność wielkim pokazem ogni sztucznych na skalę kosmiczną! Wiele faktów wskazuje na to, że nasza Ziemia jest unikalnie odmiennym obiektem w Układzie Słonecznym. Trudno jednoznacznie ocenić na ile to jest nasze subiektywne wrażenie wynikające z egocentryzmu i z dokładniejszej wiedzy na temat naszej planety w stosunku do pozostałych planet Układu. Jednak obecność życia i związana z tym wysoka zawartość tlenu w atmosferze, obecność oceanów czy aktywność tektoniki kier niewątpliwie wyróżniają Ziemię. A trzeba pamiętać, że są to cechy, które Ziemia nabyła z czasem. Na początku istnienia jako protoplaneta, nasza kula ziemska nie różniła się wiele od sąsiedniego Marsa czy Wenus. A więc to nieorganiczna a później również organiczna ewolucja jest w dużym stopniu odpowiedzialna za tą odmienność. Dotychczasowe wyniki badań wskazują na to, że Ziemia i inne planety naszego Układu Słonecznego powstały ok. 4,6 mld lat temu na skutek kondensacji mgławicy słonecznej, w centrum której powstało
9 1. Elementy kosmochemii 9 Słońce. Ponieważ niewiele jest możliwości bezpośredniej obserwacji takich procesów, musimy polegać na poszlakach i dowodach pośrednich, z których badania i obliczenia astrofizyczne, geofizyczne i geochemiczne odgrywają największą rolę. W ostatnich latach szczególnie wiele informacji na temat rekonstrukcji ewolucji materii okołosłonecznej i ziemskiej płynie z badań izotopowych, zarówno frakcjonacji izotopów stałych jak i rozpadu izotopów promieniotwórczych. Skład chemiczny meteorytów pozwala w wielu wypadkach bezpośrednio odtworzyć skład pramaterii słonecznej czy też wnętrza planet. W ostatnich dziesięcioleciach, dzięki załogowym i bezzałogowym misjom kosmicznym, szczególny postęp zrobiła nasza wiedza na temat budowy i pochodzenia Księżyca. Orbita Księżyca nie leży symetrycznie względem Ziemi, lecz biegnie pod kątem 23,4 o do płaszczyzny równika. Jego rozmiary są też niespotykanie wielkie w stosunku do okrążanej macierzystej planety Ziemi. Kierunek obiegu jest zgodny z kierunkiem obrotu Ziemi. Co do średniego składu, Księżyc wyróżnia się niską gęstością w stosunku do kamiennych planet Układu, co sugeruje stosunkowo niską całkowitą zawartość żelaza. Z bezpośrednich analiz geochemicznych i geofizycznych na Księżycu wiemy, że w jego skład wchodzą w przewadze minerały glinokrzemianowe (plagioklazy, pirokseny i oliwiny w skałach typu anortozytu, gabra i bazaltu, a głębiej w skałach ultrazasadowych) otaczające niewielkie metaliczne żelazne jądro. Brak pola magnetycznego wskazuje na to, że jądro jest stałe. Izotopowy i wyliczony modelowy wiek skał księżycowych jest o kilkadziesiąt milionów lat młodszy od wieku Ziemi. Natomiast proporcje izotopów stałych w skałach księżycowych i ziemskich są podobne. W przypadku wielu układów planeta księżyce przypuszcza się, że powstały one na etapie formowania się protoplanety w postaci wirującego dysku. Niektóre z satelitów mogą być obcymi obiektami kosmicznymi przelatującymi w pobliżu utworzonej już planety i przechwyconymi przez jej pole grawitacyjne. Coraz więcej faktów wskazuje jednak na odmienną genezę naszego Księżyca. Jest wielce prawdopodobne, że w wkrótce po powstaniu naszej planety uderzyło w nią skośnie wielkie (tylko ok. 10-krotnie mniejsze od Ziemi) ciało niebieskie. W wyniku kolizji nastąpiło wyrzucenie w przestrzeń okołoziemską materii pochodzącej głównie z zewnętrznych (uboższych w żelazo) warstw Ziemi, która szybko utworzyła Księżyc, a reszta energii impaktu spowodowała stopienie skał na całej powierzchni Ziemi. Taki model genezy zaskakująco dobrze tłumaczy wiele faktów dotyczących składu i mechaniki ruchu Księżyca i jest obecnie powszechnie akceptowany. Ze względu na skład, planety Układu Słonecznego tworzą trzy rodziny: bliższe Słońcu planety kamienne zbudowane z krzemianów i glinokrzemianów (Merkury, Wenus, Ziemia, Mars), nieco dalsze, leżące za pasem asteroid giganty gazowe Jowisz i Saturn, oraz najdalsze lodowe planety Uran i Neptun. Powstanie planet związane jest z procesami kondensacji (powstawania ciał ciekłych i stałych z gazu) i akrecji (łączenia się w coraz większe ciała ciekłe i stałe). Przypuszcza się, że gdy mgławica zamieniła się w wirujący dysk, w miarę jego stygnięcia kondensacja i akrecja doprowadziły do powstania protoplanet. Geochemiczne obliczenia termodynamiczne wskazują na to, że w miarę stygnięcia najbliżej Słońca mogły kondensować składniki zbudowane z Mg, Ca, Na, Si, Al, O, Fe i Ni, przy czym żelazo występowało w postaci utlenionej Fe III. Taki jest skład meteorytów z grupy chondrytów węglistych C-1 i przypuszcza się,
10 1. Elementy kosmochemii 10 że są one fragmentami pierwotnej materii słonecznej odpowiadającej składem protoplanetom, z których powstały Merkury, Wenus, Ziemia i Mars. Modelowanie komputerowe sugeruje, że proces akrecji był zakończony w przeciągu kilkudziesięciu milionów lat. Ponieważ w tym samym czasie powstało wiele większych i mniejszych ciał planetarnych, był to również okres wielokrotnych zderzeń i bombardowania powierzchni Ziemi, co niewątpliwie doprowadziło do jej całkowitego stopienia. Energii dostarczyły też pierwiastki promieniotwórcze, przemiany polimorficzne minerałów pod wpływem ciśnienia we wnętrzu Ziemi oraz procesy związane z powstawaniem ciężkiego jądra pod wpływem grawitacji. W rezultacie substancje gazowe ulotniły się tworząc atmosferę a wnętrze ziemi, głównie pod wpływem grawitacji, uległo dyferencjacji chemicznej na lżejsze warstwy zewnętrzne i cięższe metaliczne jądro. Powierzchnia pokryła się bazaltową skorupą, w obrębie której dopiero później bo ok. 4 mld lat temu, pod wpływem tektoniki kier, zaczęły się lokalnie formować lokalnie płyty skorupy kontynentalnej o średnim składzie chemicznym zbliżonym do skał andezytowych. Podsumowując, czym większą zdobywamy wiedzę na temat składu i ewolucji chemicznej wielkiego Wszechświata i naszego małego ziemskiego światka tym większe ogarnia nas zdumienie nad ich przedziwnością. Nasze ludzkie ciała różnią się diametralnie składem od średniego składu Wszechświata, dzięki czemu nie jesteśmy zwiewnymi gazowymi obłoczkami wodorowo-helowymi tylko mamy znacznie bardziej skomplikowane ludzkie wnętrze. Pierwiastki, które nas budują, powstały w niewyobrażalnie gorących warunkach we wnętrzu gwiazd, które zakończyły swoje istnienie kosmicznymi eksplozjami supernowych rozpraszając produkty swoich syntez w niewyobrażalnie lodowato-zimnej przestrzeni kosmicznej. Wreszcie lokalne zawirowania pustki kosmicznej doprowadziły do kondensacji i utworzenia Układu Słonecznego, w którym planeta Ziemia wybrała sobie nadzwyczaj specyficzne i odpowiadające naszemu istnieniu rozmiary, kształt i miejsce. Ziemia jest nie za wielka, przez co grawitacja nie zgniata nas na powierzchni, ani nie za mała, przez co siły grawitacyjne mogą utrzymać życiodajną atmosferę. Jest dość blisko Słońca, aby korzystać z jego życiodajnego ciepła, ale nie za blisko, żeby woda z oceanów nie wyparowała całkowicie do atmosfery. Orbita wokół Słońca jest niemal kolista a nachylenie osi obrotu Ziemi odpowiednie, aby sezonowe różnice klimatyczne pomiędzy latem a zimą zaistniały, ale aby nie były zbyt drastyczne. Istnienie ciekłego jądra zapewnia pole magnetyczne chroniące nas przed zabójczym wpływem różnorakiego promieniowania kosmicznego. A aktywne funkcjonowanie tektoniki kier zapewniło utworzenie płyt skorupy kontynentalnej, na której mogły się rozwinąć wyższe formy życia, w tym ludzie. W procesach powstawania skorupy kontynentalnej olbrzymią rolę odegrała biosfera ewoluując jednocześnie z całą kulą ziemską. W sumie, Ziemia to jeden wielki system procesów niezwykle ściśle ze sobą powiązanych i wzajemnie od siebie zależących, jakby to był jeden wielki organizm. Niezwykłość i piękno tego zjawiska budzi podziw czy zachwyt i zachęca do poznawania jego tajników.
11 1. Elementy kosmochemii 11 Pytania: Skąd biorą się pierwiastki we Wszechświecie? Dlaczego jednych pierwiastków jest więcej a innych mniej? W jaki sposób dowiadujemy się o składzie pierwiastkowym odległych gwiazd? Jeśli Wszechświat składa się głównie z H i He a inne pierwiastki powstają we wnętrzu gwiazd to jak pierwiastki znalazły się poza gwiazdami aby zbudować nas, całą Ziemię, Układ Słoneczny i inne obiekty międzygwiezdne? Czy skład Ziemi zaraz po powstaniu Układu Słonecznego był inny niż dzisiaj? W jaki sposób potrafimy ten skład odtworzyć? Co wiemy o składzie i pochodzeniu meteorytów?
Wykłady 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 szczegółowoUkład Słoneczny. Powstanie Układu Słonecznego. Dysk protoplanetarny
Układ Słoneczny Powstanie Układu Słonecznego Układ Słoneczny uformował się około 4,6 mld lat temu w wyniku zagęszczania się obłoku materii składającego się głównie z gazów oraz nielicznych atomów pierwiastków
Bardziej 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 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 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 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 szczegółowoLiceum dla Dorosłych semestr 1 FIZYKA MAŁGORZATA OLĘDZKA
Liceum dla Dorosłych semestr 1 FIZYKA MAŁGORZATA OLĘDZKA Temat 10 : PRAWO HUBBLE A. TEORIA WIELKIEGO WYBUCHU. 1) Prawo Hubble a [czyt. habla] 1929r. Edwin Hubble, USA, (1889-1953) Jedno z największych
Bardziej szczegółowoFizyka współczesna. Jądro atomowe podstawy Odkrycie jądra atomowego: 1911, Rutherford Rozpraszanie cząstek alfa na cienkich warstwach metalu
Odkrycie jądra atomowego: 9, Rutherford Rozpraszanie cząstek alfa na cienkich warstwach metalu Tor ruchu rozproszonych cząstek (fakt, że część cząstek rozprasza się pod bardzo dużym kątem) wskazuje na
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 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 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 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 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 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 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 szczegółowoA - liczba nukleonów w jądrze (protonów i neutronów razem) Z liczba protonów A-Z liczba neutronów
Włodzimierz Wolczyński 40 FIZYKA JĄDROWA A - liczba nukleonów w jądrze (protonów i neutronów razem) Z liczba protonów A-Z liczba neutronów O nazwie pierwiastka decyduje liczba porządkowa Z, a więc ilość
Bardziej szczegółowoZadanie 3. (2 pkt) Uzupełnij zapis, podając liczbę masową i atomową produktu przemiany oraz jego symbol chemiczny. Th... + α
Zadanie: 1 (2 pkt) Określ liczbę atomową pierwiastka powstającego w wyniku rozpadów promieniotwórczych izotopu radu 223 88Ra, w czasie których emitowane są 4 cząstki α i 2 cząstki β. Podaj symbol tego
Bardziej szczegółowoEwolucja w układach podwójnych
Ewolucja w układach podwójnych Tylko światło Temperatura = barwa różnica dodatnia różnica równa 0 różnica ujemna Jasnośd absolutna m M 5 log R 10 pc Diagram H-R Powstawanie gwiazd Powstawanie gwiazd ciśnienie
Bardziej szczegółowoAutorzy: Zbigniew Kąkol, Piotr Morawski
Rodzaje rozpadów jądrowych Autorzy: Zbigniew Kąkol, Piotr Morawski Rozpady jądrowe zachodzą zawsze (prędzej czy później) jeśli jądro o pewnej liczbie nukleonów znajdzie się w stanie energetycznym, nie
Bardziej szczegółowoReakcje rozpadu jądra atomowego
Reakcje rozpadu jądra atomowego O P R A C O W A N I E : P A W E Ł Z A B O R O W S K I K O N S U L T A C J A M E R Y T O R Y C Z N A : M A Ł G O R Z A T A L E C H Trwałość izotopów Czynnikiem decydującym
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 szczegółowoBadania bezpośrednie (np.: sondy kosmiczne, meteoryty itp.) Obserwacje form krajobrazu (budowa i ilość kraterów, wylewy magmy itp.
Dariusz Ślązek Badania bezpośrednie (np.: sondy kosmiczne, meteoryty itp.) Obserwacje form krajobrazu (budowa i ilość kraterów, wylewy magmy itp.) Metody porównawcze pomiędzy poszczególnymi ciałami w naszym
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 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 szczegółowoZadania powtórkowe do egzaminu maturalnego z chemii Budowa atomu, układ okresowy i promieniotwórczość
strona 1/11 Zadania powtórkowe do egzaminu maturalnego z chemii Budowa atomu, układ okresowy i promieniotwórczość Monika Gałkiewicz Zad. 1 () Przedstaw pełną konfigurację elektronową atomu pierwiastka
Bardziej szczegółowoUkład słoneczny, jego planety, księżyce i planetoidy
Układ słoneczny, jego planety, księżyce i planetoidy Układ słoneczny składa się z ośmiu planet, ich księżyców, komet, planetoid i planet karłowatych. Ma on około 4,6 x10 9 lat. W Układzie słonecznym wszystkie
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 szczegółowoZadanie 2. (1 pkt) Jądro izotopu U zawiera A. 235 neutronów. B. 327 nukleonów. C. 143 neutrony. D. 92 nukleony
Zadanie 1. (1 pkt) W jednym z naturalnych szeregów promieniotwórczych występują m.in. trzy izotopy polonu, których okresy półtrwania podano w nawiasach: Po-218 (T 1/2 = 3,1minuty), Po-214 (T 1/2 = 0,0016
Bardziej szczegółowopobrano z serwisu Fizyka Dla Każdego - - zadania z fizyki, wzory fizyczne, fizyka matura
14. Fizyka jądrowa zadania z arkusza I 14.10 14.1 14.2 14.11 14.3 14.12 14.4 14.5 14.6 14.13 14.7 14.8 14.14 14.9 14. Fizyka jądrowa - 1 - 14.15 14.23 14.16 14.17 14.24 14.18 14.25 14.19 14.26 14.27 14.20
Bardziej 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 szczegółowoFizyka 3. Konsultacje: p. 329, Mechatronika
Fizyka 3 Konsultacje: p. 329, Mechatronika marzan@mech.pw.edu.pl Zaliczenie: 2 sprawdziany (10 pkt każdy) lub egzamin (2 części po 10 punktów) 10.1 12 3.0 12.1 14 3.5 14.1 16 4.0 16.1 18 4.5 18.1 20 5.0
Bardziej szczegółowoPrezentacja. Układ Słoneczny
Prezentacja Układ Słoneczny Układ Słoneczny Układ Słoneczny układ planetarny składający się ze Słońca i powiązanych z nim grawitacyjnie ciał niebieskich. Ciała te to osiem planet, 166 znanych księżyców
Bardziej szczegółowodoświadczenie Rutheforda Jądro atomowe składa się z nuklonów: neutronów (obojętnych elektrycznie) i protonów (posiadających ładunek dodatni +e)
1 doświadczenie Rutheforda Jądro atomowe składa się z nuklonów: neutronów (obojętnych elektrycznie) i protonów (posiadających ładunek dodatni +e) Ilość protonów w jądrze określa liczba atomowa Z Ilość
Bardziej szczegółowoSpełnienie wymagań poziomu oznacza, że uczeń ponadto:
Fizyka LO - 1, zakres podstawowy R - treści nadobowiązkowe. Wymagania podstawowe odpowiadają ocenom dopuszczającej i dostatecznej, ponadpodstawowe dobrej i bardzo dobrej Wymagania podstawowe Spełnienie
Bardziej szczegółowoUkład Słoneczny. Szkoła Podstawowa Klasy IV VI Doświadczenie konkursowe nr 2
Szkoła Podstawowa Klasy IV VI Doświadczenie konkursowe nr 2 Rok 2019 1. Wstęp teoretyczny Wszyscy ludzie zamieszkują wspólną planetę Ziemię. Nasza planeta, tak jak siedem pozostałych, obiega Słońce dookoła.
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 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 szczegółowoPodstawowe własności jąder atomowych
Podstawowe własności jąder atomowych 1. Ilość protonów i neutronów Z, N 2. Masa jądra M j = M p + M n - B 2 2 Q ( M c ) ( M c ) 3. Energia rozpadu p 0 k 0 Rozpad zachodzi jeżeli Q > 0, ta nadwyżka energii
Bardziej szczegółowoI KONKURS METEORYTOWY
Imię. Nazwisko. Klasa... Pytania: 1. Układ Słoneczny powstał : a) 450 mln lat temu b) ponad 14 mld lat temu c) 3,2 mld lat temu d) ok. 4,5 mld lat temu I KONKURS METEORYTOWY DLA UCZNIÓW KATOLICKIEGO GIMNAZJUM
Bardziej szczegółowoPromieniotwórczość naturalna. Jądro atomu i jego budowa.
Promieniotwórczość naturalna. Jądro atomu i jego budowa. Doświadczenie Rutherforda (1909). Polegało na bombardowaniu złotej folii strumieniem cząstek alfa (jąder helu) i obserwacji odchyleń ich toru ruchu.
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 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 szczegółowoUkład Słoneczny Pytania:
Układ Słoneczny Pytania: Co to jest Układ Słoneczny? Czy znasz nazwy planet? Co jeszcze znajduje się w Układzie Słonecznym poza planetami? Co to jest Układ Słoneczny Układ Słoneczny to układ ciał niebieskich,
Bardziej szczegółowoPo 1 mld lat (temperatura Wszechświata ok. 10 K) powstają pierwsze gwiazdy.
Nukleosynteza Mirosław Kwiatek Skrót ewolucji materii we Wszechświecie: Dominacja promieniowania: Wg. Gamowa (1948) Wszechświat powstał jako 10-wymiarowy i po 10-43 sekundy rozpadł się na 4- i 6-wymiarowy.
Bardziej szczegółowoWYMAGANIA EDUKACYJNE NIEZBĘDNE DO UZYSKANIA POSZCZEGÓLNYCH OCEN ŚRÓROCZNYCH I ROCZNYCH FIZYKA - ZAKRES PODSTAWOWY KLASA I
WYMAGANIA EDUKACYJNE NIEZBĘDNE DO UZYSKANIA POSZCZEGÓLNYCH OCEN ŚRÓROCZNYCH I ROCZNYCH FIZYKA - ZAKRES PODSTAWOWY KLASA I GRAWITACJA opowiedzieć o odkryciach Kopernika, Keplera i Newtona, opisać ruchy
Bardziej szczegółowoOdkrycie jądra atomowego - doświadczenie Rutherforda 1909 r.
Odkrycie jądra atomowego - doświadczenie Rutherforda 1909 r. 1 Budowa jądra atomowego Liczba atomowa =Z+N Liczba masowa Liczba neutronów Izotopy Jądra o jednakowej liczbie protonów, różniące się liczbą
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 szczegółowoŚnieżka najwyższy szczyt Karkonoszy (1602 m n.p.m.)
7b. Metamorfizm Metamorfizm jest procesem endogenicznym, zmieniającym powierzchnię Ziemi. W wyniku jego działania skały skorupy ziemskiej ulegają przemianie pod wpływem wysokiej temperatury i wysokiego
Bardziej szczegółowoCiała drobne w Układzie Słonecznym
Ciała drobne w Układzie Słonecznym Planety karłowate Pojęcie wprowadzone w 2006 r. podczas sympozjum Międzynarodowej Unii Astronomicznej Planetą karłowatą jest obiekt, który: znajduje się na orbicie wokół
Bardziej szczegółowoSpis treści. Trwałość jądra atomowego. Okres połowicznego rozpadu
Spis treści 1 Trwałość jądra atomowego 2 Okres połowicznego rozpadu 3 Typy przemian jądrowych 4 Reguła przesunięć Fajansa-Soddy ego 5 Szeregi promieniotwórcze 6 Typy reakcji jądrowych 7 Przykłady prostych
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 szczegółowoUkład Słoneczny. Pokaz
Układ Słoneczny Pokaz Rozmiary planet i Słońca Orbity planet Planety typu ziemskiego Merkury Najmniejsza planeta U.S. Brak atmosfery Powierzchnia podobna do powierzchni Księżyca zryta kraterami część oświetlona
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 szczegółowoPROJEKT KOSMOLOGIA PROJEKT KOSMOLOGIA. Aleksander Gendarz Mateusz Łukasik Paweł Stolorz
PROJEKT KOSMOLOGIA Aleksander Gendarz Mateusz Łukasik Paweł Stolorz 1 1. Definicja kosmologii. Kosmologia dział astronomii, obejmujący budowę i ewolucję wszechświata. Kosmolodzy starają się odpowiedzieć
Bardziej szczegółowoPROMIENIOTWÓRCZOŚĆ. A) równa B) mniejsza C) większa D) nie mniejsza (sumie) od sumy mas protonów i neutronów wchodzących w jego skład.
1. Promień atomu jest większy od promienia jądra atomu PROMIENIOTWÓRCZOŚĆ A) 5 razy. B) 100 razy. C) 10 5 razy. D) terminy promień atomu i promień jądra są synonimami. 2. Jeśliby, zachowując skalę, powiększyć
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 szczegółowoOpracowała: mgr Agata Wiśniewska PRZYKŁADOWE SPRAWDZIANY WIADOMOŚCI l UMIEJĘTNOŚCI Współczesny model budowy atomu (wersja A)
PRZYKŁADOW SPRAWDZIANY WIADOMOŚCI l UMIJĘTNOŚCI Współczesny model budowy atomu (wersja A) 1. nuklid A. Zbiór atomów o tej samej wartości liczby atomowej. B. Nazwa elektrycznie obojętnej cząstki składowej
Bardziej szczegółowo13. Izotopy. Atomy tego samego pierwiastka chemicznego mogą występować w postaci izotopów, to jest atomów o rożnych liczbach masowych, co w
13. Izotopy. Atomy tego samego pierwiastka chemicznego mogą występować w postaci izotopów, to jest atomów o rożnych liczbach masowych, co w transfizyce przekłada się na ten sam pierwiastek o różnych liczbach
Bardziej szczegółowoOpis założonych osiągnięć ucznia Fizyka zakres podstawowy:
Opis założonych osiągnięć ucznia Fizyka zakres podstawowy: Zagadnienie podstawowy Poziom ponadpodstawowy Numer zagadnienia z Podstawy programowej Uczeń: Uczeń: ASTRONOMIA I GRAWITACJA Z daleka i z bliska
Bardziej szczegółowoSzczegółowe wymagania edukacyjne z fizyki do nowej podstawy programowej.
Szczegółowe wymagania edukacyjne z fizyki do nowej podstawy programowej. Zagadnienie podstawowy Uczeń: ponadpodstawowy Uczeń: Numer zagadnienia z Podstawy programowej ASTRONOMIA I GRAWITACJA Z daleka i
Bardziej szczegółowoElementy Fizyki Jądrowej. Wykład 8 Rozszczepienie jąder i fizyka neutronów
Elementy Fizyki Jądrowej Wykład 8 Rozszczepienie jąder i fizyka neutronów Rozszczepienie lata 30 XX w. poszukiwanie nowych nuklidów n + 238 92U 239 92U + reakcja przez jądro złożone 239 92 U 239 93Np +
Bardziej szczegółowoPROGRAM NAUCZANIA Z FIZYKI SZKOŁA PONADGIMNAZJALNA ZAKRES PODSTATOWY
PROGRAMY NAUCZANIA Z FIZYKI REALIZOWANE W RAMACH PROJEKTU INNOWACYJNEGO TESTUJĄCEGO Zainteresowanie uczniów fizyką kluczem do sukcesu PROGRAM NAUCZANIA Z FIZYKI SZKOŁA PONADGIMNAZJALNA ZAKRES PODSTATOWY
Bardziej szczegółowoZderzenie galaktyki Andromedy z Drogą Mleczną
Zderzenie galaktyki Andromedy z Drogą Mleczną Katarzyna Mikulska Zimowe Warsztaty Naukowe Naukowe w Żninie, luty 2014 Wszyscy doskonale znamy teorię Wielkiego Wybuchu. Wiemy, że Wszechświat się rozszerza,
Bardziej szczegółowoCHEMIA LEKCJA 1. Budowa atomu, Izotopy Promieniotwórczość naturalna i sztuczna. Model atomu Bohra
CHEMIA LEKCJA 1. Budowa atomu, Izotopy Promieniotwórczość naturalna i sztuczna Model atomu Bohra SPIS TREŚCI: 1. Modele budowy atomu Thomsona, Rutherforda i Bohra 2. Budowa atomu 3. Liczba atomowa a liczba
Bardziej szczegółowoPodstawy fizyki subatomowej. 3 kwietnia 2019 r.
Podstawy fizyki subatomowej Wykład 7 3 kwietnia 2019 r. Atomy, nuklidy, jądra atomowe Atomy obiekt zbudowany z jądra atomowego, w którym skupiona jest prawie cała masa i krążących wokół niego elektronów.
Bardziej szczegółowoWymagania edukacyjne z fizyki zakres podstawowy. Grawitacja
Wymagania edukacyjne z fizyki zakres podstawowy opowiedzieć o odkryciach Kopernika, Keplera i Newtona, Grawitacja opisać ruchy planet, podać treść prawa powszechnej grawitacji, narysować siły oddziaływania
Bardziej szczegółowoSprawdzian Na rysunku przedstawiono siłę, którą kula o masie m przyciąga kulę o masie 2m.
Imię i nazwisko Data Klasa Wersja A Sprawdzian 1. 1. Orbita każdej planety jest elipsą, a Słońce znajduje się w jednym z jej ognisk. Treść tego prawa podał a) Kopernik. b) Newton. c) Galileusz. d) Kepler..
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 szczegółowoFIZYKA KLASA I LO LICEUM OGÓLNOKSZTAŁCĄCEGO wymagania edukacyjne
FIZYKA KLASA I LO LICEUM OGÓLNOKSZTAŁCĄCEGO wymagania edukacyjne TEMAT (rozumiany jako lekcja) 1.1. Kinematyka ruchu jednostajnego po okręgu 1.2. Dynamika ruchu jednostajnego po okręgu 1.3. Układ Słoneczny
Bardziej szczegółowoTajemnice Srebrnego Globu
Tajemnice Srebrnego Globu Teorie powstania Księżyca Księżyc powstał w wyniku zderzenia pra Ziemi z ciałem niebieskim o rozmiarach zbliżonych do ziemskich Ziemia i Księżyc powstały równocześnie, na początku
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 szczegółowoROZKŁAD MATERIAŁU Z FIZYKI - ZAKRES PODSTAWOWY
ROZKŁAD MATERIAŁU Z FIZYKI - ZAKRES PODSTAWOWY AUTORZY PROGRAMU: MARCIN BRAUN, WERONIKA ŚLIWA NUMER PROGRAMU: FIZP-0-06/2 PROGRAM OBEJMUJE OKRES NAUCZANIA: w kl. I TE, LO i ZSZ LICZBA GODZIN PRZEZNACZONA
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 szczegółowoSzczegółowe kryteria ocen z fizyki w kl. I szkoły branżowej
Szczegółowe kryteria ocen z fizyki w kl. I szkoły branżowej 1. Astronomia I Grawitacja podaje definicję roku świetlnego wyjaśnia założenia teorii heliocentrycznej Mikołaja Kopernika wyjaśnia, dlaczego
Bardziej szczegółowoPodróż do początków Wszechświata: czyli czym zajmujemy się w laboratorium CERN
Podróż do początków Wszechświata: czyli czym zajmujemy się w laboratorium CERN mgr inż. Małgorzata Janik - majanik@cern.ch mgr inż. Łukasz Graczykowski - lgraczyk@cern.ch Zakład Fizyki Jądrowej, Wydział
Bardziej szczegółowoGimnazjum klasy I-III
Tytuł pokazu /filmu ASTRONAWIGATORZY doświadczenia wiąże przyczynę ze skutkiem; - uczeń podaje przybliżoną prędkość światła w próżni, wskazuje prędkość światła jako - nazywa rodzaje fal elektromagnetycznych;
Bardziej 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 szczegółowoW2. Struktura jądra atomowego
W2. Struktura jądra atomowego Doświadczenie Rutherforda - badanie odchylania wiązki cząstek alfa w cienkiej folii metalicznej Hans Geiger, Ernest Marsden, Ernest Rutherford ( 1911r.) detektor pierwiastek
Bardziej szczegółowoPROSZĘ UWAŻNIE SŁUCHAĆ NA KOŃCU PREZENTACJI BĘDZIE TEST SPRAWDZAJĄCY
PROSZĘ UWAŻNIE SŁUCHAĆ NA KOŃCU PREZENTACJI BĘDZIE TEST SPRAWDZAJĄCY RUCH OBROTOWY ZIEMI Ruch obrotowy to ruch Ziemi wokół własnej osi. Oś Ziemi jest teoretyczną linią prostą, która przechodzi przez Biegun
Bardziej szczegółowoRuchy planet. Wykład 29 listopada 2005 roku
Ruchy planet planety wewnętrzne: Merkury, Wenus planety zewnętrzne: Mars, Jowisz, Saturn, Uran, Neptun, Pluton Ruch planet wewnętrznych zachodzi w cyklu: koniunkcja dolna, elongacja wschodnia, koniunkcja
Bardziej szczegółowoRys. 1 Przekrój Saturna
O UKŁADZIE SŁONECZNYM. Siedem planet krążących wokół Słońca obraca się w jedną stronę, a dwie w drugą stronę. Każda z nich nachylona jest pod innym kątem. Uran wręcz turla się po płaszczyźnie orbity. Pluton
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 szczegółowoWymagania edukacyjne z fizyki dla klas pierwszych
Zagadnienie Poziom Numer zagadnienia z Podstawy podstawowy ponadpodstawowy programowej Uczeń: Uczeń: ASTRONOMIA I GRAWITACJA Z daleka i z bliska porównuje rozmiary i odległości we Wszechświecie (galaktyki,
Bardziej szczegółowoOddziaływanie cząstek z materią
Oddziaływanie cząstek z materią Trzy główne typy mechanizmów reprezentowane przez Ciężkie cząstki naładowane (cięższe od elektronów) Elektrony Kwanty gamma Ciężkie cząstki naładowane (miony, p, cząstki
Bardziej szczegółowoPowtórka 1 - grawitacja, atomowa, jądrowa
owtórka 1 - grawitacja, atomowa, jądrowa 1. Zaznacz wszystkie opisy sytuacji, w których występuje stan nieważkości. A. asażer stoi w windzie, która rusza w dół z przyspieszeniem 9,81. B. Astronauta dokonuje
Bardziej szczegółowooraz Początek i kres
oraz Początek i kres Powstanie Wszechświata szacuje się na 13, 75 mld lat temu. Na początku jego wymiary były bardzo małe, a jego gęstość bardzo duża i temperatura niezwykle wysoka. Ponieważ w tej niezmiernie
Bardziej szczegółowoW poszukiwaniu nowej Ziemi. Andrzej Udalski Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Warszawskiego
W poszukiwaniu nowej Ziemi Andrzej Udalski Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Warszawskiego Gdzie mieszkamy? Ziemia: Masa = 1 M E Średnica = 1 R E Słońce: 1 M S = 333950 M E Średnica = 109 R E Jowisz
Bardziej szczegółowoUkład słoneczny. Rozpocznij
Układ słoneczny Rozpocznij Planety układu słonecznego Mapa Merkury Wenus Ziemia Mars Jowisz Saturn Neptun Uran Sprawdź co wiesz Merkury najmniejsza i najbliższa Słońcu planeta Układu Słonecznego. Jako
Bardziej szczegółowoReaktor jądrowy. Schemat. Podstawy fizyki jądrowej - B.Kamys
Reaktor jądrowy Schemat Elementy reaktora Rdzeń Pręty paliwowe (np. UO 2 ) Pręty regulacyjne i bezpieczeństwa (kadm, bor) Moderator (woda, ciężka woda, grafit, ) Kanały chłodzenia (woda, ciężka woda, sód,
Bardziej szczegółowoBudowa atomu. Izotopy
Budowa atomu. Izotopy Zadanie. atomu lub jonu Fe 3+ atomowa Z 9 masowa A Liczba protonów elektronów neutronów 64 35 35 36 Konfiguracja elektronowa Zadanie 2. Atom pewnego pierwiastka chemicznego o masie
Bardziej szczegółowoEnergetyka w Środowisku Naturalnym
Energetyka w Środowisku Naturalnym Energia w Środowisku -technika ograniczenia i koszty Wykład 12 17/24 stycznia 2017 Zygmunt Szefliński Środowiskowe Laboratorium Ciężkich Jonów szef@fuw.edu.pl http://www.fuw.edu.pl/~szef/
Bardziej szczegółowoPowstanie pierwiastków we Wszechświecie
16 FOTON 98, Jesień 2007 Powstanie pierwiastków we Wszechświecie Lucjan Jarczyk Instytut Fizyki UJ Otaczający nas świat zbudowany jest z niezliczonej wręcz liczby różnych substancji. Ich powstanie to domena
Bardziej szczegółowoOddziaływania fundamentalne
Oddziaływania fundamentalne Silne: krótkozasięgowe (10-15 m). Siła rośnie ze wzrostem odległości. Znaczna siła oddziaływania. Elektromagnetyczne: nieskończony zasięg, siła maleje z kwadratem odległości.
Bardziej szczegółowofizyka w zakresie podstawowym
mi edukacyjne z przedmiotu fizyka w zakresie podstawowym dla klasy pierwszej szkoły ponadgimnazjalnej Poziom Kategoria celów Zakres Poziom podstawowy - Uczeń opanował pewien zakres WIADOMOŚCI Poziom ponadpodstawowy
Bardziej szczegółowoKsiężyc to ciało niebieskie pochodzenia naturalnego.
2b. Nasz Księżyc Księżyc to ciało niebieskie pochodzenia naturalnego. Obiega on największe ciała układów planetarnych, tj. planeta, planeta karłowata czy planetoida. W niektórych przypadkach kiedy jest
Bardziej szczegółowoautor: Włodzimierz Wolczyński rozwiązywał (a)... ARKUSIK 40 FIZYKA JĄDROWA
autor: Włodzimierz Wolczyński rozwiązywał (a)... ARKUSIK 40 FIZYKA JĄDROWA Rozwiązanie zadań należy zapisać w wyznaczonych miejscach pod treścią zadania TEST JEDNOKROTNEGO WYBORU UWAGA: Tekst poniżej,
Bardziej szczegółowoBADANIE WYNIKÓW NAUCZANIA Z CHEMII KLASA I GIMNAZJUM. PYTANIA ZAMKNIĘTE.
BADANIE WYNIKÓW NAUCZANIA Z CHEMII KLASA I GIMNAZJUM. PYTANIA ZAMKNIĘTE. 1. Którą mieszaninę można rozdzielić na składniki poprzez filtrację; A. Wodę z octem. B. Wodę z kredą. C. Piasek z cukrem D. Wodę
Bardziej szczegółowoEnergia słoneczna i cieplna biosfery Pojęcia podstawowe
Dr inż. Mariusz Szewczyk Politechnika Rzeszowska im. I. Łukasiewicza Wydział Budowy Maszyn i Lotnictwa Katedra Termodynamiki 35-959 Rzeszów, ul. W. Pola 2 Energia słoneczna i cieplna biosfery Pojęcia podstawowe
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 szczegółowo