Wstęp do astrofizyki I
|
|
|
- Ewa Lewicka
- 7 lat temu
- Przeglądów:
Transkrypt
1 Wstęp do astrofizyki I Wykład 1 Tomasz Kwiatkowski Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 1/30
2 Plan wykładu Uwagi wstępne Odległości do gwiazd Paralaksa trygonometryczna Hipparcos i Gaia Jasności gwiazd Moc i strumień promieniowania Skala magnitud Jasność absolutna Falowa natura światła Prędkość światła Interferencja światła Widmo fal e-m Wektor Poyntinga Siła ciśnienia promieniowania światła Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 2/30
3 Uwagi wstępne wykład składa się z 2 części: Wstęp do Astrofizyki I i II część I w semestrze zimowym, część druga w semestrze letnim (prof. Konacki) zaliczenie części I w oparciu o egzamin ustny: 3 pytania po 5 punktów każde, łącznie można uzyskać 15 punktów przed egzaminem konieczne uzyskanie zaliczenia ćwiczeń na wykładach listy obecności, uczęszczanie na wykłady premiowane jeśli N liczba list obecności, wówczas student zapisany na N listach otrzymuje 3 pkt na egzamin, N 1 obecności daje 2 pkt, a N 2 daje 1 pkt nowość w 2011 roku: na egzaminie bedzie można korzystać z notatek, przygotowanych wspólnie przez cały 2 rok astronomii na stronach wiki wykładu notatki nie mogą być kopiami cudzych tekstów, mogą być wpisywane do wykładu X w ciągu dwóch tygodni po wysłucahaniu wykładu X; po tym czasie notatki zostaną zamrożone i nie będzie można ich zmieniać wydrukowany komplet notatek będzie dostępny na sali w czasie egzaminu Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 3/30
4 Literatura do wykładu Caroll, B.W., Ostlie, D.A An Introduction to Modern Astrophysics Addison-Wesley Publishing Company, Inc. można ją kupić w Amazonie (egzemplarze używane) już za 20 USD w 2007 r pojawiło się drugie, uaktualnione wydanie Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 4/30
5 Literatura dodatkowa Bohm-Vitense, E. (1991). Introduction to Stellar Astrophysics. Volume 1. Basic stellar observations and data. Cambridge University Press Kubiak M. (1994) Gwiazdy i materia międzygwiazdowa. PWN, Warszawa Howell, S.B. (2006) Handbook of CCD astronomy. Cambridge University Press Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 5/30
6 Odległości do gwiazd jednym z podstawowych parametrów gwiazd są ich jasności Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 6/30
7 Odległości do gwiazd jednym z podstawowych parametrów gwiazd są ich jasności nie można ich mierzyć bez znajomości odległości do gwiazd Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 6/30
8 Odległości do gwiazd jednym z podstawowych parametrów gwiazd są ich jasności nie można ich mierzyć bez znajomości odległości do gwiazd słaba gwiazda położona blisko nas wydaje się być jaśniejsza, niż bardzo jasna gwiazda, położona daleko Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 6/30
9 Odległości do gwiazd jednym z podstawowych parametrów gwiazd są ich jasności nie można ich mierzyć bez znajomości odległości do gwiazd słaba gwiazda położona blisko nas wydaje się być jaśniejsza, niż bardzo jasna gwiazda, położona daleko trzeba nauczyć się mierzyć odległości do gwiazd... Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 6/30
10 Odległości do gwiazd jednym z podstawowych parametrów gwiazd są ich jasności nie można ich mierzyć bez znajomości odległości do gwiazd słaba gwiazda położona blisko nas wydaje się być jaśniejsza, niż bardzo jasna gwiazda, położona daleko trzeba nauczyć się mierzyć odległości do gwiazd zaczynając wcześniej od odległości w Układzie Słonecznym Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 6/30
11 Pomiar długości jednostki astronomicznej Tranzyt Wenus 1791 obserwacje tranzytu Wenus z różnych miejsc na Ziemi Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 7/30
12 Pomiar długości jednostki astronomicznej Tranzyt Wenus 1791 obserwacje tranzytu Wenus z różnych miejsc na Ziemi wyznaczenie odległości Ziemia-Wenus, a stąd Ziemia-Słońce Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 7/30
13 Pomiar długości jednostki astronomicznej Tranzyt Wenus 1791 obserwacje tranzytu Wenus z różnych miejsc na Ziemi wyznaczenie odległości Ziemia-Wenus, a stąd Ziemia-Słońce wynik: 153 mln km, obecna wartość: mln km Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 7/30
14 Pomiar długości jednostki astronomicznej Tranzyt Wenus 1791 obserwacje tranzytu Wenus z różnych miejsc na Ziemi wyznaczenie odległości Ziemia-Wenus, a stąd Ziemia-Słońce wynik: 153 mln km, obecna wartość: mln km wielkość ta to tzw. jednostka astronomiczna (AU) Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 7/30
15 Paralaksa trygonometryczna gwiazdy Paralaksa trygonometryczna gwiazdy: kąt, pod jakim widać z niej średni promień orbity Ziemi Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 8/30
16 Paralaksa trygonometryczna gwiazdy Paralaksa trygonometryczna gwiazdy: kąt, pod jakim widać z niej średni promień orbity Ziemi Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 8/30
17 Paralaksa trygonometryczna gwiazdy Paralaksa trygonometryczna gwiazdy: kąt, pod jakim widać z niej średni promień orbity Ziemi Mierząc paralaksę p można wyznaczyć odległość d: d = 1 AU tan p 1 p[rad], (1) Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 8/30
18 Odległości do gwiazd odległości do gwiazd duże, niewygodnie mierzyć je w AU inna jednostka odległości: parsek [pc]: d [pc] = 1 p[ ], (2) Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 9/30
19 Odległości do gwiazd odległości do gwiazd duże, niewygodnie mierzyć je w AU inna jednostka odległości: parsek [pc]: d [pc] = 1 p[ ], (2) najbliższa Słońcu gwiazda, Proxima Centauri, ma paralaksę p = 0.77 jej odległość w parsekach wynosi d = = 1.3 pc (3) Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 9/30
20 Odległości do gwiazd odległości do gwiazd duże, niewygodnie mierzyć je w AU inna jednostka odległości: parsek [pc]: d [pc] = 1 p[ ], (2) najbliższa Słońcu gwiazda, Proxima Centauri, ma paralaksę p = 0.77 jej odległość w parsekach wynosi d = = 1.3 pc (3) kolejną jednostką jest rok świetlny, 1 pc = 3.26 l.sw. Proxima Centaurii jest odległa o 4.2 l.sw. Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 9/30
21 Pomiary paralaksy pomiary paralaksy trygonometrycznej najpewniejszą metodą wyznaczania odległości do gwiazd Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 10/30
22 Pomiary paralaksy pomiary paralaksy trygonometrycznej najpewniejszą metodą wyznaczania odległości do gwiazd lata 90: satelita Hipparcos: p z dokładnością (1 mili sekunda łuku, w skrócie mas), co odpowiada odległości d = 1000 pc (1 kilo parsek, kpc), pomiar dla 100 tys. gwiazd Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 10/30
23 Pomiary paralaksy pomiary paralaksy trygonometrycznej najpewniejszą metodą wyznaczania odległości do gwiazd lata 90: satelita Hipparcos: p z dokładnością (1 mili sekunda łuku, w skrócie mas), co odpowiada odległości d = 1000 pc (1 kilo parsek, kpc), pomiar dla 100 tys. gwiazd 2013: start misji Gaia, dokładność σ p = 10 µas, pomiar odległości do ok. d = 30 kpc, wyniki dla milionów gwiazd! Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 10/30
24 Jasności gwiazd: L i F energię świetlną, wysyłana przez gwiazdę, opisuje moc promieniowania gwiazdy L [W] Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 11/30
25 Jasności gwiazd: L i F energię świetlną, wysyłana przez gwiazdę, opisuje moc promieniowania gwiazdy L [W] obserwator na Ziemi mierzy ilość promieniowania padającą w jednostce czasu na jednostkę powierzchni, czyli tzw. strumień promieniowania F [W/m 2 ]: F = L 4πd 2, (4) Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 11/30
26 Przykład: moc promieniowania Słońca odległość Ziemia Słońce wynosi... Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 12/30
27 Przykład: moc promieniowania Słońca odległość Ziemia Słońce wynosi... d = mln km Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 12/30
28 Przykład: moc promieniowania Słońca odległość Ziemia Słońce wynosi... d = mln km ilość energii słonecznej, padająca na powierzchnię 1 m 2 Ziemi to tzw. stała słoneczna Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 12/30
29 Przykład: moc promieniowania Słońca odległość Ziemia Słońce wynosi... d = mln km ilość energii słonecznej, padająca na powierzchnię 1 m 2 Ziemi to tzw. stała słoneczna jest ona równoważna strumieniowi promieniowania słonecznego i wynosi F = 1360 W/m 2 Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 12/30
30 Przykład: moc promieniowania Słońca odległość Ziemia Słońce wynosi... d = mln km ilość energii słonecznej, padająca na powierzchnię 1 m 2 Ziemi to tzw. stała słoneczna jest ona równoważna strumieniowi promieniowania słonecznego i wynosi F = 1360 W/m 2 mając d i F możemy wyliczyć L : L = 4π d 2 F Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 12/30
31 Przykład: moc promieniowania Słońca odległość Ziemia Słońce wynosi... d = mln km ilość energii słonecznej, padająca na powierzchnię 1 m 2 Ziemi to tzw. stała słoneczna jest ona równoważna strumieniowi promieniowania słonecznego i wynosi F = 1360 W/m 2 mając d i F możemy wyliczyć L : L = 4π d 2 F = ( m) W/m 2 Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 12/30
32 Przykład: moc promieniowania Słońca odległość Ziemia Słońce wynosi... d = mln km ilość energii słonecznej, padająca na powierzchnię 1 m 2 Ziemi to tzw. stała słoneczna jest ona równoważna strumieniowi promieniowania słonecznego i wynosi F = 1360 W/m 2 mając d i F możemy wyliczyć L : L = 4π d 2 F = ( m) W/m 2 = W Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 12/30
33 Przykład: moc promieniowania Słońca odległość Ziemia Słońce wynosi... d = mln km ilość energii słonecznej, padająca na powierzchnię 1 m 2 Ziemi to tzw. stała słoneczna jest ona równoważna strumieniowi promieniowania słonecznego i wynosi F = 1360 W/m 2 mając d i F możemy wyliczyć L : L = 4π d 2 F = ( m) W/m 2 = W L jest ok. 25 tysięcy miliardów razy większa od łącznej mocy użytkowej elektrowni na Ziemi (15 TW) Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 12/30
34 Wielkości gwiazdowe system wielkości gwiazdowych wprowadzony w pierwszych katalogach gwiazd starożytnych Greków Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 13/30
35 Wielkości gwiazdowe system wielkości gwiazdowych wprowadzony w pierwszych katalogach gwiazd starożytnych Greków najjaśniejsze gwiazdy były pierwszej wielkości, najsłabsze szóstej Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 13/30
36 Wielkości gwiazdowe system wielkości gwiazdowych wprowadzony w pierwszych katalogach gwiazd starożytnych Greków najjaśniejsze gwiazdy były pierwszej wielkości, najsłabsze szóstej wprowadzenie teleskopu zwiększyło zasięg obserwacji; Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 13/30
37 Wielkości gwiazdowe system wielkości gwiazdowych wprowadzony w pierwszych katalogach gwiazd starożytnych Greków najjaśniejsze gwiazdy były pierwszej wielkości, najsłabsze szóstej wprowadzenie teleskopu zwiększyło zasięg obserwacji; obecny system oparty o definicję Normana R. Pogsona (1856): ( ) F1 m 1 m 2 = 2.5 log, (5) gdzie F 1, F 2 to strumienie świetlne od dwóch gwiazd (wyrażone w W/m 2 ), a m 1, m 2 odpowiadające im jasności w wielkościach gwiazdowych F 2 Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 13/30
38 Wielkości gwiazdowe system wielkości gwiazdowych wprowadzony w pierwszych katalogach gwiazd starożytnych Greków najjaśniejsze gwiazdy były pierwszej wielkości, najsłabsze szóstej wprowadzenie teleskopu zwiększyło zasięg obserwacji; obecny system oparty o definicję Normana R. Pogsona (1856): ( ) F1 m 1 m 2 = 2.5 log, (5) gdzie F 1, F 2 to strumienie świetlne od dwóch gwiazd (wyrażone w W/m 2 ), a m 1, m 2 odpowiadające im jasności w wielkościach gwiazdowych jednostką wielkości gwiazdowej jest magnitudo, w skrócie mag F 2 Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 13/30
39 Wielkości gwiazdowe system wielkości gwiazdowych wprowadzony w pierwszych katalogach gwiazd starożytnych Greków najjaśniejsze gwiazdy były pierwszej wielkości, najsłabsze szóstej wprowadzenie teleskopu zwiększyło zasięg obserwacji; obecny system oparty o definicję Normana R. Pogsona (1856): ( ) F1 m 1 m 2 = 2.5 log, (5) gdzie F 1, F 2 to strumienie świetlne od dwóch gwiazd (wyrażone w W/m 2 ), a m 1, m 2 odpowiadające im jasności w wielkościach gwiazdowych jednostką wielkości gwiazdowej jest magnitudo, w skrócie mag zero na skali magnitud definiuje się w oparciu o wybrany obiekt na niebie; przyjmuje się, że w zakresie czułości oka gwiazda α Lyrae (Vega) ma jasność m 0 = 0mag F 2 Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 13/30
40 Wielkości gwiazdowe wybranych obiektów Obiekt M V [mag] Słońce Księżyc w pełni Supernova w mgławicy Krab -6.0 Wenus (maksymalna jasność) -4.7 Syriusz -1.5 najsłabsze gwiazdy widoczne gołym okiem 6.0 najsłabsze gwiazdy widoczne przez lornetkę zasięg teleskopu 0.6 m z CCD w czasie 30 min ekspozycji 22 zasięg teleskopu kosmicznego 31 Cały zakres obejmuje ok. 58 wielkości gwiazdowych. Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 14/30
41 Jasność absolutna jasności gwiazd w magnitudo, mierzone z Ziemi, to tzw. jasności widome Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 15/30
42 Jasność absolutna jasności gwiazd w magnitudo, mierzone z Ziemi, to tzw. jasności widome bardzo jasne gwiazdy, położone daleko, mogą wydawać się równie jasne jak słabe gwiazdy, położone blisko Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 15/30
43 Jasność absolutna jasności gwiazd w magnitudo, mierzone z Ziemi, to tzw. jasności widome bardzo jasne gwiazdy, położone daleko, mogą wydawać się równie jasne jak słabe gwiazdy, położone blisko by porównywać moce promieniowania gwiazd wyobraźmy sobie, że umieszczamy je wszystkie w tej samej odległości d = 10 pc Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 15/30
44 Jasność absolutna jasności gwiazd w magnitudo, mierzone z Ziemi, to tzw. jasności widome bardzo jasne gwiazdy, położone daleko, mogą wydawać się równie jasne jak słabe gwiazdy, położone blisko by porównywać moce promieniowania gwiazd wyobraźmy sobie, że umieszczamy je wszystkie w tej samej odległości d = 10 pc jasności widome, które wtedy zmierzymy, nazywamy jasnościami absolutnymi M Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 15/30
45 Związek jasności absolutnej z widomą, 1 niech gwiazda o mocy L, o jasności widomej m d i strumieniu F d znajduje się w odległości d od obserwatora Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 16/30
46 Związek jasności absolutnej z widomą, 1 niech gwiazda o mocy L, o jasności widomej m d i strumieniu F d znajduje się w odległości d od obserwatora wyobrażamy sobie teraz, że gwiazdę umieściliśmy w odległości 10 pc od nas; w takiej sytuacji jej jasność widoma wyniesie m 10, a strumień promieniowania F 10 Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 16/30
47 Związek jasności absolutnej z widomą, 1 niech gwiazda o mocy L, o jasności widomej m d i strumieniu F d znajduje się w odległości d od obserwatora wyobrażamy sobie teraz, że gwiazdę umieściliśmy w odległości 10 pc od nas; w takiej sytuacji jej jasność widoma wyniesie m 10, a strumień promieniowania F 10 jej jasność absolutna M, z definicji, równa bedzie m 10 Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 16/30
48 Związek jasności absolutnej z widomą, 2 ze wzoru Pogsona mamy: m d M = 2.5 log(f d /F 10 ) (6) Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 17/30
49 Związek jasności absolutnej z widomą, 2 ze wzoru Pogsona mamy: m d M = 2.5 log(f d /F 10 ) (6) ze wzoru na strumień promieniowania: F d = L 4πd 2, Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 17/30
50 Związek jasności absolutnej z widomą, 2 ze wzoru Pogsona mamy: m d M = 2.5 log(f d /F 10 ) (6) ze wzoru na strumień promieniowania: F d = L 4πd 2, F 10 = L 4π10 2 Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 17/30
51 Związek jasności absolutnej z widomą, 2 ze wzoru Pogsona mamy: m d M = 2.5 log(f d /F 10 ) (6) ze wzoru na strumień promieniowania: F d = L 4πd 2, F 10 = L 4π10 2 dzieląc dwa ostatnie równania przez siebie dostajemy: F d /F 10 = 10 2 /d 2 (7) Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 17/30
52 Związek jasności absolutnej z widomą, 2 ze wzoru Pogsona mamy: m d M = 2.5 log(f d /F 10 ) (6) ze wzoru na strumień promieniowania: F d = L 4πd 2, F 10 = L 4π10 2 dzieląc dwa ostatnie równania przez siebie dostajemy: F d /F 10 = 10 2 /d 2 (7) podstawiając równanie (7) do (6) mamy: ( ) 10 2 m d M = 2.5 log = d 2 Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 17/30
53 Związek jasności absolutnej z widomą, 2 ze wzoru Pogsona mamy: m d M = 2.5 log(f d /F 10 ) (6) ze wzoru na strumień promieniowania: F d = L 4πd 2, F 10 = L 4π10 2 dzieląc dwa ostatnie równania przez siebie dostajemy: F d /F 10 = 10 2 /d 2 (7) podstawiając równanie (7) do (6) mamy: ( ) 10 2 m d M = 2.5 log = 2.5 ( 2 2 log(d) ) (8) d 2 Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 17/30
54 Związek jasności absolutnej z widomą, 2 ze wzoru Pogsona mamy: m d M = 2.5 log(f d /F 10 ) (6) ze wzoru na strumień promieniowania: F d = L 4πd 2, F 10 = L 4π10 2 dzieląc dwa ostatnie równania przez siebie dostajemy: F d /F 10 = 10 2 /d 2 (7) podstawiając równanie (7) do (6) mamy: ( ) 10 2 m d M = 2.5 log = 2.5 ( 2 2 log(d) ) (8) z czego wynika zależność: M = m log d d 2 Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 17/30
55 Prędkość światła 1675, duński astronom Ole Roemer mierzy prędkość światła Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 18/30
56 Prędkość światła 1675, duński astronom Ole Roemer mierzy prędkość światła Roemer obserwuje zaćmienia księżyców Jowisza: raz są szybciej, raz później niż efemeryda Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 18/30
57 Prędkość światła 1675, duński astronom Ole Roemer mierzy prędkość światła Roemer obserwuje zaćmienia księżyców Jowisza: raz są szybciej, raz później niż efemeryda obecnie prędkość światła w próżni c jest stałą fizyczną; c = m s 1 Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 18/30
58 Prędkość światła 1675, duński astronom Ole Roemer mierzy prędkość światła Roemer obserwuje zaćmienia księżyców Jowisza: raz są szybciej, raz później niż efemeryda obecnie prędkość światła w próżni c jest stałą fizyczną; c = m s 1 do Księżyca ok. 1 sekunda świetlna Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 18/30
59 Prędkość światła 1675, duński astronom Ole Roemer mierzy prędkość światła Roemer obserwuje zaćmienia księżyców Jowisza: raz są szybciej, raz później niż efemeryda obecnie prędkość światła w próżni c jest stałą fizyczną; c = m s 1 do Księżyca ok. 1 sekunda świetlna do Słońca ok. 8 minut świetlnych Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 18/30
60 Prędkość światła 1675, duński astronom Ole Roemer mierzy prędkość światła Roemer obserwuje zaćmienia księżyców Jowisza: raz są szybciej, raz później niż efemeryda obecnie prędkość światła w próżni c jest stałą fizyczną; c = m s 1 do Księżyca ok. 1 sekunda świetlna do Słońca ok. 8 minut świetlnych do Proximy Centauri 4.5 l.św. Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 18/30
61 Prędkość światła 1675, duński astronom Ole Roemer mierzy prędkość światła Roemer obserwuje zaćmienia księżyców Jowisza: raz są szybciej, raz później niż efemeryda obecnie prędkość światła w próżni c jest stałą fizyczną; c = m s 1 do Księżyca ok. 1 sekunda świetlna do Słońca ok. 8 minut świetlnych do Proximy Centauri 4.5 l.św. do centrum Galaktyki 30 tys. l.sw. Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 18/30
62 Światło: cząstki czy fale? 1678 Christian Huygens: fale! (światło się odbija i załamuje) Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 19/30
63 Światło: cząstki czy fale? 1678 Christian Huygens: fale! (światło się odbija i załamuje) 1718 Isaac Newton: cząstki! (przedmioty rzucają ostre cienie) Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 19/30
64 Światło: cząstki czy fale? 1678 Christian Huygens: fale! (światło się odbija i załamuje) 1718 Isaac Newton: cząstki! (przedmioty rzucają ostre cienie) 1801 Thomas Young doprowadza do interferencji światła, więc jednak fale Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 19/30
65 Światło: cząstki czy fale? 1678 Christian Huygens: fale! (światło się odbija i załamuje) 1718 Isaac Newton: cząstki! (przedmioty rzucają ostre cienie) 1801 Thomas Young doprowadza do interferencji światła, więc jednak fale Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 19/30
66 Interferencja światła Światło monochromatyczne przechodzi przez dwie równoległe, wąskie szczeliny odległe od siebie o d Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 20/30
67 Interferencja światła Światło monochromatyczne przechodzi przez dwie równoległe, wąskie szczeliny odległe od siebie o d Ekran w odległości L d { nλ (n = 0, 1, 2,... jasne prążki) d sin θ = (n 1 2 )λ (n = 1, 2, 3,... ciemne prążki) (9) Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 20/30
68 Długość fal świetlnych mierząc odległości maksimów prążków interferencyjnych na ekranie Young wyznaczył długości różnych barw światła fale niebieskie: λ = mm = 400 nm = 4000 Å Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 21/30
69 Długość fal świetlnych mierząc odległości maksimów prążków interferencyjnych na ekranie Young wyznaczył długości różnych barw światła fale niebieskie: λ = mm = 400 nm = 4000 Å (gdzie Å to jednostka długości, Angsztrem) Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 21/30
70 Długość fal świetlnych mierząc odległości maksimów prążków interferencyjnych na ekranie Young wyznaczył długości różnych barw światła fale niebieskie: λ = mm = 400 nm = 4000 Å (gdzie Å to jednostka długości, Angsztrem) fale czerwone:λ = mm = 700 nm = 7000 Å Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 21/30
71 Długość fal świetlnych mierząc odległości maksimów prążków interferencyjnych na ekranie Young wyznaczył długości różnych barw światła fale niebieskie: λ = mm = 400 nm = 4000 Å (gdzie Å to jednostka długości, Angsztrem) fale czerwone:λ = mm = 700 nm = 7000 Å λ fal widzialnych jest tak małe, że w normalnych warunkach falowa natura światła jest niewidoczna: przedmioty rzucają ostre cienie tak, jakby światło było strumieniem cząstek Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 21/30
72 Fale elektro-magnetyczne 1864 James Clerk Maxwell opisuje za pomocą czterech równań pole elektryczne (wektor E) i magnetyczne (wektor B) Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 22/30
73 Fale elektro-magnetyczne 1864 James Clerk Maxwell opisuje za pomocą czterech równań pole elektryczne (wektor E) i magnetyczne (wektor B) Z równań Maxwella wynika, że istnieje fala elektro-magnetyczna, które porusza się z prędkością v = 1/ ɛ 0 µ 0 (ɛ 0 i µ 0 to stałe fizyczne) Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 22/30
74 Fale elektro-magnetyczne 1864 James Clerk Maxwell opisuje za pomocą czterech równań pole elektryczne (wektor E) i magnetyczne (wektor B) Z równań Maxwella wynika, że istnieje fala elektro-magnetyczna, które porusza się z prędkością v = 1/ ɛ 0 µ 0 (ɛ 0 i µ 0 to stałe fizyczne) Maxwell wyliczył, że v = c, zatem fale poruszają się z prędkościa światła! Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 22/30
75 Fale elektro-magnetyczne 1864 James Clerk Maxwell opisuje za pomocą czterech równań pole elektryczne (wektor E) i magnetyczne (wektor B) Z równań Maxwella wynika, że istnieje fala elektro-magnetyczna, które porusza się z prędkością v = 1/ ɛ 0 µ 0 (ɛ 0 i µ 0 to stałe fizyczne) Maxwell wyliczył, że v = c, zatem fale poruszają się z prędkościa światła! Wniosek: światło jest falą elektromagnetyczną (w skrócie e-m) Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 22/30
76 Widmo elektro-magnetyczne Zakres Długość fali Gamma < λ < 0.1 Å X 0.1 Å < λ < 100 Å UV 100 Å < λ < 4000 Å Widzialne 4000 Å < λ < 7000 Å Podczerwone 7000 Å < λ < 1 mm Mikrofale 1 mm < λ < 10 cm Fale radiowe 10 cm < λ < Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 23/30
77 Wektor Poyntinga S S = E B, wskazuje kierunek rozchodzenia się fali e-m Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 24/30
78 Wektor Poyntinga S S = E B, wskazuje kierunek rozchodzenia się fali e-m jego wartość odpowiada mocy na jednostkę powierzchni prostopadłej do fali e-m Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 24/30
79 Wektor Poyntinga S S = E B, wskazuje kierunek rozchodzenia się fali e-m jego wartość odpowiada mocy na jednostkę powierzchni prostopadłej do fali e-m wektory E i B zmieniają się w czasie, więc również S się zmienia; Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 24/30
80 Wektor Poyntinga S S = E B, wskazuje kierunek rozchodzenia się fali e-m jego wartość odpowiada mocy na jednostkę powierzchni prostopadłej do fali e-m wektory E i B zmieniają się w czasie, więc również S się zmienia; uśredniona po czasie wartość S: gdzie: E 0 i B 0 to amplitudy wektorów E i B S = 1 2 µ 0 E 0 B 0, (10) Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 24/30
81 Wektor Poyntinga S S = E B, wskazuje kierunek rozchodzenia się fali e-m jego wartość odpowiada mocy na jednostkę powierzchni prostopadłej do fali e-m wektory E i B zmieniają się w czasie, więc również S się zmienia; uśredniona po czasie wartość S: gdzie: E 0 i B 0 to amplitudy wektorów E i B jednostką S jest W m 2 S = 1 2 µ 0 E 0 B 0, (10) Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 24/30
82 Wektor Poyntinga S S = E B, wskazuje kierunek rozchodzenia się fali e-m jego wartość odpowiada mocy na jednostkę powierzchni prostopadłej do fali e-m wektory E i B zmieniają się w czasie, więc również S się zmienia; uśredniona po czasie wartość S: gdzie: E 0 i B 0 to amplitudy wektorów E i B S = 1 2 µ 0 E 0 B 0, (10) jednostką S jest W m 2 czy znamy inną wielkość o tym wymiarze? Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 24/30
83 Wektor Poyntinga S S = E B, wskazuje kierunek rozchodzenia się fali e-m jego wartość odpowiada mocy na jednostkę powierzchni prostopadłej do fali e-m wektory E i B zmieniają się w czasie, więc również S się zmienia; uśredniona po czasie wartość S: gdzie: E 0 i B 0 to amplitudy wektorów E i B S = 1 2 µ 0 E 0 B 0, (10) jednostką S jest W m 2 czy znamy inną wielkość o tym wymiarze? strumień promieniowania F dla fali monochromatycznej (o jednej długości) jest tym samym, co S Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 24/30
84 Siła ciśnienia promieniowania F rad, 1 fala e-m posiada pęd, może więc wywierać parcie na powierzchnię, na którą pada Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 25/30
85 Siła ciśnienia promieniowania F rad, 1 fala e-m posiada pęd, może więc wywierać parcie na powierzchnię, na którą pada jeśli fala pada prostopadle na powierzchnię o polu A, wtedy wywiera na nią siłę F rad = S A/c Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 25/30
86 Siła ciśnienia promieniowania F rad, 1 fala e-m posiada pęd, może więc wywierać parcie na powierzchnię, na którą pada jeśli fala pada prostopadle na powierzchnię o polu A, wtedy wywiera na nią siłę F rad = S A/c zamiast wyprowadzać ten wzór wykażemy, że prawa strona równania ma wymiar siły: Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 25/30
87 Siła ciśnienia promieniowania F rad, 1 fala e-m posiada pęd, może więc wywierać parcie na powierzchnię, na którą pada jeśli fala pada prostopadle na powierzchnię o polu A, wtedy wywiera na nią siłę F rad = S A/c zamiast wyprowadzać ten wzór wykażemy, że prawa strona równania ma wymiar siły: [ ] S A = c Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 25/30
88 Siła ciśnienia promieniowania F rad, 1 fala e-m posiada pęd, może więc wywierać parcie na powierzchnię, na którą pada jeśli fala pada prostopadle na powierzchnię o polu A, wtedy wywiera na nią siłę F rad = S A/c zamiast wyprowadzać ten wzór wykażemy, że prawa strona równania ma wymiar siły: [ ] [ ] S A W m 2 m = 2 = c m s Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 25/30
89 Siła ciśnienia promieniowania F rad, 1 fala e-m posiada pęd, może więc wywierać parcie na powierzchnię, na którą pada jeśli fala pada prostopadle na powierzchnię o polu A, wtedy wywiera na nią siłę F rad = S A/c zamiast wyprowadzać ten wzór wykażemy, że prawa strona równania ma wymiar siły: [ ] [ ] S A W m 2 [ ] m W s = 2 = = c m m s Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 25/30
90 Siła ciśnienia promieniowania F rad, 1 fala e-m posiada pęd, może więc wywierać parcie na powierzchnię, na którą pada jeśli fala pada prostopadle na powierzchnię o polu A, wtedy wywiera na nią siłę F rad = S A/c zamiast wyprowadzać ten wzór wykażemy, że prawa strona równania ma wymiar siły: [ ] [ ] S A W m 2 [ ] [ ] m W s J = 2 = = = c m m m s Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 25/30
91 Siła ciśnienia promieniowania F rad, 1 fala e-m posiada pęd, może więc wywierać parcie na powierzchnię, na którą pada jeśli fala pada prostopadle na powierzchnię o polu A, wtedy wywiera na nią siłę F rad = S A/c zamiast wyprowadzać ten wzór wykażemy, że prawa strona równania ma wymiar siły: [ ] [ ] S A W m 2 [ ] [ ] [ ] m W s J N m = 2 = = = = c m m m m s Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 25/30
92 Siła ciśnienia promieniowania F rad, 1 fala e-m posiada pęd, może więc wywierać parcie na powierzchnię, na którą pada jeśli fala pada prostopadle na powierzchnię o polu A, wtedy wywiera na nią siłę F rad = S A/c zamiast wyprowadzać ten wzór wykażemy, że prawa strona równania ma wymiar siły: [ ] [ ] S A W m 2 [ ] [ ] [ ] m W s J N m = 2 = = = = N c m m m m s Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 25/30
93 Siła ciśnienia promieniowania F rad, 1 fala e-m posiada pęd, może więc wywierać parcie na powierzchnię, na którą pada jeśli fala pada prostopadle na powierzchnię o polu A, wtedy wywiera na nią siłę F rad = S A/c zamiast wyprowadzać ten wzór wykażemy, że prawa strona równania ma wymiar siły: [ ] [ ] S A W m 2 [ ] [ ] [ ] m W s J N m = 2 = = = = N c m m m m s jeśli weźmiemy wartość wektora siły do powierzchni i podzielimy przez pole powierzchni, wówczas otrzymamy ciśnienie promieniowania światła: p rad = S /c Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 25/30
94 Siła ciśnienia promieniowania F rad, 1 fala e-m posiada pęd, może więc wywierać parcie na powierzchnię, na którą pada jeśli fala pada prostopadle na powierzchnię o polu A, wtedy wywiera na nią siłę F rad = S A/c zamiast wyprowadzać ten wzór wykażemy, że prawa strona równania ma wymiar siły: [ ] [ ] S A W m 2 [ ] [ ] [ ] m W s J N m = 2 = = = = N c m m m m s jeśli weźmiemy wartość wektora siły do powierzchni i podzielimy przez pole powierzchni, wówczas otrzymamy ciśnienie promieniowania światła: p rad = S /c (ciśnienie nie jest wektorem i jest zawsze do powierzchni!) Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 25/30
95 Siła ciśnienia promieniowania F rad, 2 A co w sytuacji, gdy fala pada pod kątem do powierzchni? Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 26/30
96 Siła ciśnienia promieniowania F rad, 2 A co w sytuacji, gdy fala pada pod kątem do powierzchni? Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 27/30
97 Siła ciśnienia promieniowania F rad, 2 A co w sytuacji, gdy fala pada pod kątem do powierzchni? Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 28/30
98 Siła ciśnienia promieniowania F rad, 2 A co w sytuacji, gdy fala pada pod kątem do powierzchni? F absorption = F = F rad cos θ Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 28/30
99 Siła ciśnienia promieniowania F rad, 2 Gdy fala zostaje odbita, zamiast być pochłonięta, mamy: Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 29/30
100 Siła ciśnienia promieniowania F rad, 2 Gdy fala zostaje odbita, zamiast być pochłonięta, mamy: F reflection = F + F = 2 F rad cos θ Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 29/30
101 Siła ciśnienia promieniowania F rad, 3 podsumujmy: jeśli fala jest całkowicie pochłonięta: F absorption = S A c cos θ (11) Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 30/30
102 Siła ciśnienia promieniowania F rad, 3 podsumujmy: jeśli fala jest całkowicie pochłonięta: F absorption = S A c cos θ (11) jeśli fala jest całkowicie odbita: F reflection = 2 S A c cos θ (12) uwaga: w książce Caroll i Ostlie w tym równaniu jest błąd, zamiast cos θ jest cos 2 θ Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 30/30
103 Siła ciśnienia promieniowania F rad, 3 podsumujmy: jeśli fala jest całkowicie pochłonięta: F absorption = S A c cos θ (11) jeśli fala jest całkowicie odbita: F reflection = 2 S A c cos θ (12) uwaga: w książce Caroll i Ostlie w tym równaniu jest błąd, zamiast cos θ jest cos 2 θ żagle słoneczne wnętrza gwiazd Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 1 30/30
Odległość 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
Wstęp 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
Wstęp 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,
Skala 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:
Fizyka. dr Bohdan Bieg p. 36A. wykład ćwiczenia laboratoryjne ćwiczenia rachunkowe
Fizyka dr Bohdan Bieg p. 36A wykład ćwiczenia laboratoryjne ćwiczenia rachunkowe Literatura Raymond A. Serway, John W. Jewett, Jr. Physics for Scientists and Engineers, Cengage Learning D. Halliday, D.
Odległości Do Gwiazd
Liceum Klasy I III Doświadczenie konkursowe nr 3 Rok 2017 1. Wstęp teoretyczny Gwiazdy znajdują się bardzo daleko od Ziemi. Proxima Centauri, gwiazda leżąca najbliżej Słońca jest oddalona o około 40 000
Wstęp 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
Ćwiczenie 12 (44) Wyznaczanie długości fali świetlnej przy pomocy siatki dyfrakcyjnej
Ćwiczenie 12 (44) Wyznaczanie długości fali świetlnej przy pomocy siatki dyfrakcyjnej Wprowadzenie Światło widzialne jest to promieniowanie elektromagnetyczne (zaburzenie poła elektromagnetycznego rozchodzące
Rozważania rozpoczniemy od fal elektromagnetycznych w próżni. Dla próżni równania Maxwella w tzw. postaci różniczkowej są następujące:
Rozważania rozpoczniemy od fal elektromagnetycznych w próżni Dla próżni równania Maxwella w tzw postaci różniczkowej są następujące:, gdzie E oznacza pole elektryczne, B indukcję pola magnetycznego a i
ZADANIE 111 DOŚWIADCZENIE YOUNGA Z UŻYCIEM MIKROFAL
ZADANIE 111 DOŚWIADCZENIE YOUNGA Z UŻYCIEM MIKROFAL X L Rys. 1 Schemat układu doświadczalnego. Fala elektromagnetyczna (światło, mikrofale) po przejściu przez dwie blisko położone (odległe o d) szczeliny
Wędrówki między układami współrzędnych
Wykład udostępniam na licencji Creative Commons: Wędrówki między układami współrzędnych Piotr A. Dybczyński Układ równikowy godzinny i układ horyzontalny zenit północny biegun świata Z punkt wschodu szerokość
Analiza 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
Wstęp 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
Wykład 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
Widmo fal elektromagnetycznych
Czym są fale elektromagnetyczne? Widmo fal elektromagnetycznych dr inż. Romuald Kędzierski Podstawowe pojęcia związane z falami - przypomnienie pole falowe część przestrzeni objęta w danej chwili falą
Falowa natura światła
Falowa natura światła Christiaan Huygens Thomas Young James Clerk Maxwell Światło jest falą elektromagnetyczną Barwa światło zależy od jej długości (częstości). Optyka geometryczna Optyka geometryczna
Wykład I Krzysztof Golec-Biernat Optyka 1 / 16
Optyka Wykład I Krzysztof Golec-Biernat Fale 1 Uniwersytet Rzeszowski, 4 października 2017 Wykład I Krzysztof Golec-Biernat Optyka 1 / 16 Uwagi wstępne 30 h wykładu wykład przy pomocy transparencji lub
Wenus na tle Słońca. Sylwester Kołomański Tomasz Mrozek. Instytut Astronomiczny Uniwersytetu Wrocławskiego
Wenus na tle Słońca Sylwester Kołomański Tomasz Mrozek Instytut Astronomiczny Uniwersytetu Wrocławskiego Instytut Astronomiczny UWr Czym się zajmujemy? uczymy studentów, prowadzimy badania naukowe (astrofizyka
Liceum dla Dorosłych semestr 1 FIZYKA MAŁGORZATA OLĘDZKA
Liceum dla Dorosłych semestr 1 FIZYKA MAŁGORZATA OLĘDZKA Temat 6 : JAK ZMIERZONO ODLEGŁOŚCI DO KSIĘŻYCA, PLANET I GWIAZD? 1) Co to jest paralaksa? Eksperyment Wyciągnij rękę jak najdalej od siebie z palcem
Dyfrakcja. interferencja światła. dr inż. Romuald Kędzierski
Dyfrakcja i interferencja światła. dr inż. Romuald Kędzierski Zasada Huygensa - przypomnienie Każdy punkt ośrodka, do którego dotarło czoło fali można uważać za źródło nowej fali kulistej. Fale te zwane
Wprowadzenie do technologii HDR
Wprowadzenie do technologii HDR Konwersatorium 2 - inspiracje biologiczne mgr inż. Krzysztof Szwarc krzysztof@szwarc.net.pl Sosnowiec, 5 marca 2018 1 / 26 mgr inż. Krzysztof Szwarc Wprowadzenie do technologii
Dr Piotr Sitarek. Instytut Fizyki, Politechnika Wrocławska
Podstawy fizyki Wykład 11 Dr Piotr Sitarek Instytut Fizyki, Politechnika Wrocławska D. Halliday, R. Resnick, J.Walker: Podstawy Fizyki, tom 3, Wydawnictwa Naukowe PWN, Warszawa 2003. K.Sierański, K.Jezierski,
Dyfrakcja to zdolność fali do uginania się na krawędziach przeszkód. Dyfrakcja światła stanowi dowód na to, że światło ma charakter falowy.
ZAŁĄCZNIK V. SŁOWNICZEK. Czas uniwersalny Czas uniwersalny (skróty: UT lub UTC) jest taki sam, jak Greenwich Mean Time (skrót: GMT), tzn. średni czas słoneczny na południku zerowym w Greenwich, Anglia
Materiały edukacyjne Tranzyt Wenus Zestaw 3. Paralaksa. Zadanie 1. Paralaksa czyli zmiana
Materiały edukacyjne Tranzyt Wenus 2012 Zestaw 3. Paralaksa Zadanie 1. Paralaksa czyli zmiana Paralaksa to zjawisko pozornej zmiany położenia obiektu oglądanego z dwóch kierunków. W praktyce najłatwiej
Fala elektromagnetyczna o określonej częstotliwości ma inną długość fali w ośrodku niż w próżni. Jako przykłady policzmy:
Rozważania rozpoczniemy od ośrodków jednorodnych. W takich ośrodkach zależność między indukcją pola elektrycznego a natężeniem pola oraz między indukcją pola magnetycznego a natężeniem pola opisana jest
Podstawy fizyki wykład 8
Podstawy fizyki wykład 8 Dr Piotr Sitarek Katedra Fizyki Doświadczalnej, W11, PWr Optyka geometryczna Polaryzacja Odbicie zwierciadła Załamanie soczewki Optyka falowa Interferencja Dyfrakcja światła D.
PDF stworzony przez wersję demonstracyjną pdffactory
Promieniowanie elektromagnetyczne (fala elektromagnetyczna) rozchodzące się w przestrzeni zaburzenie pola elektromagnetycznego. Zaburzenie to ma charakter fali poprzecznej, w której składowa elektryczna
Fale elektromagnetyczne w dielektrykach
Fale elektromagnetyczne w dielektrykach Ryszard J. Barczyński, 2016 Politechnika Gdańska, Wydział FTiMS, Katedra Fizyki Ciała Stałego Materiały dydaktyczne do użytku wewnętrznego Krótka historia odkrycia
Metody Optyczne w Technice. Wykład 5 Interferometria laserowa
Metody Optyczne w Technice Wykład 5 nterferometria laserowa Promieniowanie laserowe Wiązka monochromatyczna Duża koherencja przestrzenna i czasowa Niewielka rozbieżność wiązki Duża moc Największa możliwa
LABORATORIUM FIZYKI PAŃSTWOWEJ WYŻSZEJ SZKOŁY ZAWODOWEJ W NYSIE
LABORATORIUM FIZYKI PAŃSTWOWEJ WYŻSZEJ SZKOŁY ZAWODOWEJ W NYSIE Ćwiczenie nr 6 Temat: Wyznaczenie stałej siatki dyfrakcyjnej i dyfrakcja światła na otworach kwadratowych i okrągłych. 1. Wprowadzenie Fale
Wyznaczanie długości i szerokości geograficznej z obserwacji astronomicznych.
Wykład udostępniam na licencji Creative Commons: Wyznaczanie długości i szerokości geograficznej z obserwacji astronomicznych. Piotr A. Dybczyński Związek czasu słonecznego z gwiazdowym. Zadanie:
Wyznaczanie długości i szerokości geograficznej z obserwacji astronomicznych.
Wykład udostępniam na licencji Creative Commons: Wyznaczanie długości i szerokości geograficznej z obserwacji astronomicznych. Piotr A. Dybczyński Związek czasu słonecznego z gwiazdowym. Zadanie:
Oszacowywanie możliwości wykrywania śmieci kosmicznych za pomocą teleskopów Pi of the Sky
Mirosław Należyty Agnieszka Majczyna Roman Wawrzaszek Marcin Sokołowski Wilga, 27.05.2010. Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Warszawskiego i Instytut Problemów Jądrowych w Warszawie Oszacowywanie
Rys. 1 Interferencja dwóch fal sferycznych w punkcie P.
Ćwiczenie 4 Doświadczenie interferencyjne Younga Wprowadzenie teoretyczne Charakterystyczną cechą fal jest ich zdolność do interferencji. Światło jako fala elektromagnetyczna również może interferować.
Konkurs Astronomiczny Astrolabium IV Edycja 26 kwietnia 2017 roku Klasy I III Gimnazjum Test Konkursowy
Instrukcja Zaznacz prawidłową odpowiedź. Tylko jedna odpowiedź jest poprawna. Czas na rozwiązanie testu wynosi 60 minut. 1. 11 kwietnia 2017 roku była pełnia Księżyca. Pełnia w dniu 11 kwietnia będzie
ZAŁĄCZNIK IV. Obliczanie rotacji / translacji obrazów.
ZAŁĄCZNIK IV. Obliczanie rotacji / translacji obrazów. Jak to zostało przedstawione w części 5.2.1, jeżeli zrobimy Słońcu zdjęcie z jakiegoś miejsca na powierzchni ziemi w danym momencie t i dokładnie
Optyka. 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
OPIS 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
Interferometr Macha-Zehndera. Zapis sinusoidalnej siatki dyfrakcyjnej i pomiar jej okresu przestrzennego.
Ćwiczenie 6 Interferometr Macha-Zehndera. Zapis sinusoidalnej siatki dyfrakcyjnej i pomiar jej okresu przestrzennego. Interferometr Macha-Zehndera Interferometr Macha-Zehndera jest często wykorzystywany
Rodzaje fal. 1. Fale mechaniczne. 2. Fale elektromagnetyczne. 3. Fale materii. dyfrakcja elektronów
Wykład VI Fale t t + Dt Rodzaje fal 1. Fale mechaniczne 2. Fale elektromagnetyczne 3. Fale materii dyfrakcja elektronów Fala podłużna v Przemieszczenia elementów spirali ( w prawo i w lewo) są równoległe
Wstęp 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
OPIS 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
Interferencja. Dyfrakcja.
Interferencja. Dyfrakcja. Wykład 8 Wrocław University of Technology 05-05-0 Światło jako fala Zasada Huygensa: Wszystkie punkty czoła fali zachowują się jak punktowe źródła elementarnych kulistych fal
LIV 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
Ekosfery. 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
Fale elektromagnetyczne
Fale elektromagnetyczne Ryszard J. Barczyński, 2017 Politechnika Gdańska, Wydział FTiMS, Katedra Fizyki Ciała Stałego Materiały dydaktyczne do użytku wewnętrznego Krótka historia odkrycia fali elektromagnetycznej
WYZNACZANIE DŁUGOŚCI FALI ŚWIETLNEJ ZA POMOCĄ SIATKI DYFRAKCYJNEJ
ĆWICZENIE 84 WYZNACZANIE DŁUGOŚCI FALI ŚWIETLNEJ ZA POMOCĄ SIATKI DYFRAKCYJNEJ Cel ćwiczenia: Wyznaczenie długości fali emisji lasera lub innego źródła światła monochromatycznego, wyznaczenie stałej siatki
Sprawdzian 2. Fizyka Świat fizyki. Astronomia. Sprawdziany podsumowujące. sin = 0,0166 cos = 0,9999 tg = 0,01659 ctg = 60,3058
Imię i nazwisko Data Klasa Wersja A Sprawdzian.. Jedna jednostka astronomiczna to odległość jaką przebywa światło (biegnące z szybkością 300 000 km/h) w ciągu jednego roku. jaką przebywa światło (biegnące
WSTĘP DO OPTYKI FOURIEROWSKIEJ
1100-4BW1, rok akademicki 018/19 WSTĘP DO OPTYKI FOURIEROWSKIEJ dr hab. Rafał Kasztelanic Wykład 4 Przestrzeń swobodna jako filtr częstości przestrzennych Załóżmy, że znamy rozkład pola na fale monochromatyczne
Natura światła. W XVII wieku ścierały się dwa, poglądy na temat natury światła. Isaac Newton
Natura światła W XVII wieku ścierały się dwa, poglądy na temat natury światła. Isaac Newton W swojej pracy naukowej najpierw zajmował się optyką. Pierwsze sukcesy odniósł właśnie w optyce, konstruując
OPTYKA. Leszek Błaszkieiwcz
OPTYKA Leszek Błaszkieiwcz Ojcem optyki jest Witelon (1230-1314) Zjawisko odbicia fal promień odbity normalna promień padający Leszek Błaszkieiwcz Rys. Zjawisko załamania fal normalna promień padający
Ćwiczenie Nr 11 Fotometria
Instytut Fizyki, Uniwersytet Śląski Chorzów 2018 r. Ćwiczenie Nr 11 Fotometria Zagadnienia: fale elektromagnetyczne, fotometria, wielkości i jednostki fotometryczne, oko. Wstęp Radiometria (fotometria
Metody badania kosmosu
Metody badania kosmosu Zakres widzialny Fale radiowe i mikrofale Promieniowanie wysokoenergetyczne Detektory cząstek Pomiar sił grawitacyjnych Obserwacje prehistoryczne Obserwatorium słoneczne w Goseck
WŁASNOŚCI FAL ELEKTROMAGNETYCZNYCH: INTERFERENCJA, DYFRAKCJA, POLARYZACJA
WŁASNOŚCI FAL ELEKTROMAGNETYCZNYCH: INTERFERENCJA, DYFRAKCJA, POLARYZACJA 1. Interferencja fal z dwóch źródeł 2. Fale koherentne i niekoherentne 3. Interferencja fal z wielu źródeł 4. Zasada Huygensa 5.
Podstawy Fizyki IV Optyka z elementami fizyki współczesnej. wykład 2, Radosław Chrapkiewicz, Filip Ozimek
Podstawy Fizyki IV Optyka z elementami fizyki współczesnej wykład 2, 17.02.2012 wykład: pokazy: ćwiczenia: Czesław Radzewicz Radosław Chrapkiewicz, Filip Ozimek Ernest Grodner Równania Maxwella r-nie falowe
LASERY I ICH ZASTOSOWANIE
LASERY I ICH ZASTOSOWANIE Laboratorium Instrukcja do ćwiczenia nr 3 Temat: Efekt magnetooptyczny 5.1. Cel ćwiczenia Celem ćwiczenia jest zapoznanie się z metodą modulowania zmiany polaryzacji światła oraz
Pozorne 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
I. PROMIENIOWANIE CIEPLNE
I. PROMIENIOWANIE CIEPLNE - lata '90 XIX wieku WSTĘP Widmo promieniowania elektromagnetycznego zakres "pokrycia" różnymi rodzajami fal elektromagnetycznych promieniowania zawartego w danej wiązce. rys.i.1.
Fizyka elektryczność i magnetyzm
Fizyka elektryczność i magnetyzm W5 5. Wybrane zagadnienia z optyki 5.1. Światło jako część widma fal elektromagnetycznych. Fale elektromagnetyczne, które współczesny człowiek potrafi wytwarzać, i wykorzystywać
BADANIE INTERFERENCJI MIKROFAL PRZY UŻYCIU INTERFEROMETRU MICHELSONA
ZDNIE 11 BDNIE INTERFERENCJI MIKROFL PRZY UŻYCIU INTERFEROMETRU MICHELSON 1. UKŁD DOŚWIDCZLNY nadajnik mikrofal odbiornik mikrofal 2 reflektory płytka półprzepuszczalna prowadnice do ustawienia reflektorów
przenikalność atmosfery ziemskiej typ promieniowania długość fali [m] ciało o skali zbliżonej do długości fal częstotliwość [Hz]
![przenikalność atmosfery ziemskiej typ promieniowania długość fali [m] ciało o skali zbliżonej do długości fal częstotliwość [Hz]](/thumbs/102/156435905.jpg "przenikalność atmosfery ziemskiej typ promieniowania długość fali [m] ciało o skali zbliżonej do długości fal częstotliwość [Hz]")
ELEMENTY OPTYKI Fale elektromagnetyczne Promieniowanie świetlne Odbicie światła Załamanie światła Dyspersja światła Tęcza pierwotna i wtórna Dyfrakcja i interferencja światła Politechnika Opolska Opole
LX 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.
Optyka 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
OPTYKA FALOWA. W zjawiskach takich jak interferencja, dyfrakcja i polaryzacja światło wykazuje naturę
OPTYKA FALOWA W zjawiskach takich jak interferencja, dyfrakcja i polaryzacja światło wykazuje naturę falową. W roku 8 Thomas Young wykonał doświadczenie, które pozwoliło wyznaczyć długość fali światła.
Zaznacz prawdziwą odpowiedź: Fale elektromagnetyczne do rozchodzenia się... ośrodka materialnego A. B.
Imię i nazwisko Pytanie 1/ Zaznacz właściwą odpowiedź: Fale elektromagnetyczne są falami poprzecznymi podłużnymi Pytanie 2/ Zaznacz prawdziwą odpowiedź: Fale elektromagnetyczne do rozchodzenia się... ośrodka
Ciało doskonale czarne absorbuje całkowicie padające promieniowanie. Parametry promieniowania ciała doskonale czarnego zależą tylko jego temperatury.
1 Ciało doskonale czarne absorbuje całkowicie padające promieniowanie. Parametry promieniowania ciała doskonale czarnego zależą tylko jego temperatury. natężenie natężenie teoria klasyczna wynik eksperymentu
Ćwiczenie 4. Doświadczenie interferencyjne Younga. Rys. 1
Ćwiczenie 4 Doświadczenie interferencyjne Younga Wprowadzenie teoretyczne Charakterystyczną cechą fal jest ich zdolność do interferencji. Światło jako fala elektromagnetyczna również może interferować.
LASERY I ICH ZASTOSOWANIE W MEDYCYNIE
LASERY I ICH ZASTOSOWANIE W MEDYCYNIE Laboratorium Instrukcja do ćwiczenia nr 4 Temat: Modulacja światła laserowego: efekt magnetooptyczny 5.1. Cel ćwiczenia Celem ćwiczenia jest zapoznanie się z metodą
Konkurs Astronomiczny Astrolabium II Edycja 26 marca 2014 roku Klasy I III Liceum Ogólnokształcącego Test Konkursowy
Instrukcja Zaznacz prawidłową odpowiedź. Tylko jedna odpowiedź jest poprawna. Czas na rozwiązanie testu wynosi 75 minut.. Do obserwacji Słońca wykorzystuje się filtr Hα, który przepuszcza z widma słonecznego
Fotometria 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
OPTYKA FALOWA I (FTP2009L) Ćwiczenie 2. Dyfrakcja światła na szczelinach.
OPTYKA FALOWA I (FTP2009L) Ćwiczenie 2. Dyfrakcja światła na szczelinach. Zagadnienia, które należy znać przed wykonaniem ćwiczenia: Dyfrakcja światła to zjawisko fizyczne zmiany kierunku rozchodzenia
Podstawy Fizyki IV Optyka z elementami fizyki współczesnej. wykład 2, Mateusz Winkowski, Jan Szczepanek
Podstawy Fizyki IV Optyka z elementami fizyki współczesnej wykład 2, 06.10.2017 wykład: pokazy: ćwiczenia: Czesław Radzewicz Mateusz Winkowski, Jan Szczepanek Radosław Łapkiewicz Równania Maxwella r-nie
Wykład XIV. wiatła. Younga. Younga. Doświadczenie. Younga
Wykład XIV Poglądy na naturęświat wiatła Dyfrakcja i interferencja światła rozwój poglądów na naturę światła doświadczenie spójność światła interferencja w cienkich warstwach interferometr Michelsona dyfrakcja
Konkurs 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
Wykład 16: Optyka falowa
Wykład 16: Optyka falowa Dr inż. Zbigniew Szklarski Katedra Elektroniki, paw. C-1, pok.321 szkla@agh.edu.pl http://layer.uci.agh.edu.pl/z.szklarski/ 1 Zasada Huyghensa Christian Huygens 1678 r. pierwsza
Prawa optyki geometrycznej
Optyka Podstawowe pojęcia Światłem nazywamy fale elektromagnetyczne, o długościach, na które reaguje oko ludzkie, tzn. 380-780 nm. O falowych własnościach światła świadczą takie zjawiska, jak ugięcie (dyfrakcja)
Ćw. 20. Pomiary współczynnika załamania światła z pomiarów kąta załamania oraz kąta granicznego
0 K A T E D R A F I ZYKI S T O S O W AN E J P R A C O W N I A F I Z Y K I Ćw. 0. Pomiary współczynnika załamania światła z pomiarów kąta załamania oraz kąta granicznego Wprowadzenie Światło widzialne jest
Wstęp do astrofizyki I
Wstęp do astrofizyki I Wykład 12 Tomasz Kwiatkowski 5 styczeń 2010 r. Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 1/1 Plan wykładu Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 2/1 Jak
Szczególna teoria względności
Szczególna teoria względności Wykład II: Transformacja Galileusza prof. dr hab. Aleksander Filip Żarnecki Zakład Czastek i Oddziaływań Fundamentalnych Instytut Fizyki Doświadczalnej Ogólna postać transformacji
Pomiar długości fali świetlnej i stałej siatki dyfrakcyjnej.
POLITECHNIKA ŚLĄSKA WYDZIAŁ CHEMICZNY KATEDRA FIZYKOCHEMII I TECHNOLOGII POLIMERÓW LABORATORIUM Z FIZYKI Pomiar długości fali świetlnej i stałej siatki dyfrakcyjnej. Wprowadzenie Przy opisie zjawisk takich
Wykład 16: Optyka falowa
Wykład 16: Optyka falowa Dr inż. Zbigniew Szklarski Katedra Elektroniki, paw. C-1, pok.31 szkla@agh.edu.pl http://layer.uci.agh.edu.pl/z.szklarski/ Zasada Huyghensa Christian Huygens 1678 r. pierwsza falowa
Kwantowe 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
Wyznaczenie długości fali świetlnej metodą pierścieni Newtona
Politechnika Łódzka FTIMS Kierunek: Informatyka rok akademicki: 2008/2009 sem. 2. Termin: 23 III 2009 Nr. ćwiczenia: 412 Temat ćwiczenia: Wyznaczenie długości fali świetlnej metodą pierścieni Newtona Nr.
LVII 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.
GRAWITACJA I ELEMENTY ASTRONOMII
MODUŁ 1 SCENARIUSZ TEMATYCZNY GRAWITACJA I ELEMENTY ASTRONOMII OPRACOWANE W RAMACH PROJEKTU: FIZYKA ZAKRES PODSTAWOWY WIRTUALNE LABORATORIA FIZYCZNE NOWOCZESNĄ METODĄ NAUCZANIA. PROGRAM NAUCZANIA FIZYKI
Fizyka kwantowa. promieniowanie termiczne zjawisko fotoelektryczne. efekt Comptona dualizm korpuskularno-falowy. kwantyzacja światła
W- (Jaroszewicz) 19 slajdów Na podstawie prezentacji prof. J. Rutkowskiego Fizyka kwantowa promieniowanie termiczne zjawisko fotoelektryczne kwantyzacja światła efekt Comptona dualizm korpuskularno-falowy
Astronomia. Wykład I. Waldemar Ogłoza. Wykład dla studentów geografii. dla studentów > informacje>zajęcia W.Ogłozy>a4g-w1.
Astronomia Wykład I Wykład dla studentów geografii Waldemar Ogłoza www.as.up.krakow.pl dla studentów > informacje>zajęcia W.Ogłozy>a4g-w1.pdf Literatura: J.M.Kreiner Ziemia i Wszechświat astronomia nie
Od redakcji. Symbolem oznaczono zadania wykraczające poza zakres materiału omówionego w podręczniku Fizyka z plusem cz. 2.
Od redakcji Niniejszy zbiór zadań powstał z myślą o tych wszystkich, dla których rozwiązanie zadania z fizyki nie polega wyłącznie na mechanicznym przekształceniu wzorów i podstawieniu do nich danych.
1 Płaska fala elektromagnetyczna
1 Płaska fala elektromagnetyczna 1.1 Fala w wolnej przestrzeni Rozwiązanie równań Maxwella dla zespolonych amplitud pól przemiennych sinusoidalnie, reprezentujące płaską falę elektromagnetyczną w wolnej
Aplikacje informatyczne w Astronomii. Internet źródło informacji i planowanie obserwacji astronomicznych
Aplikacje informatyczne w Astronomii Internet źródło informacji i planowanie obserwacji astronomicznych Planowanie obserwacji ciał Układu Słonecznego Plan zajęć: planety wewnętrzne planety zewnętrzne systemy
Wyznaczanie 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
Astronomia Wykład I. KOSMOLOGIA bada Wszechświat jako całość. Literatura: dla studentów > informacje>zajęcia W.Ogłozy>a4g-w1.
Astronomia Wykład I Wykład dla studentów geografii Waldemar Ogłoza www.as.up.krakow.pl dla studentów > informacje>zajęcia W.Ogłozy>a4g-w1.pdf J.M.Kreiner Rybka E. E, Literatura: Ziemia i Wszechświat astronomia
LXI Olimpiada Astronomiczna 2017/2018 Zadania z zawodów III stopnia
LXI Olimpiada Astronomiczna 2017/2018 Zadania z zawodów III stopnia 1. Okres obrotu Księżyca wokół osi jest równy jego okresowi orbitalnemu. Dzięki temu Księżyc jest stale zwrócony ku Ziemi jedną stroną.
Problemy optyki falowej. Teoretyczne podstawy zjawisk dyfrakcji, interferencji i polaryzacji światła.
. Teoretyczne podstawy zjawisk dyfrakcji, interferencji i polaryzacji światła. Rozwiązywanie zadań wykorzystujących poznane prawa I LO im. Stefana Żeromskiego w Lęborku 27 luty 2012 Dyfrakcja światła laserowego
Optyka. Wykład IX Krzysztof Golec-Biernat. Optyka geometryczna. Uniwersytet Rzeszowski, 13 grudnia 2017
Optyka Wykład IX Krzysztof Golec-Biernat Optyka geometryczna Uniwersytet Rzeszowski, 13 grudnia 2017 Wykład IX Krzysztof Golec-Biernat Optyka 1 / 16 Plan Dyspersja chromatyczna Przybliżenie optyki geometrycznej
Interferencja jest to zjawisko nakładania się fal prowadzące do zwiększania lub zmniejszania amplitudy fali wypadkowej. Interferencja zachodzi dla
Interferencja jest to zjawisko nakładania się fal prowadzące do zwiększania lub zmniejszania amplitudy fali wypadkowej. Interferencja zachodzi dla wszystkich rodzajów fal, we wszystkich ośrodkach, w których
Wydajność konwersji energii słonecznej:
Wykład II E we Wydajność konwersji energii słonecznej: η = E wy E we η całkowite = η absorpcja η kreacja η dryft/dyf η separ η zbierania E wy Jednostki fotometryczne i energetyczne promieniowania elektromagnetycznego
W 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
falowego widoczne w zmianach amplitudy i natęŝenia fal) w którym zachodzi
Zjawisko interferencji fal Interferencja to efekt nakładania się fal (wzmacnianie i osłabianie się ruchu falowego widoczne w zmianach amplitudy i natęŝenia fal) w którym zachodzi stabilne w czasie ich
Podstawy fizyki sezon 2 8. Fale elektromagnetyczne
Podstawy fizyki sezon 8. Fale elektromagnetyczne Agnieszka Obłąkowska-Mucha AGH, WFIiS, Katedra Oddziaływań i Detekcji Cząstek, D11, pok. 111 amucha@agh.edu.pl http://home.agh.edu.pl/~amucha Przenoszenie