Niezwykle silne burze pogody kosmicznej: październik-listopad 2003
|
|
- Aleksandra Marszałek
- 8 lat temu
- Przeglądów:
Transkrypt
1 Niezwykle silne burze pogody kosmicznej: październik-listopad 2003 Obserwacje i modelowanie Opracowanie: M. Bojanowska i B. Popielawska, Centrum Badań Kosmicznych P.A.N. Prezentacja na posiedzeniu plenarnym Komitetu Geofizyki PAN czerwiec 2004, Instytut Geofizyki PAN, Warszawa
2 Obserwacje stan wiedzy wg AGU Spring Meeting 2004 Abstracts Słońce Wiatr słoneczny Magnetosfera Jonosfera Atmosfera Efekty naziemne
3 plamy słoneczne koncentracja silnego pola magnetycznego, niestabilna konfiguracja obszary aktywne grupy plam z oznakami szybkiej ewolucji, 10* zwiększona emisja UV, X i fal radiowych rozbłyski eksplozje na powierzchni Słońca w pobliżu plam wzdłuż linii neutralnych, emisja energii (wzrost do 1000 ra w postaci fal em.( od fal radiowych do promieniowania γ i X), cząstek energetycznych, strumienia plazmy koronalne wyrzuty masy (CME-Coronal Mass Ejections)- wyrzuty materii słonecznej w przestrzeń międzyplanetarn porozbłyskowe lub po zapadnięciu się protuberancji
4 SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) zarejestrował gwałtowny wzrost aktywności Słońca poczynając od 19.X.2003:
5 18-2 X/ X 28/ X 1/XI 20 listopada 2-4 listopada
6 ESA/NASA SOHO Michelson Dopler Imager
7 październik listopad MDI /EIT FeXI, 196 A LASCO 2003/10/29 11:06 NASA/SOHO EIT 2003/11/20 09:23 NASA/SOHO LASCO CORONOGRAPH
8 EIT na SOHO, obraz Słońca od 19 X do 4 XI 200
9 Klasa B C Wielkość piku (W/m2)*.1-.8 nm I < <= I < 10-5 Klasyfikacja rozbłysków słonecznych M 10-5 <= I < 10-4 X I >= 10-4 *nad atmosferą Ziemi Historyczne rozbłyski: 4 XI X28 2 IV 2001 X20 16 VIII X20 28 X X X X10
10
11
12
13 Średnie parametry: V=400 km/s N=8 cm -3 Prędkość wiatru słonecznego 29/30 października
14 Magnetopauza (podobnie jak 15/16 lipca 2
15 Parametry wiatru słonecznego: 29/30. X.03: 29X 30 X Ace -rekordowa prędkość > 2000 km/s -nie tak duża gęstość, p dyn <50 npa -IMF <60 nt
16 Wiatr słoneczny o niezbyt dużej prędkości (w porównaniu z wiatrem z końca października) charakteryzował się ogromnym wzrostem wartości pola magnetycznego. Zanotowano także niezwykle wysokie: ciśnienie, duży wzrost gęstości oraz znaczne zawartości helu w wietrze słonecznym. ACE ACE Parametry wiatru słonecznego 20 listopad 2003 WIND Bx GSM By GSM Bz GSM B ACE
17 Parametry wiatru słonecznego 20 listopad 2003 cd.
18
19 20 X 200 Silne burze pogody kosmicznej: X-XI 20
20 Skąd biorą się tak duże róznice w reakcji systemu zależnie od kierunku międzyplanetarnego pola magnetycznego? IMF BZ<0: rekoneksja magnetyczna w obszarze podsłonecznym magnetopauzy, szybka konwekcja, silne pole elektryczne, intensywny prąd po stronie nocnej, subburze, gorąca rozrzedzona warstwa plazmowa, inżekcje cząstek w obszar pułapki, silny prąd pierścieniowy -IMF BZ>0: słaba rekoneksja powyżej leja polarnego, powolna konwekcja, niestabilność Kelvina-Helmholtza na flankach magnetosfery, pulsacje ogona, chłodna gęsta warstwa plazmowa
21 Zmiany konwekcji w jonosferze (dane z sieci magnetometrów MAACS Boston Univ.): IMF BZ>0 szybka konwekcja w małej czapie polarnej, kierunek do Słońca, stagnacja w warstwie plazmowej (PS) IMF BZ<0 szybka konwekcja w rozległej czapie polarnej od Słońca, w owalu zorzowym (PS) do Słońca
22 Symulacje MHD dynamiki magnetosfery w okresie październikowej burzy Symulacja w oparciu o model BATS-R-US Dane wejściowe:parametry plazmy wiatru słonecznego (prędkość, gęstość, temperatura, pole magnetyczne) Dane wyjściowe:parametry plazmy magnetosferycznej (ciśnienie, pole magnetyczne, prądy elektryczne) Źródło:Community Coordinated Modeling Center
23 Indeksy AE Indeks AE otrzymuje się poprzez uwzględnienie wariacji składowej horyzontalnej pola magnetycznego z trzynastu wybranych stacji położonych w strefie zorzowej na półkuli północnej. Indeks AE jest miarą intensywności elektrojetów.
24 Planetarny indeks Kp K - liczba wyrażająca zmiany natęże ziemskiego pola magnetyczne odnotowane lokalnie i uśrednione dla cza trzech godzin, wyrażone w sk półlogarytmicznej względem p ziemskiego, odnotowanego w tzw. dnia spokojnych. Jest to liczba z zakresu od 0 9 (pole najbardziej zaburzone). Kp - standaryzowany indeks K, średni dla 12 lub 13 obserwatoriów geomagnetycznyc leżących pomiędzy 44 i 60 szerokości geograficznej na półkuli północnej i południowej Poziom burzy magnetycznej: Kp=5 minor Kp=6 moderat Kp=7 strong Kp=8 severe Kp=9 extreme
25 Indeks Dst - październik, listopad 2003 Jest to wskaźnik aktywności magnetycznej otrzymywany przy użyciu sieci okołorównikowych obserwatoriów geomagnetycznych, które mierzą intensywność prądu pierścieniowego. Indeks Dst jest obliczany przy pomocy tabeli godzinnych wartości poziomych wariacji magnetycznych. Pokazują one konsekwencje przepływu równikowego prądu pierścieniowego, który wywołuje obniżenie wartości składowej H pola geomagnetycznego podczas tzw. fazy głównej burzy magnetycznej. Extreme Dst < -100 nt High 50nT>Dst>-100nT Medium 20nT>Dst>-50nT Low Dst>-20nT Silne burze pogody kosmicznej: X-XI 20
26 Obserwacje zorzy w Polsce Bieszcza 29,30,30 X :00 22:30 Bydgoszcz 21:30 Silne burze pogody kosmicznej: X-XI 20
27 Obserwacje zorzy w Polsce Czarny Dunajec Bydgoszcz 22:00 20 XI :00 23:00 maksimum zjawiska 22:30 Szubin Silne burze pogody kosmicznej: X-XI 20
28 Zorza polarna Zorze: -elektronowe: -zwykła -czerwona zorza typu B -protonowe: -o intensywnej emisji wodorowej -łuna polarna -termiczne Silne burze pogody kosmicznej: X-XI 20
29 Gdzie można w typowych warunkach zobaczyć zorze? Silne burze pogody kosmicznej: X-XI 20
30 Colorado Sacramento New York Dortmund Holandia Obserwacje zorzy 29,30,31 październik 2003 Silne burze pogody kosmicznej: X-XI 20
31 Obserwacje zorzy - 20 listopad 2003 Washington Alaska Wisconsin Silne burze pogody kosmicznej: X-XI 20
32 Mapa parametru L McIlwaina
33 Zorza na półkuli południowej - IMAGE SI Spectrograph imager H nm, nm O nm Silne burze pogody kosmicznej: X-XI 20
34 Obrazy owalu zorzowego z satelity TIMED HI nm,wysypywanie H OI nm rekombinacja Thermosphere Ionosphere Mesosphere Energy and Dynamics, 630 km, 74.1 o OI nm I=A*N 2, N2 LBH w pasmach: nm nm
35 Obrazy z Timeda 20 listopada 2003, Zorze nad Polską o -22:10 UT 1216 A p, wysypywanie protonów A, LBH2 N 2, wysypywanie elektronów o
36 Model Weimera potencjału elektrycznego Zadanie modelu: pokazanie jak wyglądają jonosferyczne pola elektryczne w strefie polarnej albo konwekcja plazmy w odpowiedzi na IMF. * Model opracowano na podstawie danych z DE-2, ISEE oraz IMP8 (IMF,sw). Dane podzielone na klasy ze względu na różne kryteria pozwoliły na uzyskanie modelu dla różnych warunków (co polegało na dopasowaniu współczynników w rozwinięciu sferycznym harmonicznym potencjału przy dopasowaniu błędów metodą najmniejszych kwadratów) W efekcie uzyskano realistyczne wzory komórek konwekcyjnych. Bz >0 4 komórki konwekcyjne Bz < 0 2 komórki konwekcyjne Model pozwala prześledzić ewolucję komórek, ich rozmiar, kształt oraz położenie w zależności od różnej orientacji IMF. *Dalszy rozwój modelu pozwolił na włączenie efektów subburzowych. Z porównań wynika, ze model konwekcji ulega wówczas modyfikacji wykazuje tendencję do występowania bardziej zaznaczonej nieciągłości Haranga. Silne burze pogody kosmicznej: X-XI 20
37 Słabe zaburzenie magnetosfery
38 Potencjał elektryczny w jonosferze według modelu Weimera 20 listopad 2003 Silne burze pogody kosmicznej: X-XI 20
39
40 Obrazy z Timeda 29 październik 2003 Silne burze pogody kosmicznej: X-XI 2003
41 Potencjał elektryczny w jonosferze według modelu Weimera 29 październik 2003 Silne burze pogody kosmicznej: X-XI 20
42 P o l Polska s w oku k cyklonu = w sektorze a północnym owalu zorzowego
43
44 Geotail, 30.X.03, 14:00-24:00 UT Zmiany konfiguracji pola magnetosfery wg modelu T96
45 T96 rzeczywisty wiatr słoneczny spokojny wiatr słoneczny rzeczywiste P_dyn + Dst rzeczywiste P_dyn, BY, BZ, bez Dst
46 T01 spokojny wiatr słoneczny aktualne parametry sw Model magnetosfery T01 (Tsyganenko, 2001), linie pola B wzdłuż orbity Geotaila od 14:00 do 24:00 w dniu 30 X 2004
47 T01 real p_dyn & Dst Geotail 18:24 UT real sw but no Dst, too strong partial RC? real sw but no Dst, no G1 i G2 Polar, 18:24 UT, real sw
48 Globalne zaburzenia jonosfery Dane z satelity Timed - I hν proporcjonalne do N e 2 okres spokojny 30 października listopada 2003
49 dzień spokojny 30 październik 2003
50 dzień spokojny 20 listopad 2003
51
52 Podsumowanie 1. Wydarzenia października i listopada 2003 były wydarzeniami niezwykłymi. W wietrze słonecznym panowały ekstremalne warunki, które były przyczyną wystąpienia wielu zaburzeń ziemskiej magnetosfery. 2. Występowanie zorzy na średnich i niskich szerokościach geograficznych w obu przypadkach było spowodowane długimi okresami silnego pola IMF skierowanego na południe. 3. Zakłócenia w naziemnych i satelitarnych systemach technologicznych powodują na tyle duże straty materialne, iż problem skutecznego przewidywania burz pogody kosmicznej staje się palący.
53 Podsumowanie c.d. 4. Porównanie wyników uzyskanych przy pomocy modelu potencjału elektrycznego Weimera z obrazami zorzowymi z Timeda pozwala na wyciagnięcie wniosku, iż model ten może być pomocny do przewidywania zasięgu wystąpienia owalu zorzowego nawet w tak niezwykłych warunkach. 5. Analiza konfiguracji pola magnetycznego wzdłuż orbit całej flotylli satelitów pozwoli na odtworzenie układu prądów w magnetosferze i korektę istniejących modeli pola magnetycznego.
28 października. 20 listopada widoczne wcześniej trzy grupy plam pojawiły się ponownie i ponownie towarzyszyły im wielkie rozbłyski słoneczne.
28 października na tarczy słonecznej zaczęły być widoczne trzy grupy wielkich plam słonecznych (484, 486, 488). Stały się one źródłem wielkich rozbłysków słonecznych. NASA/SOHO MDI 20 listopada widoczne
Bardziej szczegółowoAktywność magnetosfery i zaburzenia w wietrze słonecznym.
Aktywność magnetosfery i zaburzenia w wietrze słonecznym. Piotr Koperski Obserwatorium Astronomiczne (Zakład Fizyki Wsokich Energii) Uniwersytet Jagielloński, Kraków 1 Zagadnienia Zródła i charakterystyka
Bardziej szczegółowoPola Magnetyczne w Układzie Słonecznym
Pola Magnetyczne w Układzie Słonecznym MAGNETOSFERA SŁOŃCA 2 Magnetosfera słońca Szybki wiatr (do 900 km/s) wypływa z niemal nieaktywnych rejonów biegunowych Powolny wiatr (od 200 km/s) z obszarów aktywniejszych,
Bardziej szczegółowoPulsacje Pc1/Pc5 Kilometrowego Promieniowania Radiowego Ziemi (AKR)
Pulsacje Pc1/Pc5 Kilometrowego Promieniowania Radiowego Ziemi (AKR) Roman Schreiber Centrum Badań Kosmicznych PAN 1 / 42 Zorza polarna na Alasce zdjęcie Jan Curtis 2 / 42 Zorza polarna (Iowa) 3 / 42 Zorza
Bardziej szczegółowoPulsacje Kilometrowego Promieniowania Radiowego Ziemi (AKR) na częstotliwościach magnetosferycznych pulsacji Pc1
Pulsacje Kilometrowego Promieniowania Radiowego Ziemi (AKR) na częstotliwościach magnetosferycznych pulsacji Pc1 Roman Schreiber Centrum Badań Kosmicznych PAN 1 / 27 Zorza polarna (Iowa) 2 / 27 Zorza widziana
Bardziej szczegółowoAktywne Słońce. Tomasz Mrozek. Instytut Astronomiczny. Uniwersytet Wrocławski
Aktywne Słońce Tomasz Mrozek Instytut Astronomiczny Uniwersytet Wrocławski Heliofizyka XXI w Źródło energii słonecznej 600 mln ton wodoru zamienia się w hel w każdej sekundzie 4 mln ton jest przekształcane
Bardziej szczegółowoOd centrum Słońca do zmian klimatycznych na Ziemi
Od centrum Słońca do zmian klimatycznych na Ziemi Źródło energii słonecznej 600 mln ton wodoru zamienia się w hel w każdej sekundzie 4 mln ton jest przekształcane w energię: 3.6*10 26 W Ciągłe rozpraszanie,
Bardziej szczegółowoSłońce i jego miejsce we Wszechświecie. Urszula Bąk-Stęślicka, Marek Stęślicki Instytut Astronomiczny Uniwersytetu Wrocławskiego
Słońce i jego miejsce we Wszechświecie Urszula Bąk-Stęślicka, Marek Stęślicki Instytut Astronomiczny Uniwersytetu Wrocławskiego Dlaczego badamy Słońce? Wpływ Słońca na klimat Pogoda kosmiczna Słońce jako
Bardziej szczegółowoPodstawy Geomatyki Wykład XIV Pogoda kosmiczna
Podstawy Geomatyki Wykład XIV Pogoda kosmiczna And Now for Something (not)-completely Different Wpływ pogody kosmicznej na bezpieczeństwo przesyłania iprzechowywania informacji elektronicznych O czym będzie
Bardziej szczegółowoZorza polarna- zjawisko świetlne obserwowane w górnej atmosferze w pobliżu biegunów
Zorza polarna- zjawisko świetlne obserwowane w górnej atmosferze w pobliżu biegunów magnetycznych planty, która posiada silne pole magnetyczne o charakterze dipolowym (dwubiegunowym). Na Ziemie zorze występują
Bardziej szczegółowoZorza polarna, mechanizm powstania, metody prognozy występowania zjawiska
Zorza polarna, mechanizm powstania, metody prognozy występowania zjawiska Fot. Paweł Szkaplewicz Łukasz Płotkowski PTMA Szczecin 23.04.2015 Aktywność słoneczna Aktywność słoneczna zmiany zachodzące na
Bardziej szczegółowoKoronalne wyrzuty materii
26 FOTON 105, Lato 2009 Koronalne wyrzuty materii Grzegorz Michałek Obserwatorium Astronomiczne UJ Dla zwykłego śmiertelnika Słońce jawi się być niezmiennym, a nawet dość nudnym obiektem. Wydaje się, że
Bardziej szczegółowoO aktywności słonecznej i zorzach polarnych część I
O aktywności słonecznej i zorzach polarnych część I dr Tomasz Mrozek Instytut Astronomiczny Uniwersytet Wrocławski Słooce Protuberancja Fotosfera Plama Chromosfera Włókno Dziura koronalna Proporzec koronalny
Bardziej szczegółowoAktywność Słońca. dr Szymon Gburek Centrum Badań Kosmicznych PAN : 17:00
Aktywność Słońca dr Szymon Gburek Centrum Badań Kosmicznych PAN 2017-09-22: 17:00 Słońce Skład hemiczny 75% wodór, 23% hel. 2% cięższe pierwiastki, tlen, węgiel, neon, żelazo Symbol Promień Odległość od
Bardziej szczegółowoAktywne Słońce. Tomasz Mrozek. Instytut Astronomiczny. Uniwersytet Wrocławski
Aktywne Słońce Tomasz Mrozek Instytut Astronomiczny Uniwersytet Wrocławski Międzynarodowy rok Astronomii Soczewki (occhiali) szlifowano we Włoszech już pod koniec XIII w. Zacharias Janssen (wytwórca okularów)
Bardziej szczegółowoELEMENTY GEOFIZYKI. Atmosfera W. D. ebski
ELEMENTY GEOFIZYKI Atmosfera W. D ebski debski@igf.edu.pl Plan wykładu z geofizyki - (Atmosfera) 1. Fizyka atmosfery: struktura atmosfery skład chemiczny atmosfery meteorologia - chmury atmosfera a kosmos
Bardziej szczegółowoAndrzej Jaśkowiak Lotnicza pogoda
Andrzej Jaśkowiak Lotnicza pogoda - Meteorologia dla pilotów ROZDZIAŁ 1. Atmosfera ziemska ROZDZIAŁ 2. Woda w atmosferze ROZDZIAŁ 3. Temperatura ROZDZIAŁ 4. Stabilność powietrza ROZDZIAŁ 5. Ciśnienie atmosferyczne
Bardziej szczegółowoSłooce. Tomasz Mrozek Instytut Astronomiczny UWr Zakład Fizyki Słooca CBK PAN
Słooce Tomasz Mrozek Instytut Astronomiczny UWr Zakład Fizyki Słooca CBK PAN Słooce - gwiazda Promień 696 000 km (109 promieni ziemskich) Okres obrotu 27 dni (równik) do 31 dni (okolice biegunów) Temperatura
Bardziej szczegółowoSaturn. Voyager 2, 21 lipiec1981
Saturn Voyager 2, 21 lipiec1981 Parametry i dane orbitalne Parametry Saturna Masa 568.46 10^24 kg 9 515 % MZ Gęstość 0.687 g/cm^3 12.5 % GZ Promień równikowy (1 bar) 60 268 km 945 % RZ Promień biegunowy
Bardziej szczegółowoPaweł Rudawy Zakład Heliofizyki i Fizyki Kosmicznej IA UWr
WPŁYW AKTYWNOŚCI SŁOŃCA NA KLIMAT ZIEMI Paweł Rudawy Zakład Heliofizyki i Fizyki Kosmicznej IA UWr ok. 200 000 000 000 gwiazd ok. 80% GCG ok. 5% GCG ma układy planetarne GALAKTYKA SPIRALNA M 31 MGŁAWICA
Bardziej szczegółowoMenu. Badające rozproszenie światła,
Menu Badające rozproszenie światła, Instrumenty badające pole magnetyczne Ziemi Pole magnetyczne Ziemi mierzy się za pomocą magnetometrów. Instrumenty badające pole magnetyczne Ziemi Rodzaje magnetometrów:»
Bardziej szczegółowoSłońce a sprawa ziemskiego klimatu
Słońce a sprawa ziemskiego klimatu Słońce - gwiazda Promień 696 000 km (109 promieni ziemskich) Okres obrotu 27 dni (równik) do 31 dni (okolice biegunów) Temperatura powierzchni 5 800 K (średnia) Masa
Bardziej szczegółowoSłońce. Mikołaj Szopa
Słońce Mikołaj Szopa * NASA, Powerfromthesun.net Ciekawostki * 5 6 Czas słoneczny to czas określony na podstawie momentu górowania Słońca na danym południku. Wszystkie kolejne południki położone w kierunku
Bardziej szczegółowoZAŁĄCZNIK 7 - Lotnicza Pogoda w pytaniach i odpowiedziach.
Prąd strumieniowy (jet stream) jest wąskim pasem bardzo silnego wiatru na dużej wysokości (prędkość wiatru jest > 60 kts, czyli 30 m/s). Możemy go sobie wyobrazić jako rurę, która jest spłaszczona w pionie
Bardziej 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 szczegółowoHINODE i STeReO. Nowe satelitarne obserwatoria słoneczne. dr Tomasz Mrozek Instytut Astronomiczny Uniwersytet Wrocławski 11:41
HINODE i STeReO Nowe satelitarne obserwatoria słoneczne dr Tomasz Mrozek Instytut Astronomiczny Uniwersytet Wrocławski 50 lat sztucznych satelitów Sputnik 1 -wystrzelony: 4 października 1957 r. -waga:
Bardziej szczegółowozorza w Finlandii
fizyka.net.pl Zorza polarna Zorza polarna (Aurora borealis, aurora australis) zjawisko świetlne obserwowane na wysokich szerokościach geograficznych, występuje głównie za kołem podbiegunowym, chociaż w
Bardziej szczegółowoSPITSBERGEN HORNSUND
Polska Stacja Polarna Instytut Geofizyki Polska Akademia Nauk Polish Polar Station Institute of Geophysics Polish Academy of Sciences BIULETYN METEOROLOGICZNY METEOROLOGICAL BULLETIN SPITSBERGEN HORNSUND
Bardziej szczegółowoVLF (Very Low Frequency) 15 khz do 30 khz
VLF (Very Low Frequency) 15 khz do 30 khz Metoda elektromagnetyczna (EM) polega na pomiarze pól wtórnych wytwarzanych przez ciała przewodzące, znajdujące się w ziemi, które podlegają działaniu pierwotnego
Bardziej szczegółowoParowanie chromosfery w obserwacjach
Parowanie chromosfery w obserwacjach RHESSI RHESSI CDS (Milligan i in. 2006) RHESSI - CDS (Milligan i in. 2006) He I (584.33A, log T =4.5) O V (629.73 A, log T =5.4) Mg X (624.94 A, log T =6.1) Fe XVI
Bardziej szczegółowoCząstki elementarne z głębin kosmosu
Cząstki elementarne z głębin kosmosu Grzegorz Brona Zakład Cząstek i Oddziaływań Fundamentalnych, Uniwersytet Warszawski 24.09.2005 IX Festiwal Nauki Co widzimy na niebie? - gwiazdy - planety - galaktyki
Bardziej szczegółowoWpływ pogody kosmicznej na bezpieczeństwo przesyłania i przechowywania informacji elektronicznych
Andrzej Leśniak Akademia Górniczo-Hutnicza w Krakowie Wpływ pogody kosmicznej na bezpieczeństwo przesyłania i przechowywania informacji elektronicznych Wstęp W roku 1837 Amerykanin Samuel F.B. Morse opracował
Bardziej szczegółowoSPITSBERGEN HORNSUND
Polska Stacja Polarna Instytut Geofizyki Polska Akademia Nauk Polish Polar Station Institute of Geophysics Polish Academy of Sciences BIULETYN METEOROLOGICZNY METEOROLOGICAL BULLETIN SPITSBERGEN HORNSUND
Bardziej szczegółowoSłońce to juŝ polska specjalność
Słońce to juŝ polska specjalność 9 sierpnia 2005 r. Słońce - wielka elektrownia termojądrowa - produkuje nieustannie, od prawie pięciu miliardów lat, niewyobraŝalne ilości energii. "Jego moc, czyli całkowita
Bardziej szczegółowoZorze polarne 24-29 sierpnia 2013 (00:30-1:30 czasu uniw.), Grenlandia (Dania)
Zorze polarne 24-29 sierpnia 2013 (00:30-1:30 czasu uniw.), Grenlandia (Dania) Zjawisko zorzy polarnej Rok 2013: Maksymalna aktywność Słońca Według ostatnich prognoz Słońce wejdzie w kolejną, 24. fazę
Bardziej szczegółowoDiagram Hertzsprunga Russela. Barwa gwiazdy a jasność bezwzględna
Astrofizyka Gwiazdy, gwiazdozbiory Obserwowane własności gwiazd diagram HR Parametry gwiazd i ich relacje Modele gwiazd: gwiazdy ciągu głównego, białe karły, gwiazdy neutronowe Ewolucja gwiazd i procesy
Bardziej 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 szczegółowoZAŁĄCZNIK 17 Lotnicza Pogoda w pytaniach i odpowiedziach
GLOBALNA CYRKULACJA POWIETRZA I STREFY KLIMATYCZNE Terminu klimat używamy do opisu charakterystycznych cech/parametrów pogody dla danego obszaru geograficznego. W skład tych parametrów wchodzą: temperatura,
Bardziej szczegółowoSPITSBERGEN HORNSUND
Polska Stacja Polarna Instytut Geofizyki Polska Akademia Nauk Polish Polar Station Institute of Geophysics Polish Academy of Sciences BIULETYN METEOROLOGICZNY METEOROLOGICAL BULLETIN SPITSBERGEN HORNSUND
Bardziej szczegółowoŚwiatła Północy Sierpnia 2012 (00:30-1:30 UT), Grenlandia (Dania)
Światła Północy 24-28 Sierpnia 2012 (00:30-1:30 UT), Grenlandia (Dania) Zjawisko Rok 2012: Wzrost aktywności słonecznej. Według ostatnich prognoz, Słońce rozpocznie 24. okres słonecznych maksimów w połowie
Bardziej szczegółowoSPITSBERGEN HORNSUND
Polska Stacja Polarna Instytut Geofizyki Polska Akademia Nauk Polish Polar Station Institute of Geophysics Polish Academy of Sciences BIULETYN METEOROLOGICZNY METEOROLOGICAL BULLETIN SPITSBERGEN HORNSUND
Bardziej szczegółowoHigrometry Proste pytania i problemy TEMPERATURA POWIETRZA Definicja temperatury powietrza energia cieplna w
3 SPIS TREŚCI WYKAZ DEFINICJI I SKRÓTÓW... 9 WSTĘP... 13 METEOROLOGICZNE WARUNKI WYKONYWANIA OPERACJI W TRANSPORCIE. POJĘCIA PODSTAWOWE... 15 1. PODSTAWY PRAWNE FUNKCJONOWANIA OSŁONY METEOROLOGICZNEJ...
Bardziej szczegółowoWstęp do astrofizyki I
Wstęp do astrofizyki I Wykład 9 Tomasz Kwiatkowski 1 grudnia 2010 r. Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 9 1/1 Plan wykładu Tomasz Kwiatkowski, Wstęp do astrofizyki I, Wykład 9 2/1 Odkrycie
Bardziej szczegółowoUkład Słoneczny Układ Słoneczny
Fizyka i Chemia Ziemi Układ Słoneczny we Wszechświecie Układ Słoneczny cz. 1 T.J. Jopek jopek@amu.edu.pl IOA UAM 1 2 Układ Słoneczny Układ Słoneczny stanowią: Układ Planetarny Słońce, planety, Obłok Oorta
Bardziej szczegółowoWstęp do astrofizyki I
Wstęp do astrofizyki I Wykład 13 Tomasz Kwiatkowski Uniwersytet im. Adama Mickiewicza w Poznaniu Wydział Fizyki Instytut Obserwatorium Astronomiczne Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład
Bardziej szczegółowoZastosowanie modeli matematycznych i symulacji w ochronie środowiska. Testowanie modelu. Wyniki. Wyniki uzyskane w laboratorium.
Zastosowanie modeli matematycznych i symulacji w ochronie środowiska Zastosowanie modeli matematycznych i symulacji w ochronie środowiska Joanna Rutkowska Dynamika układu drapieżnik-ofiara Równanie Lotki-Volterra
Bardziej szczegółowoOdczarujmy mity II: Kto naprawdę zmienia ziemski klimat i dlaczego akurat Słooce?
Odczarujmy mity II: Kto naprawdę zmienia ziemski klimat i dlaczego akurat Słooce? Kilka pytao na początek Czy obecnie obserwujemy zmiany klimatu? Co, poza działaniem człowieka, może wpływad na zmiany klimatu?
Bardziej szczegółowoWykorzystanie energii słonecznej
Wykorzystanie energii słonecznej Podaż energii promieniowania słonecznego na płaszczyznę poziomą i nachyloną Część 1 Zdzisław Kusto Politechnika Gdańska Stała Stała słoneczna: 0 = 0 1353 1353 W // m 2
Bardziej szczegółowoPropagacja fal radiowych
Propagacja fal radiowych Parametry fali radiowej Podstawowym parametrem fali jest jej częstotliwość czyli liczba pełnych cykli w ciągu 1 sekundy, wyrażany jest w Hz Widmo (spektrum) fal elektromagnetycznych
Bardziej szczegółowoDawki w podróżach lotniczych
Dawki w podróżach lotniczych XVIII Konferencja Inspektorów Ochrony Radiologicznej 17-20.06.2015 Skorzęcin Ochrona radiologiczna teraz i w przyszłości Wiesław Gorączko Politechnika Poznańska Inspektor ochrony
Bardziej szczegółowoKrzysztof Gęsicki. Astrofizyka1. fizyka układu słonecznego. Wykładkursowydla2r.studiówAS1. wykład 1: współczesne obserwacje Słońca
Krzysztof Gęsicki Astrofizyka1 fizyka układu słonecznego Wykładkursowydla2r.studiówAS1 wykład 1: współczesne obserwacje Słońca nasza najbliższa gwiazda sporo możemy wypatrzyć własnym okiem przy pomocy
Bardziej szczegółowoĆwiczenie edukacyjne 3.
Ćwiczenie edukacyjne 3. Obliczanie wysokości formowania się zorzy polarnych wykonane przez Mr. Juan Carlos Casado. Fotograf ciał niebieskich tierrayestrellas.com, Barcelona. Dr. Miquel Serra-Ricart. Astronom
Bardziej szczegółowoWykłady z Geochemii Ogólnej
Wykłady z Geochemii Ogólnej III rok WGGiOŚ AGH 2010/11 dr hab. inż. Maciej Manecki A-0 p.24 www.geol.agh.edu.pl/~mmanecki ELEMENTY KOSMOCHEMII Nasza wiedza o składzie materii Wszechświata pochodzi z dwóch
Bardziej 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 szczegółowoŚródroczny kurs żeglarza jachtowego 2016/2017
Śródroczny kurs żeglarza jachtowego 2016/2017 27 Harcerska Drużyna Wodna Hufca Ziemi Mikołowskiej im. Bohaterów Powstań Śląskich Maciej Lipiński Meteorologia Meteorologia Meteorologia (gr. metéōron - unoszący
Bardziej szczegółowoSPITSBERGEN HORNSUND
Polska Stacja Polarna Instytut Geofizyki Polska Akademia Nauk Polish Polar Station Institute of Geophysics Polish Academy of Sciences BIULETYN METEOROLOGICZNY METEOROLOGICAL BULLETIN SPITSBERGEN HORNSUND
Bardziej szczegółowoEnergia słoneczna i cieplna biosfery Zasoby energii słonecznej
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 Zasoby energii
Bardziej szczegółowoRuch obiegowy Ziemi. Ruch obiegowy Ziemi. Cechy ruchu obiegowego. Cechy ruchu obiegowego
Ruch obiegowy Ziemi Ruch obiegowy Ziemi Ziemia obiega Słońce po drodze zwanej orbitą ma ona kształt lekko wydłużonej elipsy Czas pełnego obiegu wynosi 365 dni 5 godzin 48 minut i 46 sekund okres ten nazywamy
Bardziej szczegółowoSpektroskopia modulacyjna
Spektroskopia modulacyjna pozwala na otrzymanie energii przejść optycznych w strukturze z bardzo dużą dokładnością. Charakteryzuje się również wysoką czułością, co pozwala na obserwację słabych przejść,
Bardziej szczegółowoMagnetyzm. Magnetyzm zdolność do przyciągania małych kawałków metalu. Bar Magnet. Magnes. Kompas N N. Iron filings. Biegun południowy.
Magnetyzm Magnetyzm zdolność do przyciągania małych kawałków metalu Magnes Bar Magnet S S N N Iron filings N Kompas S Biegun południowy Biegun północny wp.lps.org/kcovil/files/2014/01/magneticfields.ppt
Bardziej szczegółowoWstęp do astrofizyki I
Wstęp do astrofizyki I Wykład 14 Tomasz Kwiatkowski Uniwersytet im. Adama Mickiewicza w Poznaniu Wydział Fizyki Instytut Obserwatorium Astronomiczne Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład
Bardziej szczegółowoWpływ rozwoju elektromobilności w Polsce na zanieczyszczenie powietrza
Wpływ rozwoju elektromobilności w Polsce na zanieczyszczenie powietrza Paweł Durka (1) Joanna Strużewska (1,2) Jacek W. Kamiński (1,3) Grzegorz Jeleniewicz (1) 1 IOŚ-PIB, Zakład Modelowania Atmosfery i
Bardziej szczegółowoLX Olimpiada Astronomiczna 2016/2017 Zadania z zawodów III stopnia. S= L 4π r L
LX Olimpiada Astronomiczna 2016/2017 Zadania z zawodów III stopnia 1. Przyjmij, że prędkość rotacji różnicowej Słońca, wyrażoną w stopniach na dobę, można opisać wzorem: gdzie φ jest szerokością heliograficzną.
Bardziej 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 szczegółowoBadania stanu warstwy ozonowej nad Polską oraz pomiary natężenia promieniowania UV
Badania stanu warstwy ozonowej nad Polską oraz pomiary natężenia promieniowania UV Średnia zawartość ozonu w skali globalnej pozostaje o 4% niższa w stosunku do średniej z lat 1964-198, podczas gdy w latach
Bardziej szczegółowoZAŁOŻENIA I STAN AKTUALNY REALIZACJI
ZAŁOŻENIA I STAN AKTUALNY REALIZACJI PROJEKTU ASG+ Figurski M., Bosy J., Krankowski A., Bogusz J., Kontny B., Wielgosz P. Realizacja grantu badawczo-rozwojowego własnego pt.: "Budowa modułów wspomagania
Bardziej szczegółowoKonferencja. Ograniczanie strat energii w elektroenergetycznych liniach przesyłowych w wyniku zastosowania nowych nisko-stratnych przewodów
Konferencja Elektroenergetyczne linie napowietrzne i kablowe wysokich i najwyższych napięć Wisła, 18-19 października 2017 Ograniczanie strat energii w elektroenergetycznych liniach przesyłowych w wyniku
Bardziej szczegółowoPromieniowanie 21 cm rys i narracja: Struktura nadsubtelna atomu wodoru Procesy wzbudzenia Widmo sygnału z całego nieba Tomografia 21 cm Las 21 cm
Promieniowanie 21 cm rys i narracja: Struktura nadsubtelna atomu wodoru Procesy wzbudzenia Widmo sygnału z całego nieba Tomografia 21 cm Las 21 cm Obłoki HI Struktura nadsubtelna atomu wodoru ==> możliwe
Bardziej szczegółowover grawitacja
ver-7.11.11 grawitacja początki Galileusz 1564-164 układ słoneczny http://www.arachnoid.com/gravitation/small.html prawa Keplera 1. orbity planet krążących wokół słońca są elipsami ze słońcem w ognisku
Bardziej szczegółowoSPITSBERGEN HORNSUND
Polska Stacja Polarna Instytut Geofizyki Polska Akademia Nauk Polish Polar Station Institute of Geophysics Polish Academy of Sciences BIULETYN METEOROLOGICZNY METEOROLOGICAL BULLETIN SPITSBERGEN HORNSUND
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 szczegółowoWpływ aktywności Słońca na klimat Ziemi
Wpływ aktywności Słońca na klimat Ziemi Paweł Rudawy Uniwersytet Wrocławski, Wydział Fizyki i Astronomii, Instytut Astronomiczny Człowiek w obliczu zmian klimatu Choć bezpośrednie, obiektywne pomiary różnych
Bardziej szczegółowoInstytut Geodezji i Kartografii dr hab. inż. Elżbieta Welker. Instytut Geofizyki PAN dr Jan Reda
Instytut Geodezji i Kartografii dr hab. inż. Elżbieta Welker Instytut Geofizyki PAN dr Jan Reda Współczesne problemy podstawowych osnów geodezyjnych w Polsce Grybów 14 września 2016 r. Pole magnetyczne
Bardziej szczegółowoPARAMETRY I DANE ORBITALNE
Jowisz PARAMETRY I DANE ORBITALNE Parametry Jowisza Masa 1 898.6 10^24 kg 31 783% MZ Gęstość 1 326 kg/m^3 24% GZ Promień równikowy (1 bar) 71 492 km 1 120% RZ Promień biegunowy 66 854 km 1 051% BZ g na
Bardziej szczegółowoHornsund. A tak zaćmienie się prezentowało na naszej Stacji Polarnej PAN w Hornsundzie. Źródło: profil na Facebooku.
Hornsund A tak zaćmienie się prezentowało na naszej Stacji Polarnej PAN w Hornsundzie. Źródło: profil na Facebooku. Dla nie posiadających Facebooka, cytuję: Dziś nad Polską Stacją Polarną PAN w Hornsundzie
Bardziej szczegółowoAnna Szabłowska. Łódź, r
Rozporządzenie MŚ z dnia 30 października 2003r. W sprawie dopuszczalnych poziomów pól elektromagnetycznych oraz sposobów sprawdzania dotrzymywania tych poziomów (Dz.U. 2003 Nr 192 poz. 1883) 1 Anna Szabłowska
Bardziej szczegółowoWykład 9: Fale cz. 1. dr inż. Zbigniew Szklarski
Wykład 9: Fale cz. 1 dr inż. Zbigniew Szklarski szkla@agh.edu.pl http://layer.uci.agh.edu.pl/z.szklarski/ Klasyfikacja fal fale mechaniczne zaburzenie przemieszczające się w ośrodku sprężystym, fale elektromagnetyczne
Bardziej szczegółowoSystemy i Sieci Radiowe
Systemy i Sieci Radiowe Wykład 4 Media transmisyjne część Program wykładu Widmo sygnałów w. cz. Modele i tryby propagacji Anteny Charakterystyka kanału radiowego zjawiska propagacyjne 1 Transmisja radiowa
Bardziej szczegółowoPOLITECHNIKA GDAŃSKA
POLITECHNIKA GDAŃSKA WYDZIAŁ MECHANICZNY Temat: Proces wrzenia czynników chłodniczych w rurach o rozwiniętej powierzchni Wykonał Korpalski Radosław Koniszewski Adam Sem. 8 SiUChKl 1 Gdańsk 2008 Spis treści
Bardziej szczegółowoSPITSBERGEN HORNSUND
Polska Stacja Polarna Instytut Geofizyki Polska Akademia Nauk Polish Polar Station Institute of Geophysics Polish Academy of Sciences BIULETYN METEOROLOGICZNY METEOROLOGICAL BULLETIN SPITSBERGEN HORNSUND
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 szczegółowoSpis treści PRZEDMOWA DO WYDANIA PIERWSZEGO...
Spis treści PRZEDMOWA DO WYDANIA PIERWSZEGO....................... XI 1. WPROWADZENIE DO GEODEZJI WYŻSZEJ..................... 1 Z historii geodezji........................................ 1 1.1. Kształt
Bardziej szczegółowoWprowadzenie do propagacji KF
Wprowadzenie do propagacji KF tłumaczenie artykułu z miesięcznika Radio Communication, maj 2007 Autor: Gwynn Williams; tłumaczenie: Krzysztof Słomczyński Co to jest propagacja fal radiowych? Jak ta propagacja
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 szczegółowoXXXIX OLIMPIADA GEOGRAFICZNA Zawody III stopnia pisemne podejście 2
-2/1- Zadanie 8. W każdym z poniższych zdań wpisz lub podkreśl poprawną odpowiedź. XXXIX OLIMPIADA GEOGRAFICZNA Zawody III stopnia pisemne podejście 2 A. Słońce nie znajduje się dokładnie w centrum orbity
Bardziej szczegółowoZatrzymana erupcja rury magnetycznej modele i obserwacje
Zatrzymana erupcja rury magnetycznej modele i obserwacje Rozbłyski i erupcje Sweet 1958 Rozbłyski i erupcje Gilbert, H.R. i in. 2007, Sol. Phys., 245,287 Całkowita Typy erupcji Większośd masy włókna (>90%)
Bardziej szczegółowoTeoria pasmowa ciał stałych
Teoria pasmowa ciał stałych Poziomy elektronowe atomów w cząsteczkach ulegają rozszczepieniu. W kryształach zjawisko to prowadzi do wytworzenia się pasm. Klasyfikacja ciał stałych na podstawie struktury
Bardziej szczegółowoKlasyfikacja i nazewnictwo protuberancji.
Klasyfikacja i nazewnictwo protuberancji. Amatorzy astronomii w Polsce od niedawna mają możliwość korzystania z teleskopów umożliwiających obserwacje Słońca w zakresie linii wodoru. Do tej pory, jeśli
Bardziej szczegółowoFal podłużna. Polaryzacja fali podłużnej
Fala dźwiękowa Podział fal Fala oznacza energię wypełniającą pewien obszar w przestrzeni. Wyróżniamy trzy główne rodzaje fal: Mechaniczne najbardziej znane, typowe przykłady to fale na wodzie czy fale
Bardziej szczegółowoUkład klimatyczny. kriosfera. atmosfera. biosfera. geosfera. hydrosfera
Układ klimatyczny kriosfera atmosfera biosfera geosfera hydrosfera 1 Klimat, bilans energetyczny 30% 66% T=15oC Bez efektu cieplarnianego T=-18oC 2 Przyczyny zmian klimatycznych Przyczyny zewnętrzne: Zmiana
Bardziej szczegółowoI. Obraz Ziemi. 1. sfery Ziemi 2. generalizacja kartograficzna. 3. siatka geograficzna a siatka kartograficzna. 4. podział odwzorowań kartograficznych
Zagadnienia do małej matury 2013/2014 z geografii klasy dwujęzycznej obejmują tematy określone w zagadnieniach do małej matury z geografii w brzmieniu załączonym na stronie internetowej szkoły, umieszczonych
Bardziej szczegółowo8. ZORZA POLARNA Promieniowanie słońca. O17-8 Zorza Granice8
O17-8 Zorza Granice8 8.1. Promieniowanie słońca 8. ZORZA POLARNA Każdy z nas jest świadom, że Słońce daje nam światło i ciepło, że bez Słońca nie byłoby życia na Ziemi. Wiemy, że jest ono olbrzymią kulą
Bardziej szczegółowoWstęp do Optyki i Fizyki Materii Skondensowanej
Wstęp do Optyki i Fizyki Materii Skondensowanej Część I: Optyka, wykład 6 wykład: Piotr Fita pokazy: Andrzej Wysmołek ćwiczenia: Anna Grochola, Barbara Piętka Wydział Fizyki Uniwersytet Warszawski 2014/15
Bardziej szczegółowoSpis treści. Przedmowa PRZESTRZEŃ I CZAS W FIZYCE NEWTONOWSKIEJ ORAZ SZCZEGÓLNEJ TEORII. 1 Grawitacja 3. 2 Geometria jako fizyka 14
Spis treści Przedmowa xi I PRZESTRZEŃ I CZAS W FIZYCE NEWTONOWSKIEJ ORAZ SZCZEGÓLNEJ TEORII WZGLĘDNOŚCI 1 1 Grawitacja 3 2 Geometria jako fizyka 14 2.1 Grawitacja to geometria 14 2.2 Geometria a doświadczenie
Bardziej szczegółowo24 godziny 23 godziny 56 minut 4 sekundy
Ruch obrotowy Ziemi Podstawowe pojęcia Ruch obrotowy, inaczej wirowy to ruch Ziemi wokół własnej osi. Oś Ziemi jest teoretyczną linią prostą, która przechodzi przez Biegun Północny i Biegun Południowy.
Bardziej szczegółowoWpływ pól magnetycznych na rotację materii w galaktykach spiralnych. Joanna Jałocha-Bratek, IFJ PAN
Wpływ pól magnetycznych na rotację materii w galaktykach spiralnych. Joanna Jałocha-Bratek, IFJ PAN c Czy pola magnetyczne mogą wpływać na kształt krzywych rotacji? W galaktykach spiralnych występuje wielkoskalowe,
Bardziej szczegółowoTomasz Mrozek 1,2, Sylwester Kołomański 1 1. Instytut Astronomiczny UWr 2. Zakład Fizyki Słońca CBK PAN. Astro Izery
Tomasz Mrozek 1,2, Sylwester Kołomański 1 1. Instytut Astronomiczny UWr 2. Zakład Fizyki Słońca CBK PAN Astro Izery Po co nam Wszechświat? Podstawowe założenie OTW: sformułować prawa fizyczne i opis ruchu
Bardziej szczegółowoMetody rezonansowe. Magnetyczny rezonans jądrowy Magnetometr protonowy
Metody rezonansowe Magnetyczny rezonans jądrowy Magnetometr protonowy Co należy wiedzieć Efekt Zeemana, precesja Larmora Wektor magnetyzacji w podstawowym eksperymencie NMR Transformacja Fouriera Procesy
Bardziej szczegółowoSPITSBERGEN HORNSUND
Polska Stacja Polarna Instytut Geofizyki Polska Akademia Nauk Polish Polar Station Institute of Geophysics Polish Academy of Sciences BIULETYN METEOROLOGICZNY METEOROLOGICAL BULLETIN SPITSBERGEN HORNSUND
Bardziej szczegółowoBudowa i ewolucja gwiazd I. Skale czasowe Równania budowy wewnętrznej Modele Diagram H-R Ewolucja gwiazd
Budowa i ewolucja gwiazd I Skale czasowe Równania budowy wewnętrznej Modele Diagram H-R Ewolucja gwiazd Dynamiczna skala czasowa Dla Słońca: 3 h Twierdzenie o wiriale Temperatura wewnętrzna Cieplna skala
Bardziej szczegółowo