Zjawiska optyczne występujące w przyrodzie.

Przyroda, która stworzyła najpiękniejsze góry świata nie poskąpiła nam też innych doznań, które nie istotne w zwykłej szarej codzienności. Cóż znaczy tęcza, albo zachód słońca nad wieżowcami, kto fascynuje się burzą stojąc w ulicznym korku, lub poranną rosą na osiedlowym trawniku? Na przykład w górach można spotęgować swoje doznania upajając się nie tylko pięknymi widokami, ale także niesamowitymi zjawiskami meteo na ich tle. W ścisłej łączności z chmurami obserwowane są w atmosferze różne zjawiska optyczne (fotometeory). Zjawiska te nie mają znaczenia praktycznego, jednak dostarczają pewnych wiadomości o charakterze chmur, w których są obserwowane. Są one wywołane odbiciem, załamaniem, ugięciem i interferencją światła słonecznego lub księżycowego w chmurowych kropelkach wody lub kryształkach lodu. Niektóre z nich powtarzają się bardzo często, inne są wielką rzadkością i trzeba mieć dużo szczęścia, aby je zobaczyć.

1. Zjawisko Brockenu.

Zjawisko Brockenu jest zjawiskiem świetlnym rzadko występującym w atmosferze ziemskiej. Powstaje w górach, przy niskim położeniu Słońca nad horyzontem, gdy powiększony do nadnaturalnej wielkości cień obserwatora pojawia się na rozpostartych wprost przed nim, albo niżej od niego chmurach warstwowych, zalegających w dolinach (tzw. morze chmur, morze mgieł). Inaczej mówiąc, obiekt znajdujący się pomiędzy Słońcem, a spełniającymi rolę potężnego ekranu chmurami, rzuca cień wnikający głęboko w chmury. Cień często otoczony jest barwną aureolą. Jeżeli w “widowisku” bierze udział kilka osób, to każda z nich widzi jedynie swoją aureolę. Nazwa zjawiska pochodzi od wzniesienia Brocken (1142 m) w górach Harz (Niemcy), gdzie zaobserwowano je po raz pierwszy.

2. Słup światła.

W chmurach piętra górnego zbudowanych z kryształków lodowych, zwłaszcza w chmurach warstwowo-pierzastych, powstają zjawiska, zwane halo. Tak nazywają się przede wszystkim jasne pierścienie (kręgi) o środkach, położonych centralnie w Słońcu lub Księżycu. Oprócz pierścieni, które są podstawowymi postaciami zjawisk halo występują również pionowe słupy świetlne, przechodzące przez tarczę Słońca lub Księżyca i obserwowane powyżej i poniżej tych ciał niebieskich, oraz bezbarwny poziomy krąg przysłoneczny, położony na tej samej wysokości kątowej co Słońce. Słup światła występuje przy chmurach typu Cirrus i Altocumulus. W bezwietrzny mroźmy poranek można czasami zobaczyć, jak nad Słońcem widać w powietrzu igły połyskujące w jego promieniach oraz słupy świetlne. Słupy świetlne bywają także czasami widoczne podczas bezwietrznej, mroźnej pogody nad latarniami. Pojawienie się tych słupów związane jest z odbiciem promieni od ścian unoszących się w powietrzu kryształków lodu. Aby można było zaobserwować to zjawisko musi w powietrzu znajdować się obłok kryształków lodu , których ścianki znajdują się w poziomie. Wtedy promienie odbijają się od nich, jednak nie widać słupów. Aby były one widoczne, płytki muszą być lekko odchylone od linii horyzontu. Wtedy następuje załamanie promieni słonecznych. Oko rzutuje je na sklepienie niebieskie i obserwatorowi wydaje się, że pod lub nad słońcem powstają słupy świetlne. Słupy poziome tworzą się poprzez odbicie promieni światła od kryształków, które spadając obracają się wokół swojej osi pionowej. Słupy tworzące się nad latarniami są wywołane odbiciem światła od płatków śniegu, kropel mgły lub cząstkach pyłu unoszącego się w powietrzu.

3. Iryzacja.

Iryzacja, to tęczowe barwy powstające czasem na powierzchni przezroczystych ciał w wyniku interferencji światła (oświetlenia światłem białym, przez co uzyskuje się wygaszenie pewnych, oraz wzmocnienie innych barw. Obserwuje się je, jako mieniące się, tęczowe plamy barwne na wodzie. Układy barw przeważnie zielonych i różowych, często o odcieniach pastelowych, są obserwowane na chmurach. Barwy te bywają niekiedy pomieszane, niekiedy zaś w postaci smug prawie równoległych do brzegów chmur. Barwy iryzacji są często błyszczące i przypominają kolor masy perłowej. Zjawisko iryzacji chmur w istocie jest tego samego pochodzenia co wieńce i występuje przy chmurach kłębiastych Cirrocumulus, Altocumulus i Stratocumulus.

4. Wieniec.

Wieniec jest to jedna lub kilka (rzadko więcej niż trzy) serii barw pierścieni o stosunkowo małym promieniu, otaczających bezpośrednio tarczę ciała niebieskiego (lub sztucznego źródła światła). W każdej serii pierścień wewnętrzny jest fioletowy lub niebieski, a pierścień zewnętrzny – czerwony; między nimi mogą występować inne barwy. Najbardziej wewnętrzna seria, mająca promień na ogół nie większy niż 5 stopni i nosząca nazwę aureoli, wykazuje zwykle wyraźny pierścień zewnętrzny o czerwonawej lub kasztanowej barwie. Wieńce wywołane są ugięciem światła w znajdujących się przed tarczą Słońca lub Księżyca cienkich chmurach, zbudowanych z drobnych, jednorodnych kropelek wody, zazwyczaj są to chmury średnie kłębiaste – Cirrocumulus, Altocumulus i Stratocumulus.

5. Gloria.

Gloria powstaje na skutek dyfrakcji światła (ugięcia fal) na kroplach wody lub kryształkach lodu. Jest zjawiskiem optycznym polegającym na wystąpieniu barwnych pierścieni wokół cienia obserwatora widocznego na tle chmur lub mgły, przy czym niebieski pierścień ma mniejszą średnicę od czerwonego. Gloria podobna jest do wieńca, jednak powstaje nie dookoła Słońca lub Księżyca, lecz dookoła punktu, położonego po stronie przeciwnej względem tarczy ciała niebieskiego. Zjawisko to występuje na chmurach, położonych na wprost przed obserwatorem, albo niżej od niego, tj. w górach lub przy obserwacjach z samolotu. Na te same chmury pada cień obserwatora i wówczas wydaje się, że gloria otacza cień jego głowy. Gloria powstaje wskutek ugięcia się światła, uprzednio odbitego od kropelek chmur, tak że powraca ono od chmur w tym samym kierunku, w jakim na nie padało.
Uwaga. Jeśli chmura lub mgła są dość blisko obserwatora, jego cień wydaje się bardzo duży; nazywa się to wówczas zjawiskiem Brockenu, niezależnie od tego czy jest otoczony, czy też nie jest otoczony barwną glorią. Najczęściej występuje przy chmurach średnich Altocumulus i Altostratus.

6. Tęcza.

Tęcza jest jednym z efektowniejszych zjawisk optycznych w atmosferze. Jest to układ koncentrycznych łuków o barwach od fioletowej do czerwonej, wywołanych przez światło Słońca lub Księżyca, padające na zespół kropel wody w atmosferze (krople deszczu, mżawki lub mgły). W tęczy głównej barwa fioletowa występuje po wewnętrznej stronie, a barwa czerwona po zewnętrznej stronie. W tęczy wtórnej, o znacznie mniejszej jasności od tęczy głównej, czerwona barwa jest od wewnątrz, a fioletowa na zewnątrz. Zjawisko powstaje na skutek rozszczepienia światła białego i odbicia go wewnątrz kropel deszczu. Łuk pierwszy to wynik jednokrotnego, a drugi dwukrotnego odbicia rozszczepionego światła wewnątrz kropli (stąd odwrócona kolejność barw i mniejsze natężenie światła). Tęczę obserwuje się na tle chmur, z których pada deszcz, znajdujących się po przeciwnej stronie nieba niż Słońce (zjawisko obserwowano również przy świetle Księżyca). Warunki, przy których obserwuje się typową tęczę mają przeważnie miejsce w przypadku chmur kłębiastych deszczowych. Natężenie światła, szerokość i barwa tęczy wahają się w szerokim przedziale w zależności od rozmiarów kropel. Tęczę obserwuje się również w bryzgach fal morskich, wodospadów i fontann. Dlaczego widzimy tylko łuk, a nie całą ścianę kolorowych barw? Wynika to z tego, że wszystkie promienie słoneczne “wpadają” do kropli wody równolegle względem siebie i “wpadają” do oka pod określonym kątem w stosunku do kierunku padania promieni słonecznych, 42 lub 52 stopnie.

OPIS RYSUNKU NR 1:
Środek tęczy znajduje się na przedłużeniu prostej łączącej Słońce z okiem obserwatora – na linii dosłonecznej. Kąt między linią poprowadzoną od oka obserwatora do zewnętrznego punktu podstawy tęczy głównej i linii dosłonecznej wynosi 42o. Często obserwuje się drugą tęczę – wtórną, współśrodkową względem pierwszej tęczy – głównej, o promieniu kątowym 52o.

OPIS RYSUNKU NR 2:
Promień padający na powierzchnię kropli w punkcie A ulega załamaniu. W punkcie B zachodzi częściowe załamanie i częściowe odbicie promienia. Po odbiciu w punkcie B promień AB trafia do punktu C, gdzie również zachodzi częściowe odbicie i załamanie światła. Załamany promień wychodzi z kropli, a odbity może przejść dalej do punktu D. Najbardziej intensywnym z promieni wychodzących na zewnątrz jest promień wychodzący w punkcie B. Trudno go jednak zaobserwować, ponieważ ginie on na tle jaskrawego nieba. Natomiast promienie załamane w punkcie C tworzą tęczę główną, w punkcie D – tęczę wtórną, która jest mniej intensywna niż główna.

7. Halo.

Halo jest jednym z ciekawszych zjawisk świetlnych (optycznych) na niebie i powstaje na skutek załamania światła w chmurze zawierającej kryształki lodu. Występuje, jako barwny, biały lub w przeważającej części biały, świetlisty pierścień, w którego środku znajduje się tarcza Słońca lub Księżyca. Krąg ten ma zwykle słabo widoczne zabarwienie czerwone od wewnątrz i w rzadkich przypadkach fioletowe na zewnątrz. Część nieba wewnątrz kręgu jest wyraźnie ciemniejsza niż na zewnątrz. Pierścień o średnicy 22° (tzw. małe halo) powstaje przez załamanie na powierzchniach kryształków o kącie łamiącym 60° natomiast o średnicy 46° (rzadziej występujące tzw. duże halo), powstaje podczas załamania światła na krawędziach kryształków wzajemnie do siebie prostopadłych (kryształki lodu są graniastosłupami prostymi o podstawie sześciokątnej). Zjawisko halo występuje przy chmurach typu Cirrus.

OPIS RYSUNKU NR 3:
Kryształki lodu w powietrzu znajdują się w ciągłym ruchu oraz są rozmieszczone chaotycznie i promienie słoneczne nie zawsze będą padały na nie pod odpowiednim kątem ( kąt 60 stopni), w taki sposób, że po załamaniu wyjdą pod kątem 22 stopni – kąt odchylenia promienia świetlnego w kryształku -, lub zbliżonym do niego. Promienie te sprawiają wrażenie, że pochodzą z wielu źródeł tworzących wokół Słońca lub innego ciała niebieskiego jaskrawy pierścień. Jeżeli natomiast światło będzie wychodzić pod innym kątem to jego natężenie będzie znacznie mniejsze, przez co także mniej widoczne i nie zaobserwujemy zjawiska halo.

OPIS RYSUNKU NR 4:
Światło przechodzące przez co drugą ścianę zostaje odchylone tak samo jakby przechodziło przez lodowy pryzmat.
Halo nazywamy również inne zjawiska optyczne w przyrodzie.

8. Miraż pustynny.
Rozważając zjawisko miraży, musimy rozważyć sposób załamywania się promienia świetlnego. Bowiem promień zawsze skręca w kierunku gęstszego powietrza, bądź środowiska. Gęstsze powietrze, jest to powietrze o wyższej temperaturze, cząsteczki jego poruszają się szybciej oraz jest ono gęstsze. Potoczną nazwą tego zjawiska jest “fata-morgana” i kojarzy się najczęściej z widocznym na pustyni jeziorem otoczonym palmami. Jak zachodzi to zjawisko ?Jak już wspomniałam podstawą jest różnica temperatur przy powierzchni Ziemi. W dzień piasek na pustyni nagrzewa się bardziej niż powietrz i w efekcie po nadejściu wieczoru ogrzewa on najbliższą warstwę powietrza. Powstaje “warstwowy układ temperatury” – przy Ziemi najcieplej, a kilka metrów wyżej jest już ono dużo chłodniejsze. Promień światła przechodzący nad powierzchnią zostaje zagięty w górę, w kierunku chłodniejszego ( gęstszego ) powietrza. Opierając się na rysunku 5, można zinterpretować zachodzenia tego zjawiska.

OPIS RYSUNKU NR 5:
Przedstawione są promienie wychodzące z dwóch różnych punktów drzewa i dochodzące do oczu osoby obserwującej. Linie przerywane wskazują pozorną drogę dolnych promieni. Górne promienie dają bezpośredni obraz przedmiotu, natomiast dolne promienie dają obraz odwrócony oraz pozorny. To załamanie promieni powoduje powstanie obrazu zwierciadlanego, który to może być zniekształcony.

Podobnie powstaje miraż obserwowany na rozgrzanej drodze. Wygląda to jak mokra plama, w której widzimy odbicie. Jest to efekt pozornych odbić dalekiego krajobrazu lub nieba.

9. Miraż dolny i górny.
Miraże dolne obserwuje się pod horyzontem. Powstają one na bardzo gorących, rozgrzanych obszarach, takich jak pustynie lub stepy. Temperatura Ziemi w tamtym miejscu jest o wiele wyższa od temperatury najniższej warstwy powietrza.. Miraże dolne mogą być odwrócone lub proste. Przykładem takiego mirażu jest sytuacja, gdy jedziemy samochodem w upalny dzień i na drodze w oddali wydaje się, ze widzimy wodę albo brzeg jeziora. Jednak tak naprawdę jest to obraz nieba odbity od najniższych warstw nad drogą w danej odległości od nas. Miraż górny powstaje powyżej linii horyzontu. Ten rodzaj mirażu można najczęściej zaobserwować nad morzem, ponieważ temperatura powietrza jest znacznie niższa od temperatury morza.
Promienie odbite ulęgają takiemu zakrzywieniu, ze obserwator widzi ich obrazy powyżej linii horyzontu.

10.Zorza polarna.
Jest ona jednym z najpiękniejszych zjawisk optycznych zachodzących w przyrodzie. W większości przypadków zorze polarne mają odcień zielony lub niebieskozielony. Występują w postaci wstęg (intensywne) lub plam (mniej intensywne) podobnych do obłoków. Ziemia można nazwać olbrzymim magnesem. Linie pola magnetycznego Ziemi wychodzą z obszaru przylegającego do północnego bieguna, opasują kulę ziemską i wchodzą w obszarze południowego bieguna magnetycznego. Cząstka naładowana wpadając w pole magnetyczne Ziemi porusza się ruchem spiralnym wokół linii pola. Zorza polarna powstaje na zasadzie żarówki jarzeniowej. Tam wzbudzone atomy gazów oddają otrzymaną energię w postaci światła. Podczas zjawiska zorzy polarnej protony i elektrony wpadające w obręb pola magnetycznego Ziemi z wiatru słonecznego (spowodowanego wybuchami na Słońcu) powodują jonizację i wzbudzenie atomów i cząsteczek gazów znajdujących się w atmosferze. Zjawisko to ma najczęściej miejsce w pobliżu biegunów ziemskich, ponieważ tam jest największa koncentracja protonów i elektronów (w obszarach polarnych indukcja pola magnetycznego jest większa niż w pozostałych).Świecenie zielone i czerwone powodują wzbudzone atomy tlenu, podczerwone i fioletowe – zjonizowane cząsteczki azotu. Zorze pojawiają się zazwyczaj dzień lub dwa po wybuchach na Słońcu.

11. Zaćmienie słońca i księżyca.
Zaćmienia Słońca, zwłaszcza całkowite, są jednymi z najciekawszych zjawisk jakie można obserwować na ziemskim niebie. Dochodzi do nich, gdy Księżyc poruszający się po orbicie wokół Ziemi znajdzie się pomiędzy Słońcem a Ziemią. W zależności od rozmiarów kątowych oraz wzajemnego położenia tarczy Słońca i Księżyca w momencie zaćmienia wyróżnia się zaćmienia częściowe, całkowite i obrączkowe. Zaćmienia Księżyca również są bardzo efektownymi zjawiskami astronomicznymi. Dochodzi do nich, gdy Ziemia znajdzie się pomiędzy Słońcem a Księżycem przesłaniając promienie słoneczne padające na Księżyc. W zależności od tego jaki fragment tarczy Księżyca znajdzie się w cieniu lub półcieniu Ziemi wyróżnia się zaćmienia częściowe, całkowite i półcieniowe. Zaćmienia Księżyca mogą być częściej obserwowane od zaćmień Słońca, ponieważ widać je z całej nocnej półkuli Ziemi. Najbliższe widoczne w Polsce zaćmienie Słońca nastąpi 31 maja 2003 roku. Będzie ono widoczne na terenie całego kraju we wczesnych godzinach porannych. Tylko w na północnym wschodzie kraju zaćmienie będzie widoczne od początku do końca, natomiast prawie w całej Polsce nie będzie można obserwować początku zaćmienia, gdyż wystąpi jeszcze w czasie, gdy Słońce będzie pod horyzontem. Da to szansę na obserwację wschodzącej częściowo zaćmionej tarczy Słońca gołym okiem, bez użycia jakichkolwiek filtrów. Maksymalna faza wystąpi około godzinę po wschodzie Słońca i wyniesie 0,8. Zaćmienie zakończy się około 2 godziny od momentu rozpoczęcia. Najbliższe obrączkowe zaćmienie Słońca blisko granic Polski wystąpi 3 października 2005 roku w Hiszpanii. Najbliższe całkowite zaćmienie Słońca blisko granic Polski będzie widoczne 29 marca 2006 roku w Turcji. Ostatnie półcieniowe zaćmienie Księżyca było widoczne w Polsce 20 listopada 2002 roku. Maksymalna faza wyniosła 0,89. Zaćmienie rozpoczęło się o godzinie 0:33 czasu zimowego a zakończyło się o 5:01 CSE, maksimum zaćmienia nastąpiło o 2:47 CSE. Warunki widoczności zaćmienia będą dobre, gdyż Księżyc w czasie maksymalnej fazy będzie się wznosił na wysokość około 40 stopni nad horyzontem. Najbliższe całkowite zaćmienie Księżyca będzie widoczne w Polsce 16 maja 2003 roku. Niestety, w naszym kraju tylko początek zaćmienia będzie widoczny, Księżyc zajdzie przed momentem wystąpienia fazy całkowitej. Najbliższe zaćmienie całkowite w całości widoczne w Polsce nastąpi 9 listopada 2003 roku.

12. Zjawisko cienia i półcienia.
Światło rozchodzi się po linii prostej, więc gdy napotka przeszkodę o rozmiarach podobnych z długością fali λ , to z tyłu za nią pojawi się cień. Jeżeli źródło światła jest punktowe to utworzy się cień pełny, a jeżeli źródło światła będzie miało duże rozmiary liniowe, to z tyłu przedmiotu utworzą się obszary cienia i półcienia.

Istnieje dużo różnych zjawisk optycznych i wciąż są odkrywane nowe. Wszystkie te zjawiska są zasługa naszej przyrody i to dzięki niej możemy cieszyć się ich pięknem. Odkrywanie tych zjawisk jest często zaskakujące jak np. widmo Brockenu, które większość ludzi często myli z np. objawieniem. Myślę, ze wszystkie zjawiska optyczne w przyrodzie ubarwiają nasza szara rzeczywistość.

Źródła:
·Encyclopedia Gutenberga;
·Świat wiedzy;
·www.wp.pl ;
· www.onet.pl;
·www.fizyka.pl;
·www.edusek.com.pl;
·www.sciaga.pl ;
·Wiedza i życie;
·Fizyka i Astronomia;
·Wiem!;
·„ Jak to się dzieje?”- Książka;

Posted in Uncategorized | Leave a comment

Urządzenia wykorzystujące soczewki

Mikroskop

Mikroskop – urządzenie służące do silnego powiększania obrazów, celem obserwacji małych obiektów, zwykle niewidocznych gołym okiem. Zasadniczo zbudowany jest z tubusu, na którego końcach znajdują się okular i obiektyw. Ponadto posiada układ oświetlenia preparatu i stolik preparatowy. Obiektyw daje rzeczywisty, odwrócony, powiększony obraz przedmiotu, okular pełni rolę lupy, przez którą ogląda się obraz tworzony przez obiektyw. Obraz oglądany w okularze jest obrazem pozornym i silnie powiększonym, powiększenie kątowe wyrażą się wzorem w=(xD)/(fF), gdzie x- długość rury tubusa,, D – odległość dobrego widzenia, f,F – odpowiednio ogniskowa obiektywu i okularu. Przy znanych oddzielnie powiększeniach okularu i obiektywu powiększenie jest iloczynem tych powiększeń. W praktyce stosuje się powiększenia od kilkudziesięcio – do ponad tysiąckrotnych. Najlepsze pozwalają dostrzegać szczegóły przedmiotu o rozm. Kilkuset mniejszych. Dalszy wzrost zdolności rozdzielczej jest ograniczony długości fali światła, pewne poprawienie zdolności rozdzielczej można uzyskać konstruując do obserwacji w nadfiolecie. Jasność obrazu jest proporcjonalna do rozwartości kąta wiązki wchodzącej do obiektywu. W konstrukcji obiektywu pożądane jest też uzyskanie jak najmniejszej ogniskowej, oba te czynniki powodują, że bieg promieni daleki jest od biegu promieni przyosiowych, skąd poważnym problemem przy wykonaniu obiektywów mikroskopowych jest usuniecie powstających wad optycznych.
W tym celu jako obiektywy stosuje się skomplikowane, wielosoczewkowe układy optyczne. Jako okular stosuje się układ Huygensa. Często używane są mikroskopy stereoskopowe, będące układem dwóch prawie równoległych lub mikroskopy wyposażone w binokular.

Lupa

Lupa – układ optyczny służący do uzyskiwania powiększonych obrazów przedmiotów znajdujących się w bliskiej odległości. W najprostszym przypadku zbudowana jest z jednej soczewki skupiającej, zaopatrzonej w uchwyt. Obraz oglądanego przedmiotu powstaje w tzw. odległości dobrego widzenia x (przyjmuje się x=250 mm).
Powiększenie lupy G wyraża się wzorem G=x/f, gdzie: f − ogniskowa soczewki (lub układu soczewek) lupy.

Luneta

Luneta – przyrząd optyczny w formie rury zakończonej z jednej strony obiektywem refrakcyjnym (tj. soczewkowym), a z drugiej strony okularem.
Wyróżnia się tzw. lunety ziemskie (dające obraz prosty: posiadające optyczny układ odwracający i okular skupiający albo posiadające tylko okular rozpraszający, tj. lunety galileuszowskie lub inaczej holenderskie) oraz lunety astronomiczne (inaczej keplerowskie, od nazwiska J. Kaplera) dające obraz odwrócony.
Pierwszą lunetę skonstruował optyk holenderski Z. Jansen w 1604. W 1609 Galileusz wykorzystał lunetę do obserwacji astronomicznych. Zbudowana była z jednosoczewkowego obiektywu (soczewka skupiająca) i okularu będącego soczewką rozpraszającą.
Powiększenie kątowe p dla prostej lunety (zarówno galileuszowskiej, jak i keplerowskiej) wyraża się wzorem: p=fb/fk, gdzie: fb – ogniskowa obiektywu, fk – ogniskowa okularu. Powiększenie lunety nie może być zwiększane dowolnie przez zastosowanie okularów o coraz krótszych ogniskowych. Warunkuje je zdolność rozdzielcza obiektywu ograniczona zjawiskami dyfrakcyjnymi (dyfrakcja fal) zależnymi od wielkości źrenicy wejściowej d.
Obiektyw może rozróżniać dwa przedmioty, gdy różnica kąta ich obserwacji wyraża się wzorem: Δψ ≥1,22λ/d, gdzie: λ – długość fali (kryterium J.W. Rayleigha). W praktyce stosuje się wyrażenie Δψ ≥140″/d, gdzie d wyrażone jest mm (” oznacza sekundy łuku).

Teleskop

Teleskop, teleskop optyczny – przyrząd służący do prowadzenia obserwacji wizualnych lub fotografowania obiektów astronomicznych: duża luneta astronomiczna (tzw. refraktor, inaczej: teleskop refrakcyjny) lub układ optyczny z obiektywem zwierciadlanym (tzw. reflektor, inaczej: teleskop zwierciadlany), względnie zwierciadlano-soczewkowym.

Pierwszą lunetę skonstruowali w latach 1600-1609 optycy holenderscy: Z. Jansen i H. Lippershey. Jako pierwszy zastosował ją do obserwacji astronomicznych Galileusz. Duże teleskopy wykonuje się wyłącznie jako reflektory ze względu na brak w takim układzie aberracji chromatycznej i sferycznej (zwierciadło ma zazwyczaj kształt paraboloidy obrotowej), mniejszą liczbę powierzchni wymagających oszlifowania, brak strat światła w bloku szkła, mniejsze zagrożenie deformacjami układu optycznego itd. Powiększenie p teleskopu oblicza się korzystając ze wzoru analogicznego jak w przypadku lunety, tj.

p = F/f,

gdzie: F – ogniskowa obiektywu, f – ogniskowa okularu.

Istnieje wiele różnych typów reflektorów, pierwszy skonstruował N. Zucchius (1616). Później swoje propozycje w tym zakresie przedstawiali m.in.: Anglik J. Gregory (1663), I. Newton (1668, jego id eę zrealizował dopiero J. Hadley w 1721) czy francuski rzeźbiarz N. Cassegrain (1672). Ten ostatni opracował układ stosowany z pewnymi modyfikacjami do dziś: przewiercone zwierciadło główne i, jako pomocnicze, wypukłe zwierciadło hiperboloidalne, wydłużające ogniskową teleskopu – w odmianach przewiercenie zastępowane bywa dodatkowymi zwierciadłami płaskimi, kierującymi zogniskowaną wiązkę światła przez ekwatoriał do okularu (teleskop coudé), stosuje się też niekiedy dwa zwierciadła hiperboidalne.
Teleskopy zwierciadlano-soczewkowe: tzw. kamera Schmidta (wklęsłe zwierciadło sferyczne i szklana płyta o skomplikowanym kształcie korygująca wady obrazu, zbudowane w 1931 przez niemieckiego optyka B.V. Schmidta) i kamera Maksutowa (obiektyw meniskowy ze sferycznym zwierciadłem i wklęsło-wypukłą soczewką, układ skonstruowany w 1941 przez rosyjskiego optyka D.D. Maksutowa), które charakteryzują się szerszym polem widzenia, wolnym od wad układów optycznych, służą głównie do prowadzenia obserwacji fotograficznych.
Przez wiele lat największy był budowany 1936-1948, liczący 508 cm średnicy, teleskop G.E. Hale’a na Mount Palomar (Kalifornia, USA). W 1975 w miejscowości Zielenczukskaja (Kaukaz) oddano do użytku teleskop o średnicy 600 cm – jednak problemy techniczne wywołane przez odkształcenia i naprężenia ważącego 42 t lustra spowodowały, że ma on niedostateczną jakość obrazu.
W celu jej poprawienia konstruuje się teleskopy wielozwierciadłowe, jak np. Multiple Mirror Telescope na Mount Hopkins (Arizona, USA, zbudowany w 1979: 6 zestrojonych zwierciadeł o średnicy 180 cm każde, co odpowiada pojedynczemu zwierciadłu o średnicy 450 cm) czy największy obecnie teleskop, tzw. Keck I, na szczycie Mauna Kea (Hawaje, USA, pracuje od 1992: 36 zwierciadeł dających łączną średnicę 1000 cm. Bliźniaczy Keck II ma być uruchomiony w 1997, razem będą one mogły tworzyć układ interferometru gwiazdowego o bazie 8500 cm).

Konstruuje się też teleskopy o czynnej korekcji odkształceń, gdzie elastyczne, cienkie zwierciadło poddawane jest sterowanym komputerowo wymuszonym odkształceniom, minimalizującym deformacje kształtu lustra – technologię taką wypróbowano w liczącym 350 cm średnicy New Technology Telescope w La Silla (Chile, działa od 1989). Poważnym ograniczeniem jakości obserwacji teleskopowych są drgania atmosfery, czemu można przeciwdziałać umieszczając teleskopy na orbicie ziemskiej, jak w przypadku Hubble Space Telescope (Hubble’a teleskop), lub stosując optykę adaptacyjną, jak w znajdującym się na Mauna Kea Canadian-France-Hawaii Telescope o średnicy 358 cm.

Posted in Uncategorized | Leave a comment

Promienie rentgena

PROMIENIE RENTGENOWSKIE-Zostały odkryte przypadkowo.
Rentgen jest to bańka szklana, o średnicy kilkunastu centymetrów, wypełniona gazen rozrzedzonym o ciśnieniu rzędy tysięcy części 1 milimetra (1/10 pascala).
W lampie znajdują się 3 elektrody.
Katoda-aluminiowa miseczka o środku krzywizny w środku lampy.
Anoda-metalowy pręt.
Antykatoda -płaska płytka w kształcie okręgu, z trudno topliwego materiału (wolfran, platyna), ustawiona pod kątem 45º do osi bańki.
Między anodę i katodę przykładamy napięcie rzędu kilkudziesięciu tys. Woltów. Wewnątrz bańki powstaje bardzo silne pole elektryczne. Pole to powoduje jonizację gazów, na dodatnie jony i elektrony.
Elektrony poruszają się do anody, a jony dodatnie z dużą energią zdarzają się z katodą i wybijają z niej elektrony.
Wszystkie elektrony poruszając się w kierunku anody na swojej drodze napotykają antykatodę na której sa gwałtownie hamowane.
MECHANIZM POWSTAWANIA PROM.RENTGENOWSKICH.
Podczas hamowania elektronów na elektrodzie powstają dwa rodzaje promieni rentg.
a)Rentgenowskie prom hamowania
Strumień elektronów gwałtownie hamowany na antykatodzie, można traktować jako prąd o zmieniającym się natężeniu. Wokół tego prądu powstaje zmienne pole rentgenowskie, które otacza się zmiennym polem elektrycznym.
To rozchodzenie się w czasie i przestrzeni, naprzemienne pole magnetyczne i elektryczne to fala elektryczno-magnetyczna czyli rentgenowskie promieniowanie hamowania.
Rentgenowskie promieniowanie hamowania ma widmo ciągłe, ponieważ wszystkie prędkości elektronów sa dozwolone.
V-prędkość początkowa przed zderzeniem V’-po zderzeniu h-stała Plancka u-częstość promieniowania E-energia przed zderzeniem Ek-po zderzeniu
Jeżlei U’=0, to Vmax , E=mv²/2, Ek’=mv²/2
b)Rentgenowskie prom charakterystyczne
Podczas oddziaływania elekt z atomem antykatody następuje wybicie elektronu z wew powłok atomu. Podczas przeskoku elektronów z powłok energetycznie wyższych na nizsze, atom wysyła promieniowanie liniowe zwane rentg. prom. Charakterystycznym. R..CH jest ściśle określone dla danego pierwiastka.

NATURA PROMIENI RENTGENA.
a)Doświadczenie Laue’go
Promienie Rentgena wychodzą ze żródła Z, przechodzą przez 2 przesłony i zogniskowa wiązka promieni pada na kryształ siarczku cynku, przechodzi prze kryształ i pada na płytkę P pokrytą emulsją fotograficzną.
Układ jasnych i ciemnych obszarów na kliszy fotograficznej to obraz Laue’go.
Jest on charakterystyczny dla danego kryształu. (każdy kryształ ma swój własny obraz Laue’go).
b)Doświadczenie Bragga
W dośw. Bragga mamy: źródło prom. Rentgena, dwie przesłony, oraz kryształ C znajdujący się w bańce szklanej opróżnionej z powietrza, pokrytej wew. Emulsją fotograficzną.
W dośw. Bregga promienie rentgena padają na kryształ pod katem teta (O), który tworzy promień padający z powierzchnią kryształu. Teta to kąt odbłysku.
Kryształ C można obracać wokół osi prostopadłej do płaszczyzny rysunku. Obracając kryształ zmieniamy kąt teta.
Okazuje się, że tylko dla pewnych kątów teta, otrzymujemy zaczerninie kliszy w postaci prążków. ▲=nλ , ▲s=2dsinθ dla n=1, ▲s-różnica dróg promieni odbitych od kolejnych płaszczyzn całkowitych. D-odległość między płaszczyznami krystalicznymi w krysztale.
Wzmocnienie występuje wtedy, gdy promienie rentgena padająna kryształ pod katem θ (teta), spełniającym warunek Bragga. Promienie padające pod innymi kątami uelgaja całkowitemu wygaszeniu. Λe(10-12;10-8)m.

ZDAWISKO FOTO-ELEKTRYCZNE ZEWNĘTRZNE
a) doświadczenie Staltowa
Naświetlamy płytkę cynkową światłem nadfioletowym. Jeżeli na płytce cynkowej jest potencjał ujemny to pod wpływem padającego promieniowania, uwalniane sa z niej elektrony i galwanometr wykazuje przepływ prądu.
c)Doświadczenie Joffego
Przez okienko kwarcowe pada na katodę promieniowanie nadfioletowe. Powoduje ono fotoemisje elektronów z katody. Elektrony uwolnione z katody wędrują do anody. W obwodzie powstaje prąd elektryczny.
Przy pewnej wartości napięcia Uh, fotoprąd w obwodzie zanika. Pomiary prędkości fotoelekt. pozwoliły na stwierdzenie , że ich prędkość zależy od częstości padającego promin. Un-potencjał hamujący I1-natężenie padającego promieniowania. eUh=mv²max/2-praca pola elektro.
Z zależności tej wynika, że dla danego materiału fotokatody istnieje ściśle określona częstość padającego promieniowania, poniżej której zjawisko foto-elekt nie zachodzi. Częstośc nazywamy częstością graniczną

Prawidłowości zaobserwowane w zjawisku fotoelektrycznym, zastały wyjaśnione przez Einsteina. Einstein założył, że promieniowanie padające na fotokatodę jest strumieniem cząstek zwanych fotonami. Każdy foton posiada enegrię. E=hν(mi) h-stała Plancka h=6,62*10-3hJs
Padające na fotokatodę promieniowanie traktujemy jako strumień fotonów. Każdy foton oddziaływuje z 1 elektronem. Energia zostaje zużytana wytwarzanie eleketronu z metalu, oraz na nadanie mu energii kinetycznych. Równanie Einsteina-Milikana h ν=W+ mv²/2 –to równanie określa nam czestość graniczna.
h ν=W gdy E=o, Vgr=W/h.
Jeżeli energia fotonu jest mniejsza od pracy wyjścia elektronu z metalu to zjawisko fotoelektryczne nie zajdzie, ponieważ czestość padającego prom. Jest mniejsza od częstości granicznej. mv²/2=eUh-energia kinetyczna elektronu h ν=W=eUh, Uh=h ν-w/2, Uh=-(w/e+h/e ν)
Każdy foton oddziaływuje z 1 elektronem. Jeżeli pada promieniowanie o wiekszym natężeniu, to więcej fotonów oddziaływuje z elektronami fotokatody. Powstaje w obwodzie większy prąd i jest większa wartość prądu nasycenia.

PROMIENIOWANIE TEMPERATUROWE
Każde ciało ogrzane do pewnej temperatury, wysyła promieniowanie termiczne o różnych długościach.
Podstawowymi wielkościami określającymi własności ciał wysyłających promieniowanie temperaturowe są:
a)Zdolność emisyjna Eλ -określa się jako ilość energii emitowanej przez 1m² powierzchni ciała w czasie 1 sekundy.
b)Zdolność absorpcyjną Aλ -określa stosunek energii pochłanianej do energii całkowitej padającej na dane ciało.
Wielkości Eλ i Aλ zależą od temperatury bezwzględnej ciała i od rodzaju promieniowania emitowanego lub pochłanianego. Zależności między nimi określa prawo Kirchoffa. Eλ/Aλ=f(λ,T) Treść: stosunek zdolności emisyjnej do zdolności absorpcyjnej jest dla wszystkich ciał taką sama funkcją długości fali i temperatury.
Ciało doskonale czarne
Jest to takie ciało, którego zdolność absorpcyjna jest niezależna od temperatury i równa jedności dla wszystkich długości fal. Eλ=f(λ,T). Wszytkie caiła doskonale czarne maja w danej temperaturze taki sam rozkład wypromieniowanej energii w funkcji długości fali.
Z wykresu wynika, ze zdolność emisyjna ciała doskonale czarnego wzrasta wraz z temperaturą.
PRAWA PROMIENIOWANIA DLA CIAŁA DOSKONALE CZARNEGO.
a)Prawo Stefana Boltzmana
Całkowita emisja energetyczna ciała doskonale czarnego wzrasta proporcjonalnie do 4 potęgi temp. bezwzględnej ciała. Ee=CT4. Na na wykresie całkowita emisję energetyczną przedstawia pole powierzchni pod krzywa dzwonowatą. Ee=∫e λdλ-bardzo mały przedział dlugości fali
b)Prawo Wiena
Dotyczy położenia max krzywych rozkładu. Nazywa się prawem przesunięć Wiena. Treść: Długość fali λmax odpowiadająca max zdolności emisyjnej zmienia się odwrotnie proporcjonalnie do temperatury bezwzględnej ciała. Λmax=c’/t-stała empiryczna
MAXYMALNAM ZDOLNOŚĆ EMISYJNA CIAŁA DOSKONALE CZARNEGO
Eλ wzrasta wraz ze wzrostem temperatury proporcjonalnie do 5-tej potęgi temperatury bezwzględnej ciała eλ=C’’T5 Max Planck –Podział równaniadla ciała doskonale czarnego eλ=f(λ,T)=2IIhc²*( λ(-5)/(hc/ektλ-1)
k-stała Bollzmana
e-liczna Nepera
h-stała Planca
c-prędkość światła

Posted in Uncategorized | Leave a comment

Własności i wytwarzanie fal elektromagnetycznych oraz ich wykorzystanie praktyczne (fale radiowe, mikrofale, podczerwień, światło, ultrafiolet, promieniowanie X i gamma).

Fale elektromagnetyczne – to rozchodzące się w ośrodku materialnym lub w próżni zaburzenia pola elektromagnetycznego, wywołane zmianami rozkładu ładunków elektrycznych (np. fale radiowe, fale świetlne). Fale elektromagnetyczne poruszają się prędkością światła (prędkość, z jaką rozchodzą się fotony – ok. 299 793 km/s) i zależnie od długości fali przejawiają się jako (od fal najdłuższych do najkrótszych): fale radiowe, mikrofale, podczerwień, światło widzialne, ultrafiolet, promieniowanie X, promieniowanie gamma.

Teraz po krótce opiszę każdy rodzaj tych fal:

Fale radiowe – promieniowanie elektromagnetyczne o częstotliwości (103 – 1011 Hz) i długości (10-4-105 m). Fale radiowe wykorzystywane są w urządzeniach elektronicznych znanych z życia codziennego: radiu, telewizji oraz urządzeniach radiolokacyjnych.

Mikrofale – długość (10-3-10-1 m) i częstotliwość (109-1012 Hz). Mikrofale jak sama nazwa wskazuje używane są w mikrofalówkach.

Podczerwień – długość (10-6-10-3 m) i częstotliwość (1012-1015 Hz). Podczerwień to promieniowanie cieplne wykorzystywane często w noktowizorach.

Światło widzialne – długość (400-760 nm) i częstotliwość (1014-1015 Hz). Światło widzialne wywołuje wrażenia barwne.

Ultrafiolet – długość (10-9-10-7 m) i częstotliwość (1015-1017 Hz). Ultrafiolet to dobrze nam znane szkodliwe promieniowanie, będące coraz częściej przyczyna różnorakich chorób skóry.

Promieniowanie X – długość (10-13-10-9 m) i częstotliwość (1017-1021 Hz). Promieniowanie Roentgena, ponieważ ma wyższą częstotliwość, może przenikać przez różne ośrodki, przez które światło białe przeniknąć nie może. Dlatego tez wykorzystywane jest w słynnych prześwietlaniach.

Promieniowanie gamma – długość (10-13-10-10 m) i częstotliwość (1019-1021 Hz). Promieniowanie gamma to śmiercionośny (choroba popromienna) produkt reakcji jądrowych.

Jak widać światło widzialne zajmuje bardzo wąska szczelinę długości spośród fal elektromagnetycznych. Z jednej strony ogranicza ja podczerwień, z drugiej zaś ultrafiolet. Oczywiście światło białe nie jest jednolite, jest ono mieszanina fal o różnych częstościach – od czerwieni po fiolet. Jest to doskonale zauważalne przy rozszczepieniu światła, np. w pryzmacie.

Fale elektromagnetyczne niosą ze sobą pewna energie – im wyższa częstotliwość, tym wyższa energia. Dlatego tez światło niebieskie jest bardziej „energetyczne” od czerwonego. Wszystkie fale elektromagnetyczne w próżni rozchodzą się z prędkością 299792 km/s.

Posted in Uncategorized | Leave a comment

Planety układu Słonecznego

MERKURY

Najbliżej Słońca krąży planeta Merkury. Dlatego planeta ta może być obserwowana tylko w czasie największych wschodnich i zachodnich elongacji. Merkury i Wenus wykazują zmiany faz podobne do zmian faz Księżyca. Są one jednak dostrzegalne tylko przez teleskop. Jak pokazały liczne zdjęcia przekazane przez sondę “Mariner 10″, badająca Merkurego i Wenus w latach 1974 – 1975, powierzchnia Merkurego jest bardzo podobna do powierzchni naszego Księżyca, czyli usiana kraterami. Na powierzchni Merkurego znajdują się także systemy smug, uskoki i obszary górskie, jak również rozległe ciemne niziny – merkuriańskie “morza”. Największą niziną merkuriańską jest Nizina Upału o średnicy 1300 km. Jej nazwa wskazuje na bardzo wysoką temperaturę (około 430 stC), panującą na Merkurym w czasie gdy znajduje się on najbliżej Słońca. W największej odległości od Słońca temperatura najgorętszych miejsc na Merkurym wynosi 285 stC.

Po nocnej stronie Merkurego panuje lodowate zimno. Temperatura spada tam do -180 stC. Tak duże różnice temperatur spowodowane są tym, że merkuriański dzień i noc są niezwykle długie. Doba na Merkurym trwa bowiem aż 176 dób ziemskich. Ponieważ Merkury potrzebuje 88 dni, aby jeden raz okrążyć Słońce, muszą minąć dwa lata merkuriańskie, by dla wybranego punktu na jego powierzchni nastąpiła ta sama pora doby. “Mariner 10″ nie odkrył żadnych księżyców Merkurego. Planeta ta odznacza się dużą gęstością. Merkury pozbawiony jest całkowicie atmosfery która by go chroniła przed materia kosmiczną. Jego słaba grawitacja nie jest w stanie jej utrzymać. Właśnie ze względu na brak atmosfery na Merkurym występują ogromne wahania temperatury. Od -180st do +480stC. Planeta ta jest również przedostatnia pod względem wielkości w naszym Układzie Słonecznym. Posiada on najdłuższą dobę słoneczną i najkrótszy rok ze wszystkich planet. Kratery na Merkurym powstały około 3,5 miliarda lat temu, gdy planeta była bombardowana przez wszelka materię taką jak meteoryty. Kratery są wielkości do 1000 km. Również na Merkurym są łańcuch górskie. Dlatego nawet i to upodabnia go do Księżyca.

DANE LICZBOWE

DaneMerkuryZiemiaPorównanie z Ziemią
Masa (1024 kg)0,33025,97360,0553
Objętość (1010 km3)6,085108,3210,0562
Promień na równiku (km)244063780,383
Promień polarny (km)244063560,384
Volumetric mean radius (km)244063710,383
Ellipticity0,00000,00340,000
Średnia gęstość (kg/m3)542755200,983
Grawitacja(m/s2)3,709,780,378
Prędkość ucieczki(km/s)4,311,1860,384
GM (x 106 km3/s2)0,022030,39860,0553
Albedo0,0560,3850,145
Albedo optyczne0,110,3670,300
Widoma wielkość gwiazdowa V(1,0)-0,42-3,86-
Stała słoneczna (W/m2)921413806,677
Temperatura ciała (K)442,5247,32,531
Moment bezwładności (I/MR2)0,330,33080,998
J2 (x 10-6)60,01082,630,055

PARAMETRY ORBITY

DaneMerkuryZiemiaPorównanie z Ziemią
Wielka półoś orbity (106 km)57,9149,60,387
Długość roku (dni)87,969365,2560,241
Długość roku na zwrotniku (dni)87,968365,2420,241
Min. odległość od Słońca (106 km)46,0147,10,313
Max. odległość od Słońca (106 km)69,8152,10,459
Synodyczny okres obiegu 115,88–
Średnia prędkość orbitalna (km/s)47,8729,791,607
Odchylenie orbity (stopnie)7,000,00-
Mimośród orbity0,20560,016712,311
Czas obrotu wokół osi (godz)1407,623,934558,785
Nachylenie równika do orbity (stopnie)~0,123,450,004

OBSERWACJE

Odkrywca: Nieznany
Data odkrycia: Prehistoria
Widoma średnica (kątowa) obserwowana z Ziemi Maximum ( w sekundach łuku) 13,
Widoma średnica (kątowa) obserwowana z Ziemi Minimum ( w sekundach łuku) 4,5
Odległość od Ziemi Minimum (106 km) 77,3
Odległość od Ziemi Maximum (106 km) 221,9
Widoma wielkość gwiazdowa w pobliżu opozycji: -1,9

Wielka półoś orbity (AU): 0,38709893
Długość węzła wstępującego (stopnie): 48,33167
odległość od Słońca (stopnie): 77,45645

ATMOSFERA

Ciśnienie: ~10-15 bara (0,001 picobara)
Średnia temperatura: 440 K (590-725 K, od strony Słońca)
Skład atmosfery: 42% Tlen (O2), 29% Sód (Na),
22% Wodór (H2), 6% Hel (He), 0,5% Potas (K),
śladowe ilości Argonu (Ar), Dwutleneku węgla (CO2),
Wody (H2O), Azotu (N2), Ksenonu (Xe), Kryptonu (Kr), Neonu (Ne)

WENUS

Dawniej Wenus często porównywano z Ziemią. Na pierwszy rzut oka obie planety mają wiele cech wspólnych. Mają zbliżone rozmiary i średnią gęstość oraz sąsiadują w Układzie Planetarnym. Dzięki najnowszym badaniom naszej sąsiedniej planety, nasze wyobrażenie o podobieństwie Wenus i Ziemi trzeba było jednak całkowicie zrewidować. Rosyjskie sondy z serii “Wenera”, amerykańskie sondy “Mariner” i “Pioneer”, jak również ziemska astronomia radarowa, dostarczyły mnóstwa nowych informacji dotyczących wyglądu powierzchni Wenus i stanu jej atmosfery. Na powierzchni Wenus panuje temperatura około 470stC, prawie niezależnie od poru dnia i nocy i od szerokości wenusjańskiej. Oznacza to jeszcze większy upał niż na bliższym Słońcu Merkurym. Temperatura spada dopiero ponad warstwą chmur i na ich górnej powierzchni wynosi około -25stC.

Kolejne niespodzianki stanowią: wysokie ciśnienie na powierzchni, przekraczające 90 atmosfer, oraz skład atmosfery, która w 97% składa się z dwutlenku węgla (CO2). Wysoką temperaturę powierzchniową Wenus można wytłumaczyć tzw. Efektem cieplarnianym. Podczas gdy promienie słoneczne bez przeszkód przenikają przez szklany dach cieplarni i rozgrzewają ziemię w jej wnętrzu, ciepło pochodzące z ziemi nie może bezpośrednio ulecieć poprzez szkło. We wnętrzu cieplarni utrzymuje się więc wysoka temperatura. Na Wenus funkcje szklarni przejmuje wielowarstwowa, gruba powłoka chmur. Prawdziwym akumulatorem ciepła jest występujący w dużej ilości CO2. Ciepło pobrane głównie w okolicach równika zostaje dzięki prądom atmosferycznym, wiejącym w kierunku przeciwnym do kierunku obrotu planety – rozprowadzone równomiernie po całej planecie. Ochłodzone warstwy atmosfery obniżają się nad biegunami i zostają wyekspediowane z powrotem w okolice równika.

Pierwsze zdjęcia powierzchni planety z okolic miejsc lądowania przekazały sondy “Wenera 9″ i “Wenera 10″, które wylądowały na Wenus w październiku 1975 roku. Znacznie lepsze, kolorowe zdjęcia wykonały w roku 1982 sondy “Wenera 13″ i “Wenera 14″. Wszystkie zdjęcia pokazują, że powierzchnia Wenus pokryta jest niewielkimi, płaskimi odłamkami skalnymi o nieregularnym kształcie. Dzięki badaniom radarowym mamy dowody na to, że na powierzchni Wenus są też kratery i pasma górskie. Przede wszystkim odkryto dwa duże górskie obszary, którym nadano nazwy dwóch pierwszych liter alfabetu greckiego: Alpha Regio i Beta Regio. Czy na Wenus istnieją wulkany i czy są czynne, muszą odpowiedzieć dalsze badania. Jednakże stare hipotezy i wyobrażenia o możliwości życia na Wenus muszą być – na podstawie tego, co już wiemy o tej planecie – definitywnie odłożone od acta. Ze względu na gęstą warstwę chmur, osłaniającą Wenus do wysokości około 65km, nie możemy zaobserwować szczegółów na jej powierzchni przez teleskop. Widoczna warstwa chmur rotuje wokół planety z okresem około 4 dni, podczas gdy sama planeta potrzebuje na obrót aż 243 dni. Ponieważ okres orbitalny Wenus wynosi 224,7 dnia, obrót planety trwa dłużej niż wenusjański rok.

Wenus jest po Słońcu i Księżycu trzecim co do jasności obiektem naszego nieba. W korzystnych warunkach można ją obserwować nawet w ciągu dnia. Planeta ta ma szczególnie duży współczynnik odbicia padającego nań promieniowania. Jeszcze jeden szczegół sprawia, że Wenus jest ulubionym obiektem obserwacji. Jest ona zarówno Gwiazdą Polarną (Jutrzenką), jak i Gwiazdą Wieczorną. Okres wieczornej widoczności Wenus przypadają w czasie jej wschodnich elongacji. Jest ona wtedy widoczna po zachodzie Słońca nad zachodnim horyzontem jako Gwiazda Wieczorna. Poranna widoczność Wenus przypada w okresie elongacji zachodniej. Widać ją wtedy nad wschodnim horyzontem tuż przed wschodem Słońca jako Gwiazdę Poranną. Ogólnie mówiąc to Wenus jest skalnym globem pokrytym gęstą warstwą chmur, które odbijają promienie słoneczne co czyni planetę niezwykle jasną na nocnym – ziemskim niebie. Ciśnienie na Wenus jest 90 razy większe niż ciśnienie ziemskie. Chmury posiadają znaczną ilość kwasu siarkowego co czyni, iż posiadają zabarwienie żółtawe. Dotychczas znamy 98% powierzchni tej planety. To świadczy o tym, iż stale prowadzone są badania. Inną charakterystyczną cechą Wenus jest jej odwrotna rotacja względem innych ciał Układu Słonecznego. Planeta ta krąży wokół Słońca w kierunku zgodnym z ruchem wskazówek zegara. Powodem takiej rotacji może być zderzenie z jakimś ciałem wielkich rozmiarów.

Jak na razie życie na Wenus jest stanowczo niemożliwe. Głównie za sprawą temperatury i ciśnienia. Planeta Wenus została wykreślona jakoby miało istnieć na niej życie (przynajmniej podobne do naszego). Wysoka temperatura powierzchni Wenus uwarunkowana jest nie tylko faktem usytuowania jej bliżej Słońca – w porównaniu z Ziemią, lecz również gęstą atmosferą złożoną głównie z dwutlenku węgla. Gęsta atmosfera stwarza warunki podobne do cieplarni – gromadzi ciepło promieniowania słonecznego i nie dopuszcza do nadmiernego promieniowania, a więc do ostudzenia powierzchni planety. Bardzo istotny jest też fakt, że powierzchnia Wenus ogrzana jest równomiernie. Potężne cyklony doprowadzają ciepło z okolic równikowych w mniej ogrzane bieguny planety. Proces ten widoczny jest na fotografiach wykonanych przez sondę kosmiczną “Mariner 10″, przedstawiających pokrywę chmur planety Wenus.

Jakościowym postępem w badaniach było umieszczenie przez ZSRR i USA sputników na orbicie wokółwenusjańskiej i sondowanie radarowe planety z pokładów tych stacji międzyplanetarnych. Uzyskana w wyniku tych sondowań mapa topograficzna powierzchni daje już niezłą orientację w wyglądzie powierzchni wenus. Przeważająca część planety zajmowana jest przez obszary pagórkowatych równin. Występują one w 65% kartowanej powierzchni Wenus. Na obszarach tych nie ujawniają się duże różnice w wysokości terenu. Uważa się, że obszary stanowią stosunkowo najstarszą część powierzchni planety. Dowodem na to zdają się być struktury pierścieniowe o wymiarach od 20 do 300km, mogące być kraterami uderzeniowymi. Są one często spotykane na obszarze pagórkowatych równin. W centrum niektórych depresji wewnątrz pierścieniowych struktur widoczne są wzniesienia, które można interpretować jako górki centralne. Niziny są drugą pod względem obszaru krainą na Wenus. Zajmują one około 27% znanej powierzchni planety. Przypuszcza się, że tereny te mogą być bazaltowymi równinami w rodzaju “mórz” księżycowych. Na obszarach tych nie stwierdza się kraterów uderzeniowych. Góry występują jedynie na obszarze zajmującym 8% terytorium planety. Pasma górskie związane są głównie z trzema obszarami wyżynnymi mogącymi uchodzić za odpowiedniki ziemskich kontynentów. Są to Ziemia Afrodyty, Ziemia Isztar i Obszar Beta. Ziemia Afrodyty zajmująca równikowe rejony Wenus powierzchnią swoją odpowiada kontynentowi afrykańskiemu. Rzeźba powierzchni jest tu urozmaicona, z wysokościami względnymi wahającymi się od 4 do 6km ponad średni poziom planety. Następny kontynent, Ziemia Isztar, położona w rejonie północnego bieguna Wenus , powierzchnią swoją odpowiada Australii. Znajduje się tam najwyższe pasmo górskie Góry Makswela wznoszące się na wysokość 11km. Wenus krąży w odległości 108 mln km od Słońca, przebywając swą orbitę w ciągu 225 dni. Jej obrót wokół osi jest bardzo powolny (243 dni) i w przeciwieństwie do innych planet odbywa się ze wschodu na zachód.

Wenus jest niewiele mniejsza od Ziemi, jej średnica wynosi 12 100 km, ma jednak całkowicie odmienną atmosferę; składa się ona głównie (w 98%) z dwutlenku węgla i azotu (3,5%). Planetę okrywa gruba powłoka chmur, które układają się w trzy warstwy na wysokości 50-70 km. Z niektórych padają deszcze kwasu siarkowego. Na Wenus panują bardzo wysokie temperatury, ponieważ znajdujący się w atmosferze dwutlenek węgla zatrzymuje ciepło promieniowania słonecznego niczym szyba inspektowa; temperatura gruntu sięga 460o C. Powierzchnię Wenus pokrywają wulkaniczne równiny. Wydaje się, że istnieje tam wiele czynnych wulkanów. Wenus, podobnie jak Merkury nie ma księżyca. Wenus krąży w odległości 108 mln km od Słońca, przebywając swą orbitę w ciągu 225 dni. Jej obrót wokół osi jest bardzo powolny (243 dni) i w przeciwieństwie do innych planet odbywa się ze wschodu na zachód. Właściwie nie da się zaobserwować jakichkolwiek charakterystycznych tworów na tarczy Wenus, nawet szczegółów budowy chmur w jej atmosferze. Cienie terminatora Wenus są najlepiej widoczne w fazie połówkowej. Na linii terminatora pojawia się cień, stopniowo jaśniejący ku brzegowi tarczy planety. Już za pomocą refraktora o średnicy 6 cm można dostrzec różne odcienie szarości cienia. Gdy Wenus znajduje się na tle ciemnego nieba, zjawisko to jest najlepiej widoczne. Czasem można zauważyć ciemne chmury w postaci wzajemnie równoległych “wypustek” wybiegających z terminatora. Końce wąskiego sierpa Wenus bywają czasem lekko rozjaśnione. Może to być prawdziwy efekt, wywołany przez skrót perspektywiczny granicy chmur, jednak mamy tu prawdopodobnie do czynienia ze zjawiskiem pozornym, wynikającym z kontrastu między jasnymi końcami sierpa i ciemnym niebem. Kiedy odległość kątowa Wenus od Słońca jest najmniejsza – w pobliżu dolnej koniunkcji – rogi sierpa stają się wyraźnie wydłużone. Sierp “odcina” na obwodzie tarczy planety kąt większy od 180o. Jego końce niemal się spotykają wytwarzając cienki świetlisty pierścień wokół tarczy planety. Zwykle obserwuje się łuk o rozmiarze 320-340o, nie zaś cały okrąg. Zjawisko to spowodowane jest przez rozproszenie światła słonecznego w atmosferze planety. Gdy Wenus widać w kształcie wąskiego sierpa, można spróbować zaobserwować światło popielate. Pochodzenie tego zjawiska nie jest znane, można je obserwować przez kilka dni, jednak jest bardzo słabo widoczne. Możemy także obserwować zjawisko przejście Wenus przed tarczą słoneczną. Do najbliższego dojdzie 8 czerwca 2004 roku oraz 6 czerwca 2012 roku.

DANE LICZBOWE

DaneWenusZiemiaPorównanie z Ziemią
Masa (1024 kg)4,8695,97360,815
Objętość (1010 km3)92,843108,3210,857
Promień na równiku(km)605263780,949
Promień polarny(km)605263560,952
Volumetric mean radius (km)605263710,950
Ellipticity0,0000,00340,0
Średnia gęstość (kg/m3)520455200,943
Grawitacja(m/s2)8,879,780,907
Prędkość ucieczki(km/s)10,3611,1860,926
GM (x 106 km3/s2)0,32490,39860,815
Albedo*0,720,3851,87
Albedo optyczne0,650,3671,77
Widoma wielkość gwiazdowa V(1,0)-4,40-3,86-
Stała słoneczna (W/m2)266013801,928
Temperatura ciała (K)238,9247,30,966
Moment bezwładności (I/MR2)0,330,33080,998

PARAMETRY ORBITY

DaneWenusZiemiaPorównanie z Ziemią
Wielka półoś orbity (106 km)108,2149,60,723
Długość roku (dni)224,701365,2560,615
Długość roku na zwrotniku (dni)224,695365,2420,615
Min. odległość od Słońca (106 km)107,5147,10,731
Max. odległość od Słońca (106 km)108,9152,10,716
Synodyczny okres obiegu583,92–
Średnia prędkość orbitalna (km/s)35,0229,791,176
Odchylenie orbity (stopnie)3,390,00-
Mimośród orbity0,00680,01670,407
Czas obrotu wokół osi (godz)5832,523,9345243,7
Nachylenie równika do orbity (stopnie)177,323,45(0,115)

INFORMACJE

Ciśnienie: 92 barów
Gęstość przy powierzchni: ~65, kg/m3
Wysokość skali: 15,9 km
Średnia temperatura: 737 K
Amplituda temperatur: ~0
Szybkości wiatrów: 0,3 to 1,0 m/s (przy powierzchni)
Średnia masa molowa: 43,45 g/mol
Skład Atmosfery (przy powierzchni, objętościowo):
Głównie: 96,5% Dwutlenek węgla (CO2), 3,5% Azot (N2)
Mniej (ppm): Dwutlenek siarki (SO2) – 150; Argon (Ar) – 70; Woda (H2O) – 20;
Carbon Monoxide (CO) – 17; Hel (He) – 12; Neon (Ne) – 7

ZIEMIA

Według dawnych poglądów Ziemia była zupełnie nieruchoma, a obserwowany ruch dzienny sfery niebieskiej był rzeczywistym jej obrotem dokoła Ziemi. Już jednak Pitagorejczyk Ekfantos próbował tłumaczyć ruch dzienny sfery niebieskiej ruchem obrotowym Ziemi z zachodu na wschód. Analogiczne sądy wypowiadali później Herakleides z Pontu i Arystarch z Samos. Twierdzenia te jednak nie znalazły powszechnego uznania, popadły przeto już w starożytności w zapomnienie. Kopernik wysunął ponownie twierdzenie o ruchu obrotowym Ziemi dokoła osi przytaczając w swym dziele argumenty przemawiające za rzeczywistym istnieniem tego ruchu. Od XVII wieku szukano dowodów fizycznych na istnienie ruchu obrotowego Ziemi. Viviani we Florencji dokonał w tym celu w roku 1661 prób z wahadłem, które mogło wahać się w dowolnej płaszczyźnie, zaś przy końcu XVIII w wieku Guglielmini w Bolonii wykonał doświadczenie z odchylanie spadających swobodnie ciał od pionu ku wschodowi. Odchylenie jest spowodowane tym, że wierzchołek wieży, skąd spada ciało, ma liniową prędkość obrotową większą niż podstawa wieży. Na skutek prawa bezwładności ciało puszczone swobodnie z wieży zachowuje większą liniową prędkość obrotową niż grunt u podstawy wieży, wskutek czego upadnie ono nieco na wschód od pionu przechodzącego przez miejsce, skąd ciało zostało spuszczone w dół. Pomiary Guglielminiego, a potem innych eksperymentatorów, odchylenie takie potwierdziły.

Najlepszym jednak dowodem ruchu obrotowego Ziemi było zademonstrowane przez Foucaulta jego słynne doświadczenie wykonane po raz pierwszy w roku 1851. Foucault zawiesił u szczytu kopuły paryskiego Panteonu na długim drucie (67m) ciężką kulę metalową, która mogła wykonać ruchy wahadłowe w płaszczyźnie dowolnego koła wierzchołkowego. Gdyby Ziemia nie obracała się dokoła osi, azymut płaszczyzny wahań wahadła nie uległby zmianom. Natomiast ruch obrotowy Ziemi sprawia, że płaszczyzna wahań wahadła w stosunku do powierzchni Ziemi dokonuje powolnego obrotu, którego okres dla Paryża wynosi 32 godziny. Zmiany płaszczyzny wahań wahadła Foucaulta są obrazem znanego z fizyki efektu Coriolisa. Zgodnie z tym efektem poruszające się ciała na Ziemi odchylają się na północnej półkuli Ziemi na prawo, a na południowej półkuli na lewo.

Niech tym ciałem będzie pocisk wystrzelony z działa na północnej półkuli Ziemi w kierunku północnym. Przed wystrzeleniem ma on wraz z działem określoną prędkość liniową obrotu. Po wystrzeleniu przelatuje on nad obszarami, gdzie ta prędkość jest mniejsza, zachowując zaś na skutek bezwładności wyjściową prędkość, odchyla się w kierunku wschodnim, czyli na prawo. Podobnie pocisk wystrzelony w kierunku południowym też się odchyli na prawo, to jest na zachód, bo jego wyjściowa prędkość ruchu obrotowego będzie mniejsza od prędkości obszarów Ziemi położonych w kierunku równika. Podobny efekt zachodzi dla swobodnie wahającego się wahadła, którego płaszczyzna wahań dla obserwatora patrzącego z góry obracać się będzie zgodnie z ruchem wskazówek zegara. Opisane doświadczenia dostarczyły ostatecznych dowodów na to, że obserwowany ruch dzienny sfery niebieskiej ze wschodu na zachód jest tylko odzwierciedleniem ruchu obrotowego Ziemi z zachodu na wschód.

Gdyby Ziemia miała kształt dokładnie kulisty, to pomiary łuków południka powinny dawać jednakową wartość na promień Ziemi niezależnie od szerokości geograficznej mierzonego łuku. W związku wszakże z ruchem obrotowym Ziemi dokoła osi i występującą na skutek tego siłą odśrodkową należałoby się spodziewać, że Ziemia powinna dostarczyć triangulacja przeprowadzona w różnych szerokościach geograficznych. Promień obliczony na podstawie pomiarów triangulacyjnych jest średnią wartością tzw. promienia krzywizny łuku południka między krańcowymi jego wartościami A i B. Jeżeli na dowolnej krzywej płaskiej wybierzemy trzy punkty i poprowadzimy przez nie koło, to gdy skrajne punkty zmierzać będą do punktu środkowego, to poprowadzone przez nie łuki kół zmierzać będą do pewnego granicznego koła, które nazywać będziemy kołem krzywizny w środkowym punkcie łuku. Promień tego koła nosi nazwę promienia krzywizny. Jeżeli pojęcia te zastosujemy do południka, to wyznaczanie z triangulacji promienie Ziemi będą wyrażały średnią wartość promienia krzywizny południka na mierzonym łuku. Zmienna krzywizna południka powoduje, że długości łuków odpowiadających różnicy szerokości geograficznej o 1st będą również się zmieniały wraz z szerokością geograficzną. Na przykład gdyby Ziemia miała kształt zbliżony do elipsoidy spłaszczonej na biegunach, promień krzywizny południka blisko bieguna byłby większy niż blisko równika, choć promień Ziemi na biegunie wtedy jest mniejszy niż na równiku.

Gdyby Ziemia miała kształt elipsoidy obrotowej wydłużonej wzdłuż osi obrotu, byłoby wręcz przeciwnie. Zagadnienie to powinna rozstrzygnąć triangulacja. Początkowo pomiary triangulacyjne, wykonywane we Francji w XVII wieku, zdawały się wskazywać, że promień krzywizny maleje wraz ze wzrostem szerokości geograficznej, a więc Ziemię należałoby uważać raczej za elipsoidę obrotową wydłużoną wzdłuż osi biegunowej. Byłoby to sprzeczne z teorią ziemskiego ruchu obrotowego, według którego należałoby się spodziewać spłaszczenia Ziemi na biegunach. Aby móc rozstrzygnąć, czy Ziemia ma kształt wydłużonej czy też spłaszczonej na biegunach elipsoidy, zorganizowano w latach 1735 – 1741 dwie ekspedycje triangulacyjne, jedną do obszaru blisko kręgu polarnego w Laponii, drugą do obszaru równikowego w Peru. Opracowanie trzech triangulacji, w Laponii, we Francji i w Peru wykazało definitywnie, że łuk południka odpowiadający różnicy 1st w szerokości geograficznej jest najdłuższy w Laponii, najkrótszy w Peru, a we Francji ma wartość pośrednią, jak należało się tego spodziewać przy założeniu, że Ziemia ma kształt bryły spłaszczonej na biegunach. W drugim przeto przybliżeniu Ziemię należy uważać za spłaszczona elipsoidę obrotową, to jest taką bryłę geometryczną, jaką otrzymujemy przez obrót elipsy dokoła jej małej osi. Przy tym założeniu, abstrahując od nierówności lądów, południki geograficzne są elipsami, których wspólną osią małą jest średnica biegunowa Ziemi.

Jednym z naczelnych zadań geodezji, tj. nauki obejmującej zagadnienia związane z rozmiarami i kształtem Ziemi, jest obliczenie rozmiarów i kształtu takiej elipsoidy obrotowej, która byłaby najbardziej zbliżona do powierzchni Ziemi. Wymaga to przede wszystkim dokładnej definicji, co rozumiemy pod nazwą “powierzchnia Ziemi”, wiemy bowiem, że powierzchnię fizyczną Ziemi tworzą lądy zawierające liczne wzniesienia i doliny, oraz morza, których poziom też ulega pewnym zmianom. Jednakże poziom morza okazał się najodpowiedniejszy do określenia matematycznej powierzchni Ziemi. Kształt i rozmiary spłaszczonej elipsoidy obrotowej będą określone, jeżeli będziemy znali równikowy a i promień biegunowy b. Zamiast tych dwóch wielkości kształt i rozmiary elipsoidy określamy najczęściej przez promień równikowy a i spłaszczenie a określone ze wzoru: a = a – b / b

Znajomość masy Ziemi ma podstawowe znaczenie w astronomii, bo jeżeli potrafimy ją wyrazić w zwykłych jednostkach masy to przez poznanie stosunku mas ciał niebieskich do masy Ziemi również i te pierwsze będziemy mogli wyrazić w tych samych jednostkach. W zasadzie masę Ziemi wyznaczamy z prawa ciążenia powszechnego przez porównanie siły przyciągania między dwiema znanymi masami z siłą przyciągania wywieraną na nie przez Ziemię. Siły, którymi są przyciągane ciała na powierzchni Ziemi, noszą nazwę ich ciężarów. Masa Ziemi wynosi około 5,975 * 10 do 24 potęgi kg.

W roku 1888 Kustner wykrył, że szerokości geograficzne ulegają drobnym zmianom tego rodzaju, że gdy w jakimś punkcie stałym na Ziemi szerokość ulega zwiększeniu, to w punkcie odległym o 180st w tym samym równoleżniku, jest o tyle zmniejszona. Zmiany te można wytłumaczyć tylko zmianami położeń biegunów na powierzchni Ziemi. Inaczej mówiąc, oś ziemska nie zachowuje stałego położenia względem Ziemi, która w stosunku do tej osi z lekka się kołysze. W celu dokładniejszego poznania wahań biegunów zorganizowano w roku 1899 w drodze współpracy międzynarodowej systematyczne obserwacje zmian szerokości geograficznej. Postanowiono szerokość geograficzną wyznaczyć metodą Talcotta na równoleżniku =39st8″ w sześciu stacjach szerokościowych założonych dla tego rodzaju obserwacji. Obserwacje takie są nadal wykonywane.

Z wieloletnich obserwacji wynika, że szerokość geograficzna którejkolwiek z tych stacji obserwacyjnych zmienia się nie więcej niż o 0″,7, co odpowiada przesunięciu bieguna na Ziemi nie więcej niż o 20m, łuk bowiem koła wielkiego na Ziemi o odległości 1″ równy jest około 30m. Badania zmian szerokości geograficznej prowadzone są na rozległą skalę w Rosji, gdzie czynione są systematyczne obserwacje tych zmian. W Polsce tego rodzaju badania prowadzone są w Stacji Szerokościowej Polskiej Akademii Nauk w Borowcu pod Poznaniem. Choć zmiany położenia bieguna Ziemi wydają się na pozór nieregularne, jednak dają się one rozłożyć z grubsza na dwie składowe: jedną z okresem około 14 miesięcy po kole o promieniu około 4m, drugą – z okresem rocznym po wąskiej elipsie z osią wielką około 8m. Pierwsza z tych składowych była już przewidziana przez Eulera w teorii ciał sztywnych obracających się dokoła osi. Gdyby Ziemia była ciałem doskonale sztywnym, to okres zmian położenia bieguna na jej powierzchni powinien wynosić 10 miesięcy. Różnica między zaobserwowanym okresem 14 – miesięcznym i teoretycznym 10 – miesięcznym spowodowana jest elastycznością Ziemi. Ruch po wąskiej elipsie z okresem rocznym wynika z przesunięć mas powietrznych i zmian pokrywy śnieżnej w ciągu roku. Na skutek zmian w położeniach bieguna ulegają zmianom nie tylko szerokości geograficzne punktów na powierzchni Ziemi, ale zmieniają się nieco południki, czyli drobnym wahaniom ulegają również długości geograficzne, co należy brać pod uwagę przy dokładnym wyznaczaniu czasu z obserwacji astronomicznych.

Wnętrze Ziemi jest dostępne do bezpośrednich badań za pomocą wierceń zaledwie na głębokość niespełna 8km, co stanowi około 0,0012 promienia Ziemi, jednakże z rozchodzenia się fal sejsmicznych przy trzęsieniach Ziemi możemy wysunąć pewne wnioski o jej budowie wewnętrznej. Na podstawie tego rodzaju badań okazało się, że Ziemia składa się w zasadzie z warstw koncentrycznych, na granicy których występują skokowo zmiany właściwości fizycznych. Tak więc rozróżniamy w Ziemi 4 główne warstwy. Najbardziej zewnętrzną stanowi tzw. skorupa ziemska grubości około 33km. Jest ona dostępna do bezpośrednich badań, w niej odbywają się przemiany geologiczne, jak np. powstawanie gór.

Górne części skorupy ziemskiej składają się głównie ze skał granitowych, pod którymi znajduje się warstwa bazaltowa. Gęstość tych skał wynosi od 2,6 do 3,0 g/cm3. Pod skorupą rozciąga się płaszcz grubości około 2900km i obejmujący ponad 80% objętości globu ziemskiego, stanowiąc blisko 70% masy całej Ziemi. Prawdopodobnie jest on utworzony głównie z krzemianów, takich jak np. oliwin, których gęstość jest rzędu 3 do 6 g/cm3. Płaszcz jest w stanie stałym, natomiast położone pod nim jądro wykazuje przy badaniach rozchodzenia się fal sejsmicznych właściwości cieczy. Gęstość jądra na głębokości od 2900 do 5000km, a więc do odległości około 1400km do środka Ziemi, jest rzędu od 10 do 14 g/cm3. Możliwe, że warstwa ta składa się głównie z metali, np. z żelaza w stanie ciekłym. Badania sejsmiczne wykazują na istnienie jeszcze wewnętrznego jądra, stanowiącego kulę o promieniu blisko 1400km, gdzie materia ma gęstość średnią około 17g/cm3. O budowie tego wnętrza wiadomo bardzo mało. Z wnętrzem Ziemi związane jest pole magnetyczne, którego bieguny znajdują się w dość znacznych odległościach od biegunów ruchu obrotowego, oś więc magnetyczna tworzy z osią obrotu Ziemi kąt 11st.
Wzdłuż linii pola magnetycznego Ziemi ustawia się igła magnetyczna. Natężenie tego pola zmienia się od 0,31 gausa na równiku ziemskim do 0,63 gausa na biegunie magnetycznym. Igła magnetyczna na skutek tego, że oś magnetyzmu ziemskiego stanowi dość znaczny kąt z osią obrotu Ziemi, nie wskazuje na północ geograficzną, lecz na magnetyczną. Kąt, jaki tworzy kierunek igły magnetycznej z południkiem, nosi nazwę deklinacji magnetycznej. Kąt ten ulega powolnym zmianom.

Stała i ciekła powierzchnia Ziemi otoczona jest powłoką gazową, noszącą nazwę atmosfery ziemskiej. Znajomość jej właściwości ma olbrzymie znaczenie dla badań, ponieważ przez atmosferę przechodzi mierzone przez nas promieniowanie, jakie dochodzi do Ziemi od ciał niebieskich. Atmosfera wpływa dwojako na przechodzące przez nią światło. Atmosfera wywiera ciśnienie wynoszące blisko 1 000 000 dyn na cm2. Ponieważ masa blisko jednego miligrama gazu wywiera ciśnienie 1 dyny na cm2 na powierzchni Ziemi, więc łatwo obliczyć, że nad każdym cm2 znajduje się słup powietrza o masie około 1kg. Mnożąc tę masę przez powierzchnię Ziemi, otrzymujemy na całkowitą masę atmosfery ziemskiej wartość 5 * 10 do potęgi 21g tj. w przybliżeniu jedną milionową ogólnej masy ziemskiej.

Atmosfera ziemska jest mieszanina gazów, z których na azot przypada 78%, na tlen 21% i na argon 1%. W drobnej przymieszce występują takie gazy jak hel i neon. Poza tym w zmiennej ilości w atmosferze jest para wodna i dwutlenek węgla. Dolne piętro, w którym występują prądy wstępujące i opadające, tworzą się chmury i mają miejsce zjawiska określające pogodę, nazywamy ją troposferą. Sięga ona do wysokości 10 – 11km w strefach biegunowych i umiarkowanych Ziemi a w strefie zwrotnikowej do 14 – 17km. Charakterystyczną jej właściwością jest szybki spadek temperatury wraz z wysokością. Zjawiskami zachodzącymi w troposferze zajmuje się meteorologia. Nad troposferą do wysokości nieco ponad 30km rozciąga się warstwa zwana stratosferą, o stałej temperaturze około -55st. W warstwie tej brak jest prądów konwekcyjnych wstępujących i zstępujących. Stan fizyczny jej prądów może być z pomiarów wykonywanych z balonów, które mogą się wznosić na wysokość do 30km. Powstają w niej cząsteczki ozonu który osiąga największą gęstość na wysokości 20 – 30km. Ozon pochłania w zupełności promieniowanie krótsze od 3000A, co stanowi granicę od strony fal krótkich dla obserwacji z powierzchni Ziemi. Nad stratosferą do wysokości około 80km rozciąga się tzw. mezosfera, w której temperatura początkowo wzrasta do +80stC na wysokości 60km, potem spada do około -65stC na wysokości około 80km. Badania tej warstwy są przeprowadzane głównie za pomocą rakiet.

Wyżej rozciągają się warstwy zjonizowane, przewodzące elektryczność i noszące nazwę jonosfery. Były one odkryte jeszcze na początku XX stulecia podczas badań rozchodzenia się fal radiowych. Odbijają one bowiem fale o określonych długościach, umożliwiając ich odbiór na dużych odległościach na powierzchni Ziemi. Jonosfera rozpada się na kilka obszarów oznaczonych literami. Wyraźnej górnej granicy ona nie ma, przyjmujemy na ogół, że sięga do wysokości rzędu 20 000km. Temperatura wzrasta w niej od -65stC na wysokość 80km do +1500stC na wysokości około 400km. Górna jonosfera zwana jest egzosferą i przechodzi stopniowo w gaz międzyplanetarny. Wyraźnej granicy zewnętrznej egzosfera nie ma. Najwyższe warstwy atmosfery ziemskiej poznajemy z obserwacji świecenia nocnego nieba oraz z pojawień się zórz polarnych. Na ich podstawie wnioskujemy, że egzosfera ma temperaturę rzędu +1500stC. Wiele informacji o budowie jonosfery i egzosfery dostarczają badania prowadzone za pomocą aparatury umieszczanej na sztucznych satelitach Ziemi.

Gdyby orbita Ziemi była kołem, to odległość Ziemi od Słońca byłaby niezmienna w ciągu roku, a Ziemia poruszałaby się dokoła Słońca ze stałą prędkością kątową, co sprawiałoby, że Słońce w swym ruchu rocznym na sferze niebieskiej, będącym odzwierciedleniem ruchu Ziemi, poruszałoby się po ekliptyce również ze stałą prędkością kątową. Tymczasem wiemy z obserwacji, że ruch Słońca na niebie jest niejednostajny, z czego wnioskujemy, że orbita Ziemi nie jest kołem. O kształcie orbity Ziemi można było się przekonać np. mierząc średnicę kątową Słońca w ciągu roku. Średnica ta jest odwrotnie proporcjonalna do odległości, wtedy więc, gdy Słońce ma najmniejszą średnicę kątową., jest ono w odległości największej, gdy ma średnicę największą, jest najbliżej. Gdybyśmy dla wielu dat w roku znali wartości średnic kątowych Słońca i odpowiadające im jego długości ekliptyczne, moglibyśmy poznać kształt orbity Ziemi.

W tym celu należałoby na wykresie umieścić Słońce na początku układu współrzędnych biegunowych, za promienie wodzące należałoby przyjąć liczby odwrotnie proporcjonalne do średnic kątowych Słońca, jako anomalie zaś, czyli kąty w układzie współrzędnych biegunowych, długości heliocentryczne Ziemi, a więc długości ekliptyczne Słońca powiększone lub zmniejszone o 180st. Po połączeniu linią ciągłą położeń Ziemi na wykresie stwierdzimy, że promienie te leżą na elipsie, której jedno z ognisk zajmuje Słońce. Mimośród tej elipsy wynosi 1/60. Prostą łączącą ognisko, w którym leży Słońce, z punktem na obwodzie elipsy nazywamy promieniem wodzącym. Przedstawiony sposób wyznaczania orbity Ziemi ma oczywiście znaczenie dydaktyczne, w praktyce bowiem kształt orbity Ziemi wyznaczamy z dość złożonych obliczeń związanych z ruchem Ziemi dokoła Słońca. Nierówność pór roku wykrył już Hipparch w II w p.n.e. stwierdzając, że od chwili równonocy wiosennej do równonocy jesiennej upływa 186 dni, od równonocy jesiennej zaś do wiosennej tylko 179 dni. Obecnie wiadomo, że planety wokół Słońca poruszają się po torach eliptycznych a Słońce znajduje się w jednym z ognisk tej elipsy. Jest to pierwsze prawo Keplera o ruchach planet.

Dla poznania skali czasowej rozwoju planet jest sprawą bardzo istotną zdobycie informacji, jak długi może być wiek Ziemi. Nie wiemy, w jakiej pierwotnej postaci powstała Ziemia i dlatego jej wiek oceniać będziemy od epoki utworzenia się skorupy ziemskiej. Przez wiek przeto Ziemi zrozumiemy przeważnie wiek skał w skorupie ziemskiej. Pierwsze próby naukowego oceniania wieku Ziemi były przeprowadzone przez E.Halleya na początku XVIII wieku. Zaproponował on mianowicie wiek ten obliczać na podstawie zasolenia oceanów, zakładając, że sole zawarte w oceanie zostały przyniesione przez rzeki z lądów.

Znając ilość soli przynoszonej corocznie przez rzeki do morza i znając jej zawartość w oceanach obliczamy, ile lat trwa zasilanie wody morskiej w sól. Zakładamy tu oczywiście, że przyrost ilości soli odbywał się przez cały czas z jednostajną szybkością. Wiemy np. że zwykłej soli kuchennej NaCl w oceanach i osadach morskich jest 1,5 * 10 do potęgi 16 ton, a rzeki znoszą corocznie 6 * 10 do potęgi 7. Dzieląc pierwszą liczbę przez drugą znajdujemy, że wiek Ziemi należy obliczać na 250 milionów lat. Nie wiemy, z jaką prędkością przebiegał przyrost soli w epokach geologicznych i czy sól może być uważana tylko jako pochodząca z rzek, z tego też powodu ocena wieku Ziemi na podstawie wyżej podanej hipotezy jest bardzo niepewna. Najdokładniejsze wyniki dają badania rozpadu pierwiastków promieniotwórczych, w szczególności procesy promieniotwórcze, które prowadzą do powstania ołowiu w wyniku rozpadu uranu. Na skutek spontanicznego rozpadu każdy atom izotopu uranu o masie atomowej 238 wyzwala w długiej i dość złożonej serii rozpadu osiem cząstek alfa, czyli jąder helu o masie atomowej 4, wskutek czego w ostatecznym wyniku powstaje ołów o masie atomowej 206.

Jeżeli w rudach zawierających uran poznamy stosunek ilości 206Pb do ilości 238U, to przy znanych wartościach czasu połowicznego rozpadu pierwiastków promieniotwórczych można obliczyć, w ciągu jakiego czasu dana ilość ołowiu powstała z uranu. Tego rodzaju badania można przeprowadzać również i w odniesieniu do innych pierwiastków promieniotwórczych. Prowadzą one do wniosku, że wiek skał ziemskich wynosi co najmniej 3 miliardy lat i przypuszczalnie nie więcej niż 5 miliardów lat. Najczęściej przyjmuje się, że wiek Ziemi wynosi około 4,5 miliarda lat.

DANE LICZBOWE

Masa (1024 kg)5,9736Objętość (1010 km3)108,321
Promień na równiku(km)6378Promień polarny(km)6356
Volumetric mean radius (km)6371Promień jądra(km)3485
Ellipticity0,0034Średnia gęstość (kg/m3)5520
Grawitacja(m/s2)9,78Prędkość ucieczki(km/s)11,186
GM (x 106 km3/s2)0,3986Albedo0,385
Albedo optyczne0,367Widoma wielkość gwiazdowa V(1,0)-3,86
Stała słoneczna (W/m2)1380Temperatura ciała (K)247,3
Zakres topografii (km)20Moment bezwładności (I/MR2)0,3308
J2 (x 10-6)1082,63Naturalne satelity1

PARAMETRY ORBITY

Wielka półoś orbity (106 km)149,6Długość roku (dni)365,256
Długość roku na zwrotniku (dni)365,242Min. odległość od Słońca (106 km)147,1
Max. odległość od Słońca (106 km)152,1Średnia prędkość orbitalna (km/s)29,79
Odchylenie orbity (stopnie)0,00Mimośród orbity0,0167
Czas obrotu wokół osi (godz)23,9345Nachylenie równika do orbity (stopnie)23,45

ELEMENTY ORBITY

Wielka półoś orbity (AU): 1,00000011
Orbital eccentricity: 0,01671022
Orbital inclination (stopnie): 0,00005
Długość węzła wstępującego (stopnie): -11,26064

ATMOSFERA

Ciśnienie: 1014 mb
Gęstość przy powierzchni: 1,217 kg/m3
Wysokość skali: 8,5 km
Średnia temperatura: 288 K
Amplituda temperatur: 283 K do 293 K
Szybkości wiatrów: 0 to 100 m/s
Średnia masa molowa: 28,97 g/mol
Skład atmosfery (procentowa, suchego powietrza):
Głównie: 78,084% Azot (N2), 20,946% Tlen (O2) Woda – ok. 1%
Mniej (ppm): Argon (Ar) – 9340; Dwutlenek węgla (CO2)- 350
Neon (Ne) – 18,18; Hel (He) – 5,24; CH4 – 1,7
Krypton (Kr) – 1,14; Wodór (H2) -0,55

MARS

Mars krąży w odległości około 228 mln km od Słońca. Wykonuje całkowity obieg wokół Słońca w ciągu 687 dni, a obrót wokół własnej osi zajmuje mu 24 godziny i 37 minut. Średnica Marsa wynosi 6800 km, czyli nieco więcej niż połowa średnicy ziemskiej. Ze względu na niewielką siłę przyciągania (jedna trzecia przyciągania ziemskiego) Mars zdołał utrzymać zaledwie cienką warstwę atmosfery. Składa się ona w 95,3% z dwutlenku węgla, w 2,7% z azotu, w 1,6% z argonu; zawiera również śladowe ilości tlenu. Mars, krążący dalej od Słońca niż Ziemia jest planetą chłodniejszą; temperatura przy jego powierzchni obniża się często do -120st C, nigdy zaś nie przewyższa +35st C.

Na Marsie podobnie jak na Wenus, zachowały się ślady ożywionej działalności wulkanicznej; istnieją tam największe w Układzie Słonecznym wulkany (już wygasłe), wznoszące się na wysokość przeszło 20 km. Skalista i pustynna powierzchnia planety ma piękny czerwony odcień, gdyż skały marsjańskie zawierają tlenek żelaza, zabarwiający je niczym rdza. Niekiedy zrywają się tam potężne wichury unoszące chmury pyłu. Wokół Marsa krążą dwa miniaturowe księżyce: Phobos i Deimos. Kilkumiesięczne okresy dobrej widoczności Marsa powtarzają się co dwa lata (ściślej co 26 miesięcy), kiedy planeta znajduje się po przeciwnej względem Ziemi stronie Słońca – w opozycji. Nie wszystkie opozycje jednakowo sprzyjają obserwacjom Marsa. Jego orbita jest znacznie bardziej wydłużona, niż orbita ziemska, a co za tym idzie – mamy do czynienia z dużymi różnicami jasności obserwowanej planety podczas opozycji następujących w pobliżu aphelium (gdy Mars znajduje się najdalej od Słońca) i peryhelium (gdy Mars jest najbliżej Słońca). Najbardziej korzystne opozycje nazywa się wielkimi opozycjami Marsa. Może on wtedy przybliżyć się do Ziemi na odległość 56 milionów kilometrów, podczas gdy w czasie najbardziej niekorzystnych opozycji jego odległość od Ziemi przekracza 100 mln km. W sprzyjających warunkach tarcza Marsa wygląda bardzo niezwykle, której 24 godzinna rotacja umożliwia ciągłe obserwacje znanych tworów. W przeciwieństwie do Jowisza są to głównie szczegóły powierzchni planety, nie zaś istniejące w jej atmosferze, stąd ich zmiany w czasie są niewielkie. Obserwacje zaskakują ogromnym bogactwem i zróżnicowaniem struktur powierzchni planety. W dowolnej opozycji, nawet za pomocą teleskopu o średnicy 5 cm, bez trudu można dostrzec czapy polarne. Jednak do obserwacji innych szczegółów np. najtrudniej dostrzegalne kratery niezbędny jest instrument o średnicy co najmniej 15 cm. Z nocy na noc obraz zmienia się niewiele, ponieważ okres obrotu Marsa jest zaledwie o 40 min dłuższy od okresu obrotu Ziemi. Istotne różnice można dostrzec po mniej więcej tygodniu, kiedy tarcza planety obróci się względem Ziemi o około 5 godzin na wschód. Szczegóły obserwowane na tarczy planety mogą podlegać zmianom trzech rodzajów: długookresowym (wiekowym), sezonowym i atmosferycznym.

Wskutek zmian wiekowych rozbudowane struktury ulegają przeobrażeniom trwającym całe lata, niekiedy powstają nowe twory, które potem znikają. Zmiany sezonowe przejawiają się w wahaniach wielkości i kształtu czap polarnych, kolorów i kontrastów rozmaitych tworów topograficznych. Pory roku na Marsie różnią się istotnie od ziemskich, gdyż trwają znacznie dłużej, ponadto wiosna i lato na tamtejszej północnej półkuli są dłuższe niż jesień i zima. Wynika to z odmiennej charakterystyki orbity Marsa, który obiega Słońce po silnie wydłużonej orbicie w czasie 687 dni. Nachylenie równika do płaszczyzny orbity wynosi 25o, niewiele więc różni się od nachylenia równika ziemskiego. Zmiany atmosferyczne ujawniają się w postaci rozległych żółtych chmur powstających w czasie burz pyłowych, białych i niebieskich chmur oraz porannych mgieł i przymrozków. Choć niewielu osobom udaje się zaobserwować księżyce Marsa, w istocie nie są one bardzo słabe. Jasność Phobosa sięga 12m. Deimos jest o mniej więcej jedną wielkość gwiazdową słabszy, jednak łatwiej go dostrzec bowiem zwykle znajduje się dalej od planety. Powodem, dla którego tak trudno upolować księżyce Marsa, jest to, że zwykle nikną w blasku bardzo przecież jasnej planety. Trzeba więc zadbać o to, aby Mars nie znajdował się w polu widzenia teleskopu. Światło planety można również zablokować umieszczając w ognisku teleskopu sztuczną przesłonę.

DANE LICZBOWE

DaneMarsZiemiaPorównanie z Ziemiš
Masa (1024 kg)0,64195,97360,107
Objętość (1010 km3)16,318108,3210,151
Promień polarny(km)337563560,531
Volumetric mean radius (km)339063710,532
Promień jądra(km)170034850,488
Średnia gęstość (kg/m3)393355200,713
Ellipticity0,00650,00341,912
Grawitacja(m/s2)3,699,780,377
Prędkość ucieczki(km/s)5,0311,1860,450
GM (x 106 km3/s2)0,042830,39860,107
Albedo*0,160,3850,416
Albedo optyczne0,1500,3670,409
Widoma wielkość gwiazdowa V(1,0)-1,52-3,86-
Stała słoneczna (W/m2)59513800,431
Temperatura ciała (K)216,6247,30,875
Zakres topografii (km)30201,500
Moment bezwładności (I/MR2)0,3660,33081,106
J2 (x 10-6)1960,451082,631,811

PARAMETRY ORBITY

DaneMarsZiemiaPorównanie z Ziemiš
Wielka półoś orbity (106 km)227,9149,61,524
Długość roku (dni)686,980365,2561,881
Długość roku na zwrotniku (dni)686,973365,2421,881
Min. odległość od Słońca (106 km)206,6147,11,404
Max. odległość od Słońca (106 km)249,2152,11,638
Synodyczny okres obiegu779,94–
Średnia prędkość orbitalna (km/s)24,1329,790,810
Odchylenie orbity (stopnie)1,850,00-
Mimośród orbity0,09340,01675,593
Czas obrotu wokół osi (godz)24,622923,93451,029
Nachylenie równika do orbity (stopnie)25,1923,451,074

OBSERWACJE

Odkrywca: Nieznany
Data odkrycia: Prehistoria
Widoma średnica (kątowa) obserwowana z Ziemi: Maximum ( w sekundach łuku) 25,7
Widoma średnica (kątowa) obserwowana z Ziemi: Minimum ( w sekundach łuku) 3,5
Odległość od Ziemi: Minimum (106 km) 54,5
Odległość od Ziemi: Maximum (106 km) 401,3
Widoma wielkość gwiazdowa w pobliżu opozycji: -2,0

Wielka półoś orbity (AU): 1,52366231
Orbital eccentricity: 0,09341233
Orbital inclination (stopnie): 1,85061
Długość węzła wstępującego (stopnie): 49,57854
Longitude of Min. odległość od Słońca (stopnie): 336,04084
Mean Longitude (stopnie): 355,45332

ATMOSFERA

Ciśnienie: ~6,1 mb (zmienne) [6,9 mb do 9 mb (Viking 1)]
Gęstość przy powierzchni: ~0,020 kg/m3
Wysokość skali: 11,1 km
Średnia temperatura: ~210 K
Amplituda temperatur: 184 K do 242 K (Viking 1)
Szybkości wiatrów: 2-7 m/s (lato), 5-10 m/s (jesień), 17-30 m/s (burze piaskowe) (Viking)
Średnia Średnia masa molowa: 43,34 g/mol
Skład atmosfery:
Głównie: Dwutlenek węgla (CO2) – 95,32% ; Azot (N2) – 2,7%
Argon (Ar) – 1,6%; Tlen (O2) – 0,13%; Tlenek węgla (CO) – 0,08%
Mniej (ppm): Woda (H2O) – 210; Tlenek azotu (NO) – 100; Neon (Ne) – 2,5;
HDO – 0,85; Krypton (Kr) – 0,3; Ksenon (Xe) – 0,08

JOWISZ

Jowisz jest największą spośród planet Układu Słonecznego; ma średnicę 11 razy większą od ziemskiej, masą przewyższa Ziemię 318 razy, a objętością 1300 razy. Krąży w odległości 778 mln km od Słońca. Olbrzym ten otoczony jest grubą warstwą atmosfery, złożonej głównie z wodoru i helu, w której unoszą się chmury utworzone z zestalonych lub skroplonych gazów, przede wszystkim metanu i amoniaku. Jowisz obraca się bardzo szybko wokół swej osi (jeden obrót trwa 10 godzin), wskutek czego chmury te rozciągają się równolegle do pasma równika, jak gdyby opasając planetę. Najwyższe chmury wyraźnie świecą, inne natomiast pozostają ciemne. Wśród tych chmur zachodzą bardzo burzliwe procesy; powstają olbrzymie wiry, zmieniające to szybciej to wolniej swoje kształty. Jeden z takich wirów tworzy tzw. Wielką Czerwoną Plamę, która przez długi czas intrygowała astronomów; jest to ogromna trąba powietrzna, cztery razy większa od Ziemi. Górna warstwa chmur jest bardzo zimna (-148oC), ale im dalej w głąb planety, tym bardziej rosną i temperatura i ciśnienie. W samym środku Jowisza temperatura osiąga zapewne 30000oC, a ciśnienie jest 100 mln razy większe od panującego na powierzchni Ziemi.

Znamy 28 księżyców Jowisza. Cztery spośród nich, a mianowicie: Io, Europa, Ganimedes i Callisto, to wielkie globy, porównywalne pod względem rozmiarów z Księżycem ziemskim. Pozostałe księżyce są niewielkie; ich średnice wynoszą zaledwie po kilkadziesiąt kilometrów. Żeby zobaczyć rzeczywiste szczegóły nawet największej planety Układu Słonecznego, potrzeba dobrego refraktora o średnicy przynajmniej 10 cm lub reflektora o średnicy 15 cm. Wygląd tarczy Jowisza zmienia się bardzo szybko, gdyż jeden dzień trwa na nim niecałe 10 godzin, a planeta jest wielokrotnie większa od Ziemi. Jowisz obraca się tak szybko, że jest wyraźnie spłaszczony na biegunach, co można dostrzec nawet za pomocą małego teleskopu. Poszczególne twory na powierzchni przesuwają się w sposób zauważalny w okresach krótszych niż 10 minut. Na tarczy Jowisza obserwuje się szereg ciemnych pasów i oddzielających je ciemnych stref, ułożonych równolegle do równika planety. Ciemne pasy są niekiedy połączone “mostami”, widoczne są też inne, nieregularne twory wewnątrz pasów i stref. Mechanizmy napędzające te wspaniałe zjawiska są niezwykle skomplikowane. Przypuszcza się, że jaśniejsze strefy są obszarami prądów wznoszących, a ciemniejsze pasy – prądów zstępujących w turbulentnej atmosferze Jowisza.

Najbardziej efektownym obiektem na tarczy Jowisza jest niewątpliwie Wielka Czerwona Plama – owalny, czerwonawobrązowy twór widniejący w pobliżu południowego bieguna planety (u góry tarczy widzianej w odwracającym teleskopie, dla obserwatorów na północnej półkuli Ziemi). Jest to olbrzymi cyklon, dorównujący wielkością Ziemi; trwa on już ponad 300 lat. Widoczność Czerwonej Plamy zmienia się dość znacznie, tak więc nie ma gwarancji, że będzie łatwo ją odnaleźć w każdym sezonie. Na początku lat siedemdziesiątych kolory plamy zaczęły blednąć. Obrazy z sondy kosmicznej Voyager ukazywały efektywną czerwień, należy jednak pamiętać, że kolory tych zdjęć zostały sztucznie wzmocnione. Jeśli Czerwona Plama jest słabo widoczna, można poprawić kontrast obrazu, stosując filtry niebieskie albo zielone. Typowy układ pasów i stref na Jowiszu jest następujący: strefa równikowa to jasny, wielobarwny obszar wzdłuż równika planety: biały, pomarańczowy lub żółty, często pokryty ciemniejszymi mostami i wypustkami sąsiednich ciemnych pasów.

Pasy równikowe: północny i południowy, to ciemne pasma otaczające strefę równikową – najbardziej złożone twory na powierzchni Jowisza. Bardziej aktywny jest zazwyczaj pas południowy, składający się z dwóch części podzielonych jaśniejszą południową strefą równikową. Najbardziej interesującym przejawem aktywności w tym obszarze jest potężna burza, występująca w nieregularnych odstępach czasu. Dalej od równika położone są tzw. pasy umiarkowane, znacznie mniej efektowne od obiektów równikowych. I one jednak zawierają sporo szczegółów widocznych przy dobrej pogodzie przez teleskop o średnicy lustra 20 cm lub większej. Północny pas umiarkowany dzieli się niekiedy na dwie części, odseparowane od siebie wąską strefą i połączone licznymi mostami. Południowy pas umiarkowany może czasami powiększać się do rozmiarów przewyższających nawet pasy równikowe, zwykle jest jednak od nich znacznie węższy i nie tak wyraźnie zaznaczony. W rejonie południowego pasma umiarkowanego i przylegającej do niego południowej strefy umiarkowanej pojawiają się czasem białe owalne plamy. Trzy takie plamy powstały tam w 1939 roku i przetrwały aż do dziś. Przy dobrych warunkach atmosferycznych można czasem także wyróżnić obszary biegunowe: północny i południowy, rzadko jednak pojawiają się w nich tak interesujące twory, jak w obszarach położonych bliżej równika.

Dane Liczbowe
DaneJowiszZiemiaPorównanie z Ziemią
Masa (1024 kg)1898,65,9736317,83
Objętość (1010 km3)143128108,321>1321,33
Promień na równiku(km)71492637811,21
Promień polarny(km)66854635610,52
Volumetric mean radius (km)69911637110,97
Liczba znanych księżyców361-
Ellipticity0,06490,003419,09
Średnia gęstość (kg/m3)132655200,240
Grawitacja(m/s2)23,129,782,364
Prędkość ucieczki(km/s)59,511,1865,32
GM (x 106 km3/s2)126,6860,3986317,8
Albedo*0,700,3851,82
Albedo optyczne0,520,3671,42
Widoma wielkość gwiazdowa V(1,0)-9,40-3,86-
Stała słoneczna (W/m2)5113800,037
Temperatura ciała (K)90,6247,30,366
Moment bezwładności (I/MR2)0,2540,33080,768
J2 (x 10-6)14,7361082,6313,611

Parametry Orbity
DaneJowiszZiemiaPorównanie z Ziemią
Wielka półoś orbity (106 km)778,4149,65,203
Długość roku (dni)4.332,589365,25611,862
Długość roku na zwrotniku (dni)4.330,595365,24211,857
Min. odległość od Słońca (106 km)740,6147,15,035
Max. odległość od Słońca (106 km)816,0152,15,365
Synodyczny okres obiegu 398,88–
Średnia prędkość orbitalna (km/s)13,0729,790,439
Odchylenie orbity (stopnie)1,3050,00-
Mimośród orbity0,048390,01672,898
Czas obrotu wokół osi (godz)9,925023,93450,415
Nachylenie równika do orbity (stopnie)3,1223,450,133

OBSERWACJE

Odkrywca: Nieznany
Data odkrycia: Prehistoria
Widoma średnica (kątowa) obserwowana z Ziemi: Maximum ( w sekundach łuku) 59,0
Widoma średnica (kątowa) obserwowana z Ziemi: Minimum ( w sekundach łuku) 29,8
Odległość od Ziemi: Minimum (106 km) 588,5
Odległość od Ziemi: Maximum (106 km) 968,1
Widoma wielkość gwiazdowa w pobliżu opozycji: -2,7

Wielka półoś orbity (AU): 5,20336301
Długość węzła wstępującego (stopnie): 100,55615

ATMOSFERA

Ciśnienie: >>100 barów
Średnia temperatura: ~129 K
Temperatura dla 1 bara: ~165 K
Szybkości wiatrów: do ~150 m/s (<30 stopni szerokości geog.)
Szybkości wiatrów: do ~40 m/s (>30 stopni szerokości geog.)
Wysokość skali: 27 km
Średnia masa molowa: 2,22 g/mol
Skład Atmosfery (niepewne w nawiasach)
Major: Wodór (H2) – 89,8% (2,0%); Hel (He) – 10,2% (2,0%)
Minor (ppm): Metan (CH4) – 3000 (1000); Amoniak (NH3) – 260 (40);
HD – 28 (10); C2H6 – 5,8 (1,5);H2O – ~4 (w zależności od ciśnienia))
Stan stały: Woda i amoniak

SATURN

Jest to drugi z olbrzymów, Saturn, ma średnicę 9,5 razy większą od ziemskiej. Masą przewyższa Ziemię 95 razy, a objętością – 750 razy. Krąży w odległości 1,4 mld km od Słońca. Podobnie jak Jowisz jest gazową kulą, bardzo szybko obracającą się wokół własnej osi (jeden obrót trwa nieco ponad 10 godzin), ma jednak jeszcze mniejszą gęstość, zawiera bowiem więcej wodoru. Saturn mógłby nawet utrzymywać się na wodzie, gdyż jego średnia gęstość wynosi 0,7 g/cm3. W warstwie otaczających go chmur zachodzą nadzwyczaj burzliwe procesy – zdarzają się tam prawdziwe cyklony. Temperatura w górnej warstwie chmur wynosi -180oC. Tak samo jak Jowisz, Saturn ma wewnętrzne źródło ciepła i wysyła w przybliżeniu trzy razy więcej energii, niż jej otrzymuje od Słońca.

Na dzień dzisiejszy znamy 30 księżyców tej planety; jeden z nich to Tytan, olbrzymi księżyc, większy od Merkurego. Niezwykłą osobliwością Saturna jest otaczający go rozległy układ pierścieni, dostrzegalny nawet przez niewielką lornetkę polową. Z Ziemi odkryto tylko sześć pierścieni, ale na zdjęciach przekazanych przez sondy serii Voyager widać, że jest ich tysiące. Tworzą one wokół Saturna w płaszczyźnie jego równika jak gdyby ogromny dysk, którego średnica wynosi około 300 000 km, ale grubość nie przekracza jednego kilometra. W zależności od położenia Saturna względem Ziemi i Słońca dostrzegamy te pierścienie to w mniejszym, to w większym nachyleniu. Gdy ustawią się one do nas krawędzią, stają się tak cienkie, że ich nie widać. Składają się z okruchów zmieszanego z pyłem lodu i krążą wokół planety jak miniaturowe księżyce. Niektórzy sądzą iż są to resztki tworzącego się Saturna, inni – że szczątki księżyców, które krążyły kiedyś zbyt blisko planety i uległy rozerwaniu. Pierścienie Saturna mają oznaczenia literowe: A,B,C itd. Najbardziej na zewnątrz znajduje się pierścień A, pierścień C – wewnętrzny – jest niemal przezroczysty. Nachylone są one pod kątem 27o do płaszczyzny orbity planety. Cienki pierścień, oznaczony literą E, został odkryty w 1966 roku, pierścień F zaobserwowano w 1979, natomiast G – w roku 1980. Ciekawą cech tej planety jest występowanie istotnych różnic w rozmiarach struktur powierzchniowych widocznych po obydwu stronach równika planety. Najbardziej wysunięta na południe część planety jest zdominowana przez pas pyłowy składający się z dwóch części: południowego obszaru biegunowego i szerokiego południowego pasa umiarkowanego. W słabych warunkach atmosferycznych cały ten obszar wygląda jak ciemna plama. Przy dobrej pogodzie widać, że obie struktury rozdziela wąska i jasna południowa strefa umiarkowana, leżąca w pobliżu bieguna. Aby dopełnić obrazu południowej części planety, należy jeszcze wspomnieć o jasnej południowej strefie tropikalnej.

Przesuwając się w kierunku północnym, wyróżniamy obszar równikowy z południowym pasem równikowym, podzielonym bardzo wąską strefą na części północną i południową. Dalej występuje szeroka strefa równikowa, bardzo wąski pas równikowy i północna strefa równikowa. W zależności od aktualnego położenia pierścieni, zazwyczaj jeden z tych obszarów jest przez nie zasłonięty. Podczas obserwacji można więc dojrzeć ciemny cień rzucany przez pierścienie na powierzchnię planety. Ciemny północny pas równikowy również wyraźnie dzieli się na część południową i północną. W miarę przesuwania się na północ stwierdzamy, że obszary jasnych stref są większe i bardziej wyraziste niż na południu, a pasy – węższe. Jasna północna strefa tropikalna i północna strefa umiarkowana są rozdzielone wąskim północnym pasem umiarkowanym. Brązowawy północno-północny pas umiarkowany, wielka biaława północno-północna strefa umiarkowana i północny obszar biegunowy, trochę węższy niż południowy, zamykają listę tworów widocznych na powierzchni Saturna.

Z tego wszystkiego wynika bardzo skomplikowany obraz tarczy wielkiej planety z mnóstwem szczegółów. W istocie, tarcza Saturna jest bardzo urozmaicona, jednak tak naprawdę niewiele z wymienionych tworów można odróżnić podczas amatorskich obserwacji. Dostrzeżemy raczej obraz planety zdominowany przez pierścienie, z kilkoma pasami oraz niewielu innymi subtelnymi szczegółami na tarczy. Mimas, Enkelados, Tethys, Dione, Rea, Tytan, Hyperion, Japetos i Fojbe (Phoebe) – to nazwy dziewięciu dużych księżyców Saturna. Obserwacje księżyców Saturna to coś zupełnie innego niż obserwowanie księżyców Jowisza, widocznych już w niewielkim teleskopie, często w charakterystyczny sposób ustawionych w linii prostej. Księżyce Saturna ustawiają się w jednej linii tylko wtedy, gdy jego pierścienie skierowane są ku nam krawędzią. W innych sytuacjach widoczne są raczej w postaci gromady otaczającej planetę. Do obserwacji Tytana nie jest potrzebny szczególnie wyszukany sprzęt. By dostrzec Reę, potrzeba już teleskopu o średnicy co najmniej 7,5 cm; w sprzyjających warunkach wystarczy on również do wyśledzenia Japetosa. Jeszcze większy teleskop umożliwi obserwacje trzech innych księżyców: Enkeladosa, Tethys i Dione; instrument o średnicy co najmniej 20 cm jest potrzebny do odszukania Hyperiona i Fojbe. Mimasa, satelity, który, z wymienionych księżyców krąży najbliżej planety, właściwie nie sposób wyśledzić. Obserwacje księżyców znacznie ułatwia znajomość ich pozycji, które są podawane w niektórych magazynach astronomicznych.

DANE LICZBOWE

DaneSaturnZiemiaPorównanie z Ziemią
Masa (1024 kg)568,465,973695,162
Objętość (1010 km3)82713108,321763,59
Promień na równiku(km)6026863789,449
Promień polarny(km)5436463568,553
Volumetric mean radius (km)5823263719,140
Ellipticity0,09800,003428,82
Średnia gęstość (kg/m3)68755200,124
Grawitacja(m/s2)8,969,780,916
Prędkość ucieczki(km/s)35,511,1863,172
GM (x 106 km3/s2)37,9310,398695,16
Albedo*0,750,3851,95
Albedo optyczne0,470,3671,28
Widoma wielkość gwiazdowa V(1,0)-8,88-3,86-
Stała słoneczna (W/m2)15,013800,011
Temperatura ciała (K)63,9247,30,258
Moment bezwładności (I/MR2)0,2100,33080,635
J2 (x 10-6)162981082,6315,054

PARAMETRY ORBITY

DaneSaturnZiemiaPorównanie z Ziemią
Wielka półoś orbity (106 km)1426,8149,69,537
Długość roku (dni)10759,22365,25629,457
Długość roku na zwrotniku (dni)10746,94365,24229,424
Min. odległość od Słońca (106 km)1347,6147,19,161
Max. odległość od Słońca (106 km)1506,4152,19,904
Synodyczny okres obiegu 378,09–
Średnia prędkość orbitalna (km/s)9,6629,790,324
Odchylenie orbity (stopnie)2,4840,00-
Mimośród orbity0,054150,01673,243
Czas obrotu wokół osi (godz)10,50023,93450,439
Nachylenie równika do orbity (stopnie)26,7323,451,140

OBSERWACJE

Odkrywca: Nieznany
Data odkrycia: Prehistoria
Widoma średnica (kątowa) obserwowana z Ziemi: Maximum ( w sekundach łuku) 20,1
Widoma średnica (kątowa) obserwowana z Ziemi: Minimum ( w sekundach łuku) 14,5
Odległość od Ziemi: Minimum (106 km) 1195,5
Odległość od Ziemi: Maximum (106 km) 1658,5
Widoma wielkość gwiazdowa w pobliżu opozycji: 0,7

ELEMETY ORBITY

Odkrywca: Nieznany
Wielka półoś orbity (AU): 9,53707032
Długość węzła wstępującego (stopnie): 113,71504

ATMOSFERA

Ciśnienie: >>100 barów
Średnia temperatura: ~97 K
Temperatura dla 1 bara: ~134 K
Gęstość dla 1 bara: ~0,19 kg/m3
Szybkości wiatrów: do ~400 m/s (<30 stopni szerokości geog.)
Szybkości wiatrów: do ~150 m/s (>30 stopni szerokości geog.)
Wysokość skali: 59,5 km
Średnia masa molowa: 2,07 g/mol
Skład Atmosfery (niepewne w nawiasach)
Głównie: Wodór (H2) – 96,3% (2,4%); Hel (He) – 3,25% (2,4%)
Mniej (ppm): CH4 – 4500 (2000); NH3 – 125 (75);
HD – 110 (58); C2H6 – 7 (1,5)

URAN

Urana zauważył przypadkowo przez teleskop w 1781 roku angielski astronom William Herschel i początkowo wziął go za kometę. Średnicą planeta ta przewyższa Ziemię czterokrotnie, masą zaś – piętnastokrotnie. Krąży w odległości 2,8 mld km od Słońca. Uran jest mniejszy, ale gęstszy, od Jowisza oraz Saturna i tak samo jak one otoczony gęstą atmosferą, składającą się głównie z wodoru i helu. Jego atmosfera zawiera jednak również gaz, który nadaje planecie jej piękny niebieski odcień, a mianowicie metan. Uran to prawdziwa lodownia – temperatura spada tam do -200oC. Przypuszcza się, że planeta ta pozbawiona jest płynnego wodoru metalicznego, a jej wielkie skalne jądro spowija gruby płaszcz lodowy. Urana otacza zespół dziesięciu pierścieni ciemnego pyłu, znajdujących się w odległości od 42 000 do 51 000 km od środka planety.
Ma on też piętnaście księżyców; pięć najjaśniejszych dostrzeżono z Ziemi, pozostałe odkryła sonda Voyager 2. Obiegowa opinia, że gołym okiem widać pięć planet, nie jest do końca ścisła. Wszak Uran, osiągający w maksimum blasku jasność 5,5m, może być dostrzeżony przez osoby o szczególnie dobrym wzroku. Przez teleskop z łatwością można go zidentyfikować dzięki charakterystycznej zielonej barwie, a także wyraźnie widocznej tarczy o średnicy 3,5-4”. Niezwykłość Urana polega na tym, że jego oś obrotu leży niemal w płaszczyźnie orbity planety. Stwarza to szansę zaobserwowania ruchu szczegółów powierzchni Urana wokół jego bieguna. Pomogło to przy wyznaczeniu rotacji planety, która wynosi 16,2 godziny. Przy prze4ciętnej światłosile, dającej powiększenie 150-200 razy, można dostrzec tarczę tej gigantycznej planety. Podobnie jak w przypadku większości planet, do obserwacji znacznie użyteczniejszy jest teleskop długoogniskowy o średnicy obiektywu 15-20 cm, niż większy teleskop z krótką ogniskową. Tarcza Urana ma zwykle zielonkawe zabarwienie, rzadko widać na niej jakieś charakterystyczna szczegóły, może być lekko pociemniona przy brzegu. Ślady pasów i jaśniejszych plam występują sporadycznie i nawet prawdziwie wytrawny obserwator, obdarzony sokolim wzrokiem, może dostrzec je tylko wtedy, gdy dysponuje bardzo dobrym sprzętem, przy spokojnej atmosferze. Uran ma pięć księżyców widocznych przez teleskop. Są to (w nawiasach podane są ich jasności w czasie opozycji): Miranda (16,5m), Ariel (14,4m), Umbriel (15,3m), Tytania (14,0m) i Oberon (14,2m). Dysponując teleskopem o średnicy co najmniej 20 cm, udaje się dostrzec dwa najjaśniejsze – Tytanię i Oberona.

DANE LICZBOWE

DaneUranZiemiaPorównanie z Ziemią
Masa (1024 kg)86,835,973614,536
Objętość (1010 km3)6833108,32163,08
Promień na równiku(km)2555963784,007
Promień polarny(km)2497363563,929
Volumetric mean radius (km)2536263713,981
Ellipticity0,0230,00346,76
Średnia gęstość (kg/m3)131855200,239
Grawitacja(m/s2)8,699,780,889
Prędkość ucieczki(km/s)21,311,1861,903
GM (x 106 km3/s2)5,79411,1861,903
Albedo*0,900,3852,338
Albedo optyczne0,510,3671,390
Widoma wielkość gwiazdowa V(1,0)-7,19-3,86-
Stała słoneczna (W/m2)3,7113800,0027
Temperatura ciała (K)35,9247,30,145
Moment bezwładności (I/MR2)0,2250,33080,680
J2 (x 10-6)3343,431082,633,088

PARAMETRY ORBITY

DaneUranZiemiaPorównanie z Ziemią
Wielka półoś orbity (106 km)2871,0149,619,191
Długość roku (dni)30685,4365,25684,011
Długość roku na zwrotniku (dni)30588,740365,24283,749
Min. odległość od Słońca (106 km)2734,0147,118,59
Max. odległość od Słońca (106 km)3005,2152,119,76
Synodyczny okres obiegu 369,66–
Średnia prędkość orbitalna (km/s)6,8229,790,229
Odchylenie orbity (stopnie)0,7700,00-
Mimośród orbity0,047180,01672,825
Czas obrotu wokół osi (godz)17,2423,93450,720
Nachylenie równika do orbity (stopnie)97,8623,454,173

OBSERWACJE

Odkrywca: William Herschel
Data odkrycia: 13 marca 1781
Widoma średnica (kątowa) obserwowana z Ziemi: Maximum ( w sekundach łuku) 4,1
Widoma średnica (kątowa) obserwowana z Ziemi: Minimum ( w sekundach łuku) 3,3
Odległość od Ziemi: Minimum (106 km) 2581,9
Odległość od Ziemi: Maximum (106 km) 3157,3
Widoma wielkość gwiazdowa w pobliżu opozycji: 5,5

ELEMENTY ORBITY

Wielka półoś orbity (AU): 19,19126393
Długość węzła wstępującego (stopnie): 74,22988

ATMOSFERA

Ciśnienie: >>100 barów
Średnia temperatura: ~58 K
Temperatura dla1 bara: ~76 K
Gęstośćr: ~0,42 kg/m3
Szybkości wiatrów: 0-200 m/s
Wysokość skali: 27,7 km
Średnia masa molowa: 2,64 g/mol
Skład atmosfery(niepewne w nawiasach): Główne: Wodór (H2) – 82,5% (3,3%);
Hel (He) – 15,2% (3,3%) Metan (CH4) – ~2,3%
Mniej (ppm): HD – ~148
Stan skupienia: Amoniak – lód, Woda – lód, Metan – lód

NEPTUN

Odkryto go w 1846 roku w miejscu, które uprzednio wyliczył astronom francuski astronom Urban Le Verrier, wskazując, że powinna tam znajdować się planeta, gdyż tylko jej istnienie może wyjaśnić niektóre zakłócenia w ruchu Urana ( niezależnie od Le Verriera, i to rok wcześniej, położenie Neptuna wyliczył angielski astronom John Adams). Neptun okrąża Słonce w średniej odległości 4,5 mld km. Wyglądem, rozmiarami i masą odpowiada Uranowi – jest jakby jego sobowtórem, ma jednak burzliwszą atmosferę; można w niej dostrzec na różnych wysokościach chmury, pędzone przez wiatr z prędkością przekraczającą 1000 km/h. Rzucającym się w oczy tworem jest wielka ciemna plama o rozmiarach Ziemi. Przypomina Wielką Czerwoną Plamę na Jowiszu. Jest to ogromny cyklon, wirujący z prędkością 600 km/h. Na większych wysokościach unoszą się niewielkie, jasne, szybko przesuwające się obłoki, utworzone bez wątpienia z kryształków zestalonego metanu. Ze względu na duże oddalenie od Słońca do Neptuna dociera 900 razy mniej energii słonecznej aniżeli na Ziemię. Stwierdzono jednak, że wysyła on 2,7 razy więcej energii, niż jej otrzymuje. Źródło tego wewnętrznego ciepła nie jest nam znane, ale tylko w ten sposób można wytłumaczyć gwałtowne ruchy w atmosferze planety.

Dzięki sondzie kosmicznej Voyager 2 zdefiniowano wokół Neptuna trzy pierścienie, zanurzone w pyłowym dysku; zewnętrzny wyróżnia się tym, że składa się z wyraźnie

Posted in Uncategorized | Leave a comment

Ostroznie z prądem elektrycznym

Hasło to widzimy praktycznie wszędzie: na słupach wysokiego napięcia, na rozdzielniach prądu elektrycznego, na trakcjach elektrycznych, itd. Nie jeden z nas zastanawiał się, czym spowodowane jest ostrzeganie nas przed zbliżaniem się do tych miejsc. „Czyżby prąd był aż tak niebezpieczny?” – zadawaliśmy sobie to pytanie. No właśnie, czy aby? Odpowiedź na to pytanie brzmi „tak”. Niektórzy przekonali się o tym na własnej skórze, inni w sposób mniej bolesny, jednak wszystko to przyczyniło się do uświadomienia ludzkości o zagrożeniach płynących z bezpośredniego kontaktu z prądem.

Mimo swojej świadomości, wielu ludzi lekceważy tę śmiercionośną siłę. Na ich nieszczęście otacza nas ona ze wszystkich stron i wystarczy drobna nieuwaga, aby stała się tragedia. Niestety dla wielu osób jest to ostatni błąd w życiu. Aż serce mi się kraja, kiedy czytam w gazecie wzmianki o takich tragicznych wypadkach. Jakiś czas temu sięgnęłam do jednej z bardziej popularnych gazet i oto, co tam znalazłam.

DESZCZOWA MOGIŁA

14 października 2001 r. w jednym z wrocławskich parków znaleziono ciała trójki młodych ludzi. Zginęli śmiercią tragiczną rażeni piorunem. Najprawdopodobniej zastali zaskoczeni przez burzę i chroniąc się pod drzewem popełnili chyba najgorszy z możliwych błędów. Mokre drewno jest doskonałym przewodnikiem prądu elektrycznego. Trójka studentów wrocławskiej uczelni nie miała najmniejszych szans na przeżycie.

CZYSTA ELEKTRYCZNOŚĆ

Składamy kondolencje rodzinie Alicji Nowak, tragicznie zmarłej 30 września 2001 roku. Z relacji jej męża wynika, że świętej pamięci pani Alicja, śpiesząc się na imieniny koleżanki, brała kąpiel, jednocześnie układając włosy. Gdy nagle zadzwonił telefon, pani Nowak upuściła lokówko-suszarkę do wody. Niestety mimo prób reanimacji, nie udało się przywrócić jej do życia.

POŻAR NA CICHEJ

Dzisiejszego dnia na ulicy Cichej omal nie doszło do tragedii. Piętnastoletnia Aneta S. została w domu sama. Zajmowała się sprzątaniem. Podczas odkurzania niefortunnie zaczepiła nogą o kabel i wyrwała wtyczkę z gniazdka. W wyniku zwarcia, firanki, a potem inne przedmioty zajęły się ogniem. Gdyby nie szybka reakcja dziewczyny, mogła stać się z tego prawdziwa tragedia.

Te i wiele innych wzmianek o wypadkach spowodowanych naszą nieuwagą znalazłam w tylko jednym egzemplarzu gazety informacyjnej. W całej Polsce jest ich dużo więcej. Są to nie tylko wypadki spowodowane przypadkiem, ale i wywołane przez naszą głupotę. Ile razy się słyszy o wypadkach takich jak ten:

Dwóch chłopców przedostało się przez ogrodzenie do rozdzielni prądu elektrycznego. Dziecięca ciekawość doprowadziła do tragedii. Jeden z chłopców zaczął majsterkować przy jednym z przełączników prądu elektrycznego. Zginą na miejscu rażony prądem. Drugi z chłopców trafił do szpitala z poparzonym w 70% ciałem.

Tego typu tragedie wstrząsają wszystkimi. Dziwię się jednak, że tak niebezpieczne miejsca jak rozdzielnia prądu elektrycznego są tak słabo zabezpieczone. Nasze społeczeństwo powinno zwracać dużo większą uwagę na bezpieczeństwo i tam, gdzie to jest możliwe stosować różne środki zapobiegawcze.

Do niebezpieczeństw związanych z prądem elektrycznym należą nie tylko te stworzone przez samego człowieka, ale również siły natury. Najbardziej widocznym ich przykładem jest piorun. Piorun, to po prostu wyładowanie elektryczne w atmosferze ziemskiej zachodzące wewnątrz chmury burzowej, między chmurami lub między chmurą a powierzchnią Ziemi. Sformułowanie to brzmi całkiem „bezpiecznie”, jednak piorun to wielka energia elektryczna. Przy kontakcie z nim człowiek nie ma najmniejszych szans na przeżycie. Aby nas uchronić przed tym zjawiskiem zamontowuje się w naszych domach tzw. piorunochrony, ostrzega przed wychodzeniem z domu w czasie burzy, itd. Jednak i tak wciąż jest wiele wypadków z udziałem piorunów. Ludzie, którzy znajdą się na dworze podczas burzy popełniają najczęściej największy z możliwych błędów, a mianowicie chowają się pod drzewem. Na ich nieszczęście mokre drewno jest bardzo dobrym przewodnikiem prądu elektrycznego. Przykładem takiego zachowania jest jeden z artykułów zamieszczonych na poprzedniej stronie.

Inne przykłady zagrożeń wynikających z kontaktu ludzi z prądem elektrycznym przedstawia plakat załączony do referatu. Oprócz tych wszystkich przykładów, które wymieniłam jest oczywiście jeszcze dużo więcej innych, jednak mają one podobne przyczyny i skutki. Moją pracę mogę podsumować tylko w jeden sposób:

OSTROŻNIE Z PRĄDEM ELEKTRYCZNYM!!!

Posted in Uncategorized | Leave a comment

Moje życie bez elektryczności

W dzisiejszych czasach, takie wydarzenie, jak parę godzin bez prądu elektrycznego, jest prawie niemożliwe. Jednak zanim napiszę, dlaczego, dobrze by było, abym sformułowała parę zdań na temat historii elektryczności.

A więc elektryczność to ogół zjawisk wynikających z oddziaływań elektromagnetycznych pomiędzy cząstkami mikroświata.
Już starożytni Grecy wiedzieli o istnieniu statycznych ładunków elektrycznych, odnosiło się to jednak wyłącznie do zdolności przyciągania drobnych przedmiotów drewnianych przez potarty bursztyn. W XVI w W. Gilbert wprowadził pojęcie sił elektrycznych (od greckiego słowa elektron, co znaczy bursztyn). W 1729 r. angielski badacz S. Gray podzielił ciała na izolatory i przewodniki, a parę lat później, Beniamin Franklin stwierdził istnienie dwóch rodzajów ładunków elektrycznych: dodatnich (powstają w pocieranym szkle) i ujemnych (powstają w pocieranym ebonicie). Zauważył także, że chmury są naładowane elektrycznością i wynalazł w 1752 r. piorunochron.

Tak przedstawiają się początki elektryczności, a właściwie, to odkrycie jej przez ludzi. I tutaj możemy wrócić do naszego pierwotnego tematu, czyli „Moje życie bez elektryczności”.

Życie takie jest jednak niemożliwe. Niewiele osób wie, że elektryczność ma znacznie większy wpływ na całą materią, niż przyjmuje się w potocznym rozumieniu tego słowa.. Wszystkie procesy chemiczne, a więc i biochemiczne, są w swej istocie procesami określonymi przez oddziaływania elektromagnetyczne pomiędzy cząsteczkami i atomami. Co więcej, oddziaływania elektromagnetyczne określają w decydujący sposób także na budowę samych atomów. Tak, więc bez elektryczności nie mógłby istnieć świat. Ale chyba nie to jest najważniejszym tematem tego referatu.

Tak więc, czy współczesny człowiek mógłby żyć bez prądu elektrycznego? Nie sądzę. Wprawdzie jeszcze 100 lat temu było to dla większości ludzi codziennością, jednak dzisiaj, bez prądu nie zrobi się praktycznie nic. Dam na to parę przykładów. Wyobraźmy sobie, że z niewiadomego powodu wyłączają w całym mieście prąd, wszystkie baterie się wyczerpuję, a sklepy, gdzie można je kupić, zostają pozamykane. I co wtedy robimy? Nudzimy się jak mopsy. Chcemy obejrzeć telewizję – nie możemy; chcemy posłuchać radia – nie możemy. Wszystkie rozrywki dzisiejszej młodzieży są niedostępne. Pozostaje nam tylko wrócić „do korzeni” i zajrzeć do książek, chociaż i to nie jest możliwe, gdy nie mamy odpowiedniego oświetlenia (możemy liczyć tylko na Słońce). Albo przypuśćmy, że nie będziemy mieli już czystych ubrań. Do pralki ich nie wrzucimy, bo przecież pralka bez prądu elektrycznego nie działa, a ręczne nie jest wcale tak łatwo wszystko wyprać. Nawet w tak ekstremalnych warunkach jak obóz harcerski ciężko jest się obejść bez latarki. Tak więc widzimy, że bez elektryczności ciężkie byłoby życie.

Jest jeszcze wiele dowodów na to, że współczesny człowiek (w tym także ja) nie byłby w stanie przystosować się do warunków bez elektryczności. Bez niej nie funkcjonowałyby szpitale, policja i inne placówki odpowiedzialne o nasze zdrowie i bezpieczeństwo, dzień naszej pracy dopasowany byłby do wschodu i zachodu Słońca, a o wieczornych wyjściach nie byłoby mowy. Rozrywkami stałyby się jedynie spotkania, czytanie książek i inne zajęcia sprzed kilku stuleci. Żadnych komputerów, żadnego radia, żadnej telewizji – po prostu horror. Nie istniałyby dyskoteki ani kluby, ludzie znowu spotykaliby się w karczmach, a szkoły – szkoły byłyby znowu tak prymitywne, jak na początku poprzedniego stulecia.

Dopiero teraz, gdy głębiej rozważyłam ten temat, widzę, że całkiem nieświadomie, nawet w najprostszych domowych czynnościach, korzystam z elektryczności. Otacza ona nas ze wszystkich stron. Współczesny człowiek tak się z nią zżył, że teraz życie bez niej byłoby już prawie niemożliwym. I to jest moja odpowiedź na pytanie: „Jak wyobrażam sobie życie bez elektryczności”. Moim zdaniem byłoby ono podobne do tego, które było w średniowieczu lub jeszcze wcześniej.

Posted in Uncategorized | Leave a comment

Mikroskop

Mikroskop, czyli “silny” instrument optyczny do oglądania w powiększeniu małych przedmiotów, został wynaleziony w 1673r. Inni mówią, że mikroskop optyczny wynalazł Holender van Jansen w 1590r. Udoskonalił ten przyrząd Leeuwenhoek, urzędnik z Delft, który biologią zajmował się tylko amatorsko. Szlifował on niezwykle precyzyjnie szklane soczewki w taki sposób, że jego mikroskop powiększał aż 300 razy. Przy takim powiększeniu można już było obserwować mikroorganizmy. W 1683r. Leeuwenhoek opublikował pierwsze rysunki bakterii i pierwotniaków. Te ostatnie nazwał “wymoczkami”, gdyż pochodziły z hodowli uzyskanej z siana zalanego wodą. Pierwsze komórki pod mikroskopem zaobserwował w 1655r. angielski uczony Robert Hooke.
Pierwsze mikroskopy miały tylko jedną soczewkę i nazywane były mikroskopami prostymi. W mikroskopie światło – po przejściu przez pryzmat załamywane jest przez soczewkę obiektywu i trafia do oka obserwatora. Soczewka sprawia, że przedmiot wydaje się większy niż w rzeczywistości. Mikroskop tzw. złożony ma nie jedną, lecz dwie soczewki. Obiektyw wytwarza powiększony obraz przedmiotu, a okular powiększa ten obraz jeszcze bardziej. Prostym przyrządem optycznym jest też lupa, tj. okrągła soczewka z uchwytem.
Mikroskop optyczny, przyrząd optyczny służący do uzyskiwania silnie powiększonych obrazów małych przedmiotów. Zasadniczo zbudowany jest z tubusu zawierającego na swoich końcach okular i obiektyw (oba działające jak soczewki skupiające). Ponadto mikroskop optyczny posiada układ oświetlenia preparatu (kondensor) i stolik preparatowy (czasami wyposażony w mikromanipulator).
Obiektyw mikroskopu optycznego daje rzeczywisty, odwrócony i powiększony obraz przedmiotu, okular pełni rolę lupy, przez którą ogląda się obraz dawany przez obiektyw. Obraz oglądany w okularze jest obrazem pozornym i silnie powiększonym, powiększenie kątowe mikroskopu optycznego wyraża się wzorem: w=(xD)/(fF), gdzie x – długość rury tubusa, D – odległość dobrego widzenia (250 mm), f i F odpowiednio: ogniskowa obiektywu i okularu. Przy znanych oddzielnie powiększeniach okularu i obiektywu powiększenie mikroskopu optycznego jest iloczynem tych powiększeń. W praktyce stosuje się powiększenia od kilkudziesięcio- do ponad tysiąckrotnych.
Najlepsze mikroskopy optyczne pozwalają dostrzegać szczegóły przedmiotu o rozmiarach kilkuset nm. Dalszy wzrost zdolności rozdzielczej jest ograniczony długością fali światła, pewne poprawienie zdolności rozdzielczej można uzyskać konstruując mikroskop optyczny do obserwacji w nadfiolecie (tzw. mikroskopy ultrafioletowe). Jasność obrazu mikroskopu optycznego jest proporcjonalna do rozwartości kąta wiązki wchodzącej do obiektywu (tzw. apertura wejściowa mikroskopu optycznego, imersyjny obiektyw mikroskopu).
W konstrukcji obiektywu pożądane jest też uzyskanie jak najmniejszej ogniskowej, oba te czynniki powodują, że bieg promieni daleki jest od biegu promieni przyosiowych, stąd poważnym problemem przy wykonywaniu obiektywów mikroskopowych jest usunięcie powstających wad optycznych (aberracje układów optycznych). W tym celu jako obiektywy stosuje się skomplikowane, wielosoczewkowe układy optyczne (najprostszy z nich, tzw. obiektyw aplanatyczny Amiciego, posiada 6 soczewek). Jako okular stosuje się układ Huygensa (rzadziej Ramsdena).
Często używane są mikroskopy stereoskopowe, będące układem dwóch prawie równoległych mikroskopów optycznych, lub mikroskopy wyposażone w tzw. binokular (dwuoczny okular). Możliwe jest też stosowanie różnych specjalistycznych nakładek okularowych umożliwiających fotografowanie lub odrysowywanie obserwowanych przedmiotów.
Ze względu na warunki oświetlenia preparatu wyróżnia się kilka metod obserwacji mikroskopowych:
a) metoda obserwacji jasnego pola w świetle przechodzącym (preparaty częściowo pochłaniające światło, np. przezroczyste, ale zabarwione),
b) metoda obserwacji ciemnego pola w świetle przechodzącym (preparaty przezroczyste niebarwione, wykorzystane jest tylko światło rozproszone),
c) metoda obserwacji ciemnego pola w świetle odbitym (preparaty nieprzezroczyste, wykorzystuje się światło rozproszone),
d) metoda kontrastu fazowego (do obserwacji przedmiotów przezroczystych i bezbarwnych, zastosowanie specjalnego układu optycznego ujawnia różnice w drogach optycznych różnych promieni, F. Zernike),
e) metoda interferencyjna (obserwacja interferencji światła przechodzącego przez przezroczysty preparat).
Optyka cząsteczkowa, dział fizyki stosowanej obejmujący ogół reguł i technologii stosowanych do prowadzenia i ogniskowania wiązek cząstek elementarnych, jonów i molekuł. W zależności od rodzaju cząstek będących przedmiotem zainteresowania wyróżnia się optykę: elektronową, jonową, neutronową itp.Optyka cząsteczkowa pozwala m.in. konstruować: akceleratory, mikroskopy nieoptyczne, kineskopy.
Mikroskopy nieoptyczne, przyrządy pozwalające uzyskiwać powiększone obrazy małych przedmiotów, nie wykorzystujące w tym celu fal świetlnych. Zgodnie z teorią mikroskopu (E. Abbe) obraz w mikroskopie (mikroskop optyczny) powstaje na skutek nałożenia się zjawisk dyfrakcyjnych, stąd istnieje fizyczne ograniczenie zdolności rozdzielczej każdego mikroskopu, pozwalające dostrzec szczegóły powierzchni nie mniejsze od położenia użytej do obserwacji długości fali.
Mikroskopy elektronowe Wraz z odkryciem falowej natury cząstek (fale Broglie, dualistyczna natura promieniowania) pojawiły się możliwości skonstruowania przyrządów pozwalających znacznie zwiększyć zdolność rozdzielczą. Pierwszą taką konstrukcją był mikroskop elektronowy prześwietleniowy. Jest to przyrząd, w którym preparat oświetlony jest skolimowanym strumieniem przyspieszonych elektronów. Zjawiska dyfrakcyjne powstające przy oddziaływaniu elektronów z przedmiotem (wykorzystuje się falowe własności wiązki elektronów) przetwarzane są na obraz. Wiązka elektronów ogniskowana jest za pomocą soczewek magnetycznych (odpowiednie elektromagnesy lub magnesy trwałe). Mikroskop elektronowy pozwala uzyskać powiększenia 250 000 razy. Powiększenie sięgające 5 mln razy można uzyskać w podobnych konstrukcjach, przy zastąpieniu elektronów wiązką jonów (mikroskop jonowy), w szczególności jonów wodoru, czyli protonów (mikroskop protonowy). Istnieją mikroskopy rentgenowskie, w których próbka oświetlana jest zogniskowaną wiązką niskoenergetycznego promieniowania rentgenowskiego.
Mikroskopy elektronowe znalazły zastosowanie w różnych dziedzinach nauki i techniki. Zbudowano wiele ich typów, m.in. takie, które pozwalają wizualizować rozkłady pól elektrycznego i magnetycznego na powierzchni ciał stałych w obszarach o wymiarach kilku mikrometrów; zbudowano także mikroskopy jonowe, w których zamiast wiązki elektronów stosuje się wiązkę jonów. Opracowano też wiele specjalnych technik obserwacji za pomocą mikroskopów elektronowych. Współczesna mikroskopia elektronowa pozwala badać budowę wewnętrzną elementów składowych komórki biologicznej i bakterii , pozwala otrzymywać obrazy bakteriofagów i wirusów, dużych molekuł, a nawet ułożenia atomów w sieci krystalicznej.
Mikroskopy skaningowe Innym rodzajem mikroskopu nieoptycznego są mikroskopy skaningowe (rastrowe). W konstrukcjach tych nad próbką przesuwa się sonda skanująca, zależnie od konstrukcji może ona wysyłać wiązkę elektronów (skaningowy mikroskop elektronowy emisyjny),rejestrować prąd płynący pomiędzy sondą a próbką na skutek efektu tunelowego (skaningowy mikroskop tunelowy) lub rejestrować zmiany pola elektrycznego (skaningowy mikroskop polowy). Uzyskane informacje przetwarzane są na obraz. Te konstrukcje mikroskopów pozwalają dostrzec przedmioty rozmiarów pojedynczych atomów. Rozwój technik mikroskopii elektronowej i polowej uhonorowano przyznaniem w 1986 Nagród Nobla (E. Ruska, H. Rohrer, G. Binnig). Pewnego rodzaju mikroskopem nieoptycznym jest każdy akcelerator służący do badań (w zależności od energii przyspieszanych cząstek) struktury jądra (jądro atomowe) lub cząstek elementarnych.

Posted in Uncategorized | Leave a comment

Magnetyzm

Magnes – substancja mająca właściwości
Przyciągające przedmiotów stalowych i żeliwnych.
Bieguny – wyróżnione miejsca na magnesie mające największe właściwości magnetyczne. Do biegunów magnetycznych stosuje się PRAWO COULOMBA. *jednoimienne bieguny odpychają się *różnoimienne przyciągają się. Siła wzajemnego oddziaływania biegunów zależy od : *wielkości magnesu *odległości pomiędzy biegunami
Każdy magnes wytwarza pole które możemy zobrazować za pomocą linii sił tego pola.
Pole magnetyczne- przedstawiamy na rysunku w postaci tzw. Linii pola mag. Przyjeto umowę, że zwrot tych linii wskazuje biegun północny igiełki mag. umieszczonej w tym polu. Na zew. Magnesu linie pola mają zawsze zwrot od bieguna pół (N) do poł (S)
Pole magnetyczne Ziemi ma taki przebieg, jakby w jej wnętrzu znajdował się magnes sztabkowy.
Bieguny magnetyczne Ziemi znajdują się w pobliżu przeciwstawnych biegunów geograf.
Zjawisko magnetyzmu ziemskiego nie jest wystarcza. Wyjaśn. Przypuszcza się, że jego przyczyną są zjawiska fizyczne i chemiczne zachodzące w jądrze Ziemi, oraz na zew, a szczególnie w magnetosferze.
Linie sił pola mag. Przewo. Prostolinio. Z prądem mają kształt współśrodkowych okręgów. Ich zwrot ustala REGUŁA PRAWEJ DŁONI: jeżeli prawą dłonią obejmiemy przewodnik z prądem w taki sposób, że kciuk zwrócony będzie zgodnie z kierunkiem płynącego przez przew. Prądu, to pozostałe cztery zgięte palce wskażą zwrot linii pola mag.
F=B*I*L
B –indukcja magne.- wielkość charakteryzuje pole mag.
Zwrot działania siły elektrodynamicznej możemy wyznaczyć stosując REGUŁĘ LEWEJ DŁONI : jeżeli lewą dłoń ułożymy w polu mag. Tak, aby linie pola zwrócone były prostopadle ku wew. Powierzchni dłoni, a cztery wyprostowane palce wskazywały kierunek płynącego prądu, to odchylony o 90O kciuk wskaże kierunek i zwrot siły działającej na przewodnik
Prąd indukcyjny -Prąd elektryczny powstający w skutek zmian pola mag. w obwodzie, nazywamy . Jest prądem zmiennym. Zmienia się jego kierunek i wartość natężenia prądu.
Indukcja elektromag. – zjawisko powstawania prądu elektrycznego w zmiennym polu mag. ma miejsce w zamkniętym obwodzie np. zwojnicy w której pole mag ulega zmianie. Jeżeli pole mag. wew zwojnicy nie ulega zmianie(jest stałe0- to wówczas prąd indukcyjny w niej nie powstaje.
Kierunek prądu indukcyjnego określa reguła Lenza : kierunek prądu indukcyjnego powstałego w zwojnicy na skutek zmiany pola mag. w jej wnetrzu jest zawsze taki, że pole mag. wytworzone przez ten prąd przeciwdziała przyczynie, która go wywołała.
Prądnica –(generator) jest to urządzenie do wytwarzania prądu elektrycznego.
Budowa : pomiędzy biegunami magnesu (elektromag.) znajduje się przewodnik w kształcie prostokątnej ramki. Jego końce podłączone są do dwóch pierścieni, zwanych komutatorem. Komutatora dotykają szczotki.
Zasada działania: w czasie obrotu ramki przechodzi przez nią zmienny strumień mag. W ramce powstaje prąd indukcyjny, którego natężenie i napięcie zmienia się sinusoidalnie.
Siła elektrodynamiczna :działa na umieszczony w polu mag. przewodnik przez który płynie prąd elektryczny. Siła ta ma najwiekszą wartość, gdy przewodnik ustawiony jest prostopadle do linii pola mag. Gdy przewodnik ustawiony jest równolegle do linii pola mag. to siła elektrodyna. Jest równa zaeu.
Prąd przemienny – Taki prąd, który zmienia kierunek i wartość natężenia i napięcia.
Silnik na prąd stały-: pomiędzy biegunami magnesu (elektromag.) znajduje się przewodnik w kształcie prostokątnej ramki. Jego końce podłączone są do dwóch pierścieni, zwanych komutatorem. Komutatora dotykają szczotki. Podczas obrotu ramki wraz z kumutatorem szczotki są nieruchome.
Transformacja = zmiana, przekształcen
Służy do zmiany napięcia.
Budowa :podst. Eleme. Transformatora jest stalowy rdzeń (ze stali miękkiej) wykonany z oddzielnych blaszek stalowych odizolowanych od siebie. Na rdzeniu nawinięte są dwa solenoidy o różnej liczbie zwojów- pierwotne i wtórne uzwojenie transformatora.
Działanie : Uzwojenie pierwotne łączymy ze źródłem prądu przemiennego. Prąd przemienny wytwarza zmienne pole mag. i w skutek dużej przenikliwości magnetycznej stali, zmienny strumień mag. płynie wzdłuż rdzenia obejmując uzwojenie wtórne. W skutek tego w tm uzwojeniu indukuje się prąd.
I1*U1*t=I2*U2*t / :t
I1*u1 = I2 * U2
U1 = I2
U2 I1
Napięcia w uzwojeniach są odwrotnie propo. Do natężeń prądów w tych uzwojeniach.
U1 = n1
U2 n2
Napięcia w uzwojeniach transformatora są wprost propo. Do liczby zwojów tych uzwojeń.
Odkrycie fal elektrpmag. Zawdzięczamy angielskiemu fizykowi J. Maxwell’owi który sformułował dwa prawa wiążące pole elektr. I mag.
I prawo Maxwella : Zmienne pole elektr. Wytwarza wokół siebie wirowe, również zmienne pole mag.
II prawo Maxwella : Zmienne pole mag. jest przyczyną powstania zmiennego, wirowego pola elektrycznego.
Właściwości : Rozchodzą się w płaszczyznach do siebie prostopadłych ze stałą szybkością, największą w próżni w 300 000 km/s. Rozchodzą się w izolatorach. Ulegają odbiciu od przedmiotów metalowych. Uginaja się na przeszkodach. Interferują ze sobą (nakładają się na siebie).
Widmo fal elektromag. Klasyfikację fal elektromag. Ze względu na długość ich fali
(lambola)
= V -Szybkość rozchodzenia się fali
F – częstotliwość fali
Informacja wiadomość zakomunikowana, która może być przesłana drogą elektroniczną za pomocą sygnałów : *cyfrowych *analogowych
Sygnał analogowy np. dźwięk nie może być przesłany na dalsze odległości, z powodu jego zakłóceń. Sygnał cyfrowy przesyłany jest zazwyczaj za pomocą dwóch stanów, które odpowiadają cyfrom 0 i 1. Ten sposób przekazywania informacji stosuje się np. telefonach.
Innym sposobem przekazywania dźwięku jest radio. Wykorzystuje się tu fale elektromagnetyczne, które niosą odpowiednią energię.

Posted in Uncategorized | Leave a comment

Łączenie oporów

Rozróżniamy dwa łączenia oporów:
a)łączenie szeregowe oporów
b)łączenie równoległe oporów

1. Łączenie szeregowe oporów

Rozważmy obwód przedstawiony na rysunku 1, zawierający trzy opory: R1, R2, R3 połączone szeregowo. Według II prawa Kirchhoffa:

E=I(R1+R2+R3+Rw),

czyli całkowity opór zewnętrzny obwodu

R=R1+R2+R3.

Oczywiście, wzór ten można uogólnić na dowolną liczbę połączonych szeregowo oporników. Opór równoważny przewodników połączony szeregowo (zwany też oporem zastępczym) równa się więc sumie oporów poszczególnych przewodników.

R1 R2 R3

Rw

E

2. Łączenie równoległe oporów

R1

I1
R2
I2
A B
R3
I3

I E

Opory połączone są równolegle, jeśli na ich końcach (A i B) istnieje ta sama różnica potencjałów VA-VB=U. Stosując II prawo Kirchhoffa do zamkniętej części obwodu obejmującej rozgałęzienie o oporach R1 i R2 znajdujemy

R1I1-R2I2=0,

skąd

Analogicznie dla zamkniętej części obwodu zawierającej opory R2 i R3 znajdziemy

Prądy w poszczególnych gałęziach są więc odwrotnie proporcjonalne do oporów tych gałęzi.

Aby wyznaczyć opór R równoważny oporowi n przewodników połączonych równolegle, zastosujemy prawo Ohma kolejno do poszczególnych gałęzi:

……….

Sumując stronami otrzymujemy

Uwzględniając I prawo Kirchhoffa,

I1+I2+I3+…+In=I

i porównując z ogólnym wzorem Ohma,

znajdujemy, że

A zatem odwrotność oporu równoważnego oporowi n przewodników połączonych równolegle równa się sumie odwrotności oporów składowych.
Z otrzymanych zależności dla łączenia szeregowego i równoległego przewodników wynika, że łączenie szeregowe zwiększa opór równoważny (a więc zmniejsza natężenie prądu prze danym napięciu źródła), natomiast łączenie równoległe opór ten zmniejsza. Łatwo sprawdzić, że opór równoważny n jednakowych przewodników o oporze R’ połączonych szeregowo wynosi nR’, a połączonych równolegle R’/n.

Wady i zalety połączeń szeregowych i równoległych

Połączenia szeregowe oporników są bardzo niepraktyczne, gdyż przy awarii jednego opornika w obwodzie przestaje płynąć prąd elektryczny. Przykładem mogą być lampki choinkowe. W przypadku, gdy drucik w jednej żaróweczce się przepali, wszystkie żaróweczki przestają świecić. Inną wadą połączenia szeregowego jest sumowanie się napięć, co może prowadzić do przeciążenia obwodu. Przykładem może tu być całe gospodarstwo domowe. Gdyby wszystkie odbiorniki zostaną podłączone do obwodu w tym samym czasie, może nastąpić jego przeciążenie, czego następstwem jest przerwanie obwodu.
W przeciwieństwie do połączenia szeregowego, połączenie równoległe oporników jest zdecydowanie bardziej praktyczne. Jego zaletą jest to, że napięcia się tutaj nie sumują. Dzięki temu możemy podłączyć do obwodu zdecydowanie więcej odbiorników niż byłoby to możliwe przy połączeniu szeregowym, a jednocześnie nie ryzykujemy przerwania obwodu.

Posted in Uncategorized | Leave a comment