sztuczne satelity ziemi

Żywiołowy rozwój nauki i techniki odkrywa przed ludzkością coraz to nowe horyzonty.
W ciągu tysiącleci dociekliwy umysł człowieka dążył do przeniknięcia w głąb Wszechświata.
W historii ludzkości mamy, wiele naukowych i technicznych wydarzeń. odkrycie podstawowych praw fizycznych przez Kopernika, Galileusza i Newtona znalazło zastosowanie i wykorzystanie w rozwoju techniki XX wieku. Izaak Newton genialny angielski fizyk, matematyk i astronom sformułował Trzy podstawowe zasady dynamiki, które rządzą napędem odrzutowym. Szczególnie trzecia zasada dynamiki, która głosi, że każdemu działaniu towarzyszy równe i przeciwne skierowane działanie, albo inaczej – wzajemne oddziaływanie na siebie dwóch ciał są równe i skierowane w przeciwne strony: akcja równa jest reakcji. Została wykorzystana do budowy rakiet o napędzie odrzutowym. W każdym silniku odrzutowym akcją jest strumień gazów wyrzucanych ze znaczną prędkością przez dyszę, powstaje wówczas reakcja w przeciwnym kierunku, tj. w kierunku, w którym pojazd ma się poruszać. Wyrzucone gazy powodują pojawienie się siły odrzutu lub inaczej – ciągu.
To właśnie rakiety z silnikami odrzutowymi mają możliwość wynoszenia sztucznych satelitów, sond, statków o napędzie rakietowym na orbity okołoziemskie, oraz w przestrzeń kosmiczną.

Wystrzelenie w 1957 roku przez Związek Radziecki pierwszego sztucznego satelity Ziemi, Sputnika 1, było początkiem podboju kosmosu. W ślad za nim stopniowo na orbity okołoziemskie wkraczały coraz to nowe obiekty satelitarne. Dziś prawie w każdym zakątku planety ludzie korzystają z usług świadczonych przez satelity. Obecnie krąży ich w przestworzach niezliczona ilość. Słowo satelita oznacza towarzysza i odnosi się do sztucznych lub naturalnych obiektów krążących wokół innych ciał w przestrzeni kosmicznej.

Na przykład planety są naturalnymi satelitami Słońca, a Księżyc jest naturalnym satelitą Ziemi. Wszystkie inne satelity Ziemi to urządzenia zbudowane przez człowieka i wyniesione w przestrzeń za pomocą rakiet. Ich zastosowania obejmują między innymi zadania militarne, poszukiwanie surowców naturalnych, monitorowanie i prognozowanie pogody, zadania telekomunikacyjne i badanie przestrzeni kosmicznej.

Identycznie jak ma to miejsce w przypadku Księżyca, sztuczne satelity utrzymywane są na swych orbitach dzięki sile grawitacyjnego przyciągania Ziemi. W przestrzeni kosmicznej, gdzie nie występują opory spowodowane tarciem, nie jest potrzebna żadna siła, aby utrzymać je w ruchu. Jednakże wszystkie sztuczne satelity obniżają stopniowo swą trajektorię i zbliżają się do atmosfery. W końcu spalają się, gdy w skutek tarcia o cząsteczki powietrza ich potężna energia kinetyczna zostaje zamieniona w ciepło.
Proces umieszczenia satelity na orbicie jest w swych założeniach prosty, jednakże wymaga olbrzymiej precyzji. Satelity są wynoszone na orbity za pomocą silników rakietowych wielkiej mocy. Początkowo wszystkie wystrzeliwano na rakietach jednorazowych, które pod koniec misji ulegały całkowitemu zniszczeniu. Obecnie duża część satelitów jest wynoszona w kosmos za pomocą amerykańskich promów kosmicznych, które są używane wielokrotnie.

Gdy wystrzelimy pocisk równolegle do powierzchni Ziemi, to siła grawitacji sprawi, że pocisk spadnie. Jeśli zwiększymy prędkość początkową pocisku, to osiągniemy tyle, że spadnie on dalej od punktu wystrzelenia. Ale przy pewnej prędkości, zwanej I prędkością kosmiczną , ciało nigdy nie spadnie na Ziemię. Przy 28000 km h zakrzywienie toru ruchu kuli spowodowane grawitacją ziemską jest równe krzywiźnie naszej planety. Pocisk, mimo że ciągle ,, spada ” , to jednak pozostaje w stałej odległości od powierzchni Ziemi , czyli innymi słowami orbituje wokół niej. Oczywiście ta prędkość wystarcza na orbitowanie tuż nad powierzchnią Ziemi , gdzie na lecący obiekt działa siła oporu powietrza. Przy takiej prędkości spowodowałaby ona natychmiastowe spalenie się pocisku lub jego wyhamowanie
i upadek. Jednakże im większą nadamy pociskowi prędkość, tym wyższą osiągnie on orbitę i w końcu może dotrzeć na taką wysokość, gdzie nie ma już atmosfery.

PRĘDKOŚCI SATELITÓW

Zależność pomiędzy prędkością obiegu a odległością od Ziemi znana była już w XVII w. W swym dziele dotyczącym grawitacji Izaak Newton podał tę zależność w odniesieniu do Księżyca. Dziś przy obliczaniu orbit sztucznych satelitów korzystamy z tego samego prawa. Jeśli na satelitę nie działaby siła grawitacji to miałby on tendencję do lotu ze stałą prędkością po linii prostej. Lecz przyciąganie grawitacyjne zakrzywia ten tor. Im większa jest odległość satelity od Ziemi ( czy też jakiegokolwiek ciała wokoło którego on krąży), tym słabsza siła grawitacji i tym słabiej odkształca ona pierwotny prostoliniowy tor ruchu.

Sputnik 1 poruszał się na orbicie o wysokości ok. 160 km i na jeden obieg potrzebował 96 minut. Księżyc natomiast znajduje się w odległości około 386000 km od Ziemi i okrąża ją w ciągu 28 dni.

ORBITA GEOSTACJONARNA

Niektóre satelity umieszcza się nad równikiem, tak aby krążyły nad Ziemią zgodnie z kierunkiem jej obrotu na wysokości 35900 km. W tych warunkach jeden obieg zajmuje im
24 godz. Ale Ziemia obraca się w identycznym tempie, więc pozostają one zawieszone nad tym samym punktem.
taką orbitę nazywamy orbitą geostacjonarną lub geosynchroniczną , co oznacza, że satelita obraca się synchronicznie do Ziemi. Na takich orbitach krążą satelity telekomunikacyjne, na przykład te, które przekazują programy telewizyjne. Jako że pozycja satelity względem powierzchni Ziemi nie zmienia się odbiorcy potrzebują stosunkowo prostej anteny kierunkowej skierowanej ciągle w ten sam punkt na niebie.

OSIĄGNIĘCIA UZYSKANE ZA POMOCĄ SZTUCZNYCH SATELITÓW

1. Budowa atmosfery
2. Badanie przestrzeni kosmicznej
3. Łączność przez sztuczne satelity
4. Kosmos i pogoda
5. Nawigacja i przy wykorzystaniu sztucznych satelitów
6. Astronomia
7. Geodezja i kosmos
8. Medycyna kosmiczna i biologia

BADANIA NAJBLIŻSZEGO OTOCZENIA NASZEJ PLANETY

Pierwsze sztuczne satelity wyposażone w bogatą aparaturę obserwacyjną i stanowiące skompletowane laboratoria pozwoliły poznać, co dzieje się w górnych warstwach atmosfery
i okołoziemskiej przestrzeni kosmicznej.
Gęstość atmosfery odgrywa decydującą rolę w hamowaniu sztucznych satelitów Ziemi. Nie znając jej dokładnej wartości, nie można obliczyć zmian orbity i czasu życia sztucznego satelity. Dlatego do pomiaru gęstości górnych warstw atmosfery przywiązuje się duże znaczenie. Jedną z najlepszych i pewnych metod określenia gęstości atmosfery jest śledzenie hamowania sztucznych satelitów Ziemi. Hamowanie to uwidacznia się w zmianie kształtu orbity i okresu obrotu satelity wokół Ziemi. Obliczenia gęstości atmosfery na podstawie zmiany kształtu orbity pierwszych radzieckich sztucznych satelitów wykazały, że na wysokości około 200 km gęstość atmosfery jest około 10 razy większa aniżeli przedtem powszechnie przypuszczano. Jeszcze nie tak dawno sądzono, ze w międzyplanetarnej przestrzeni na wysokości dziesięciu tysięcy kilometrów od Ziemi panuje całkowita próżnia. Badania za pomocą sztucznych satelitów całkowicie zmieniły to przypuszczenie. Stwierdzono, że ten obszar przestrzeni jest wypełniony dużą ilością cząsteczek lecących z prędkościami bliskimi prędkości światła. Podróż cząsteczek polegającą na wysyłaniu energii w postaci strumieni cząsteczek lub fal elektromagnetycznych nazywa się promieniowaniem. Obszary gdzie istnieje intensywne promieniowanie tego rodzaju, zostały nazwane pasami promieniowania pierścieniowego. Pasy promieniowania wykazują największą grubość nad równikiem magnetycznym, ulegają stopniowemu zmniejszeniu w kierunku większych szerokości geograficznych. Podczas lotów radzieckich rakiet kosmicznych ujawniono na dużych wysokościach od Ziemi, że poza granicami drugiego pasa promieniowania znajduje się duża ilość cząsteczek o małej energii, które tworzą pas, będący granicznym obszarem między ziemskim polem magnetycznym, a przestrzenią międzyplanetarną. Sztuczne satelity zmieniły również pogląd na budowę jonosfery. Badania potwierdziły warstwową budowę atmosfery. Stwierdzono również, że nad troposferą i stratosferą występują co najmniej trzy dalsze obszary: mezosfera, termosfera i egzosfera. Sztuczne satelity Ziemi umożliwiają badanie bliskiej przestrzeni kosmicznej, a wystrzelenie międzyplanetarnych rakiet daje możność badania dalszych przestrzeni Kosmosu. Rakiet kosmiczne wysłane w kierunku Księżyca, Wenus i Marsa były zaopatrzone w aparaturę badawczą do prowadzenia szerokiego zakresu badań naukowych. Przeprowadzono nie tylko badani promieni kosmicznych, określono także intensywność promieniowania, jego strukturę, wykryto fotony cięższe jądra atomowe oraz zbadano składniki gazowe materii międzyplanetarnej, promieniowanie korpuskularne słońca. Specjalne przyrządy zastosowano do pomiarów energii cząstek meteorów i obliczono prawdopodobieństwo zderzenia się z nimi. Oprócz tego mierzono natężenie pola magnetycznego w pobliżu Ziemi i na bardzo dużych odległościach od niej, wykryto pole magnetyczne Księżyca, sfotografowano odwrotną stronę oraz jego powierzchnię z bliska. przeprowadzono również łagodne lądowanie na Księżycu i otrzymano fotografie panoramy księżycowej. Dłuższe loty statków kosmicznych, sztucznych satelitów Ziemi, loty na Księżyc, założenie laboratorium na Księżycu jeszcze bardziej rozszerzyły zakres naszej wiedzy o wszechświecie. Astronomowie zyskali idealne warunki do obserwacji. Przecież na Księżycu jest niezmiernie rozrzedzona atmosfera, a zatem nie ma rozproszenia promieni świetlnych przez pył i cząstki wody. Na Księżycu jest zawsze ” ładna pogoda”, która daje szerokie możliwości badań w laboratoriach księżycowych, szczególnie astronomicznych. Wreszcie, stacje kosmiczne lub Księżyc mogą być użyte jako baza do wysyłania ekspedycji na dalsze planety.

ŁĄCZNOŚĆ PRZEZ SZTUCZNE SATELITY

Obecnie Kosmos może pomóc w rozwiązywaniu wielu palących problemów ludzkości.
Jedno z pierwszych miejsc zajmuje zastosowanie sztucznych satelitów Ziemi do stworzenia międzynarodowego systemu łączności radiowej i telewizyjnej. Rewelacyjną zmianę przyniosło zastosowanie sztucznych satelitów, od których powierzchni fale ultrakrótkie mogą się odbijać i powracać do stacji naziemnych.
Takim pierwszym sztucznym satelitą umieszczonym na orbicie 12 sierpnia 1960 roku był duży balon amerykański Echo 1, którego powłoka z tworzywa sztucznego była pokryta cienką warstewką aluminium. Wprowadzenie na orbitę tego balonu odbyło się w specjalnym małym cylindrycznym pojemniku. Po osiągnięciu orbity pojemnik otworzył się automatycznie i wyrzucił powłokę balonu. Niewielka ilość mieszaniny ciekłych związków chemicznych, umieszczona wewnątrz powłoki pod wpływem działania ciepła promieni słonecznych przekształciła się w gaz, nadając balonowi kształt kulisty. Taki nieskomplikowany system, nie wymagający kosztownej aparatury, nazwano biernym
( pasywnym). Inny system, nazwany czynnym ( aktywnym), polega na umieszczeniu w satelicie stacji przekaźnikowej. Stacja odbiera sygnały z Ziemi, wzmacnia je i przekazuje w kierunku Ziemi. Takimi satelitami zaopatrzonymi w urządzenia retransmisyjne są satelity: Courier, Mołnia, Realy i Telstar. Zaletą systemu czynnego jest czystość odbioru, jednak wymaga on silnych źródeł zasilania i koszt jego jest bardzo wysoki. Obecnie za pośrednictwem satelity typu Telstar lub Mołnia można wymieniać programy telewizyjne za pomocą wielkich stacji telewizyjnych, które jednak pracują z przerwami.

KOSMOS I POGODA

Naukowe metody przewidywania pogody są obecnie oparte na wynikach obserwacji naziemnych stacji meteorologicznych rozrzuconych nierównomiernie na obu półkulach naszego globu oraz na statystyce i na historii dawnych obserwacji. W tych obserwacjach są pomocne satelity meteorologiczne. Satelity te wyposażone w kamery telewizyjne i czujniki na podczerwień umożliwiają obserwacje obszarów dotychczas nie obserwowanych. Satelita może rejestrować przede wszystkim obszary chmur z dużej wysokości i na dużej powierzchni, ponadto wiele innych danych dotyczących promieniowania podczerwonego i widzialnego. Sputniki radzieckie Kosmos badają górne warstwy atmosfery, a amerykański satelita meteorologiczny Tiros przekazał obraz układów chmur z wysokości 700 km na powierzchni kwadratu o boku 1200 km . Otrzymywane w sposób ciągły zdjęcia pozwalają na trafne przewidywanie burz i huraganów. Stworzenie światowego systemu satelitów meteorologicznych, rozmieszczonych na ustalonych uprzednio orbitach, umożliwiają szybkie otrzymanie ciągłego obrazu pogody na całej kuli ziemskiej. Informacje o wszelkich zjawiskach atmosferycznych, dane o promieniowaniu, wilgotności atmosfery itp. są przekazywane do światowego centrum meteorologicznego, które po przeanalizowaniu i przeliczeniu przekazywane są do krajowych ośrodków meteorologicznych.

NAWIGACJA PRZY WYKORZYSTANIU SZTUCZNYCH SATELITÓW ZIEMI

Dziesiątki tysięcy statków płynie stale po morzach i oceanach, setki samolotów unosi się w powietrzu. Dokładne informacje o położeniu statku powietrznego lub morskiego stają się konieczne dla każdego nawigatora prowadzącego statek. Używając odpowiednich sygnałów i wykorzystując zjawisko dudnienia (zjawisko Dopllera), statki morskie lub powietrzne otrzymują informacje za pomocą satelity telekomunikacyjnej o swoim położeniu o każdej porze dnia i nocy i przy różnych stanach pogody, co zapewni bezpieczeństwo żeglowania.

ASTRONOMIA

Loty kosmiczne wykazują, że coraz bardziej realną staje się możliwość stosowania obserwatoriów astronomicznych krążących wokół Ziemi. Stworzą one dla astronomów doskonałe warunki obserwacji, bowiem usuną zasłonę atmosfery ziemskiej, zakrywającą wiele szczegółów odległych światów. Badania Wszechświata przez człowieka są
ograniczone, ponieważ atmosfera ziemska tamuje lub zniekształca dużą ilość promieniowania kosmicznego (promieniowanie rentgenowskie, podczerwone, nadfioletowe)
docierające do Ziemi. Około 99 % cząsteczek powietrza w atmosferze ziemskiej jest skoncentrowane pomiędzy powierzchnią Ziemi i wysokością ok. 32 km nad poziomem morza. Umieszczając teleskopy i inne urządzenia do obserwacji nieba powyżej tej wysokości,
człowiek będzie mógł obserwować Wszechświat z korzystniejszego punktu, powyżej obszaru mgieł. Obserwatoria tego rodzaju pozwalają człowiekowi poznać charakter i genezę powstania systemu słonecznego, badać własności fizyczne planet naszego układu, poznawać inne gwiazdy i galaktyki. Amerykanie wysyłają na orbity okołoziemskie satelity przeznaczone wyłącznie do obserwacji astronomicznej słońca, oraz satelity serii astronomicznej wyposażone w różnorodną aparaturę obserwacyjną ( teleskopy, spektrometry

i fotometry). Satelity te krążą po okołoziemskich orbitach kołowych na wysokości 480 – 800 kilometrów.

GEODEZJA I KOSMOS

Satelity pomagają w określeniu dokładnych odległości, umiejscowienia i dokładnego kształtu powierzchni lądów i mórz na Ziemi. Zwiększyły również dokładność pomiaru, kształtów
i wymiarów naszej planety, oraz zmiany ziemskiej siły ciężkości. Te informacje przyspieszą opracowanie dokładnych map ogólnoświatowych i dostarczą dodatkowe wiadomości o naszej planecie. Do badań geodezyjnych Amerykanie zastosowali sztuczne satelity, których masa wynosi 450 kg, zawierają one wiele przyrządów pomiarowych.

MEDYCYNA KOSMICZNA I BIOLOGIA

Badania medycyny kosmicznej zapowiadają znaczną pomoc w leczeniu chorób sercowych
i układu krążenia krwi. Przeprowadzono już doświadczenia nad zachowaniem się organizmu ludzkiego w warunkach wielkiego wysiłku, emocji i zmęczenia oraz nad tym jak organizm ludzki może najlepiej znosić samotność przez dłuższy okres czasu. Naukowcy – dietetycy opracowali problem żywienia w Kosmosie. Również biologowie stworzyli własne pracownie do badań nad żywą materią i prawami jej rozwoju w warunkach kosmicznych.

Do wszechstronnego poznania Kosmosu potrzebne są nowe zdobycze prawie w każdej gałęzi techniki oraz szczegółowa współpraca z podstawowymi naukami: fizyką, chemią i matematyką. Obecnie nowoczesne satelity są używane do badania pogody, fotografowania powierzchni Ziemi, przekazywania programów radiowych i telewizyjnych i umożliwienia do 30 000 połączeń telefonicznych na raz. Energia słoneczna i komputery pozwalają satelicie
zająć odpowiednią pozycję nad wybranym miejscem na Ziemi.

Prawa dynamiki Newtona dały Fizyce podstawę dalszego szybkiego rozwoju. Aż do początków XX wieku prawa te nie zostały zakwestionowane, a i dziś są uznawane za prawdziwe w odpowiedniej skali zjawisk.

Posted in Uncategorized | Leave a comment

Trzy najważniejsze teorie Newtona

Zestaw trzech zasad dynamiki, podany przez angielskiego fizyka Izaaka Newtona był odkryciem o niezwykłym znaczeniu dla rozwoju całej ludzkości. Właściwie trudno jest znaleźć jakikolwiek inny wynalazek, teorię, wydarzenie o porównywalnym znaczeniu. Dzięki tym prostym trzem zasadom powstała niemal cała klasyczna mechanika i technika – a w konsekwencji cały wspaniały świat w jakim żyjemy aktualnie. Bo właśnie dzięki nim większość zjawisk z obserwowanego wokół nas świata stało się wreszcie zrozumiała. Zasady dynamiki są trzy, jednak trudno mówić o nich oddzielnie. Żadna z nich nie ma sensu, gdyby ją rozpatrywać osobno. To, że zostały tak „ponumerowane” wcale nie oznacza, że powinno się ich uczyć po kolei. W rzeczywistości I i II zasada są pewną całością i powinny być rozpatrywane razem, a III zasada jest pewnym dodatkiem, który ukazuje głębszy sens pojęcia siły oraz daje wskazówki jak stosować II zasadę w większości sytuacji. Zasady dynamiki posługują się pojęciem siły. Pojęcie to jest kluczem do wszystkich trzech zasad. Lub inaczej – można by powiedzieć, że zastosowanie tego pojęcia jest osią wokół której kręci się cała konstrukcja. Trudna konstrukcja. Bo pełne zrozumienie zasad dynamiki Newtona jest naprawdę trudne. Ktoś, komu się to uda w pełni może uważać się za osobę o dużej inteligencji i wyobraźni. Zasady dynamiki zostały podane po raz pierwszy w największym dziele Izaaka Newtona – słynnym Philosophiae naturalis principia mathematica (“Matematyczne podstawy filozofii przyrody”) opublikowanym w roku 1687. Dzięki sformułowaniu owych 3 zasad powstała nowoczesna fizyka. Nagle okazało się, że prawie wszystko co nas otacza daje się sprowadzić do pewnych uniwersalnych praw, daje się zrozumieć. Bez przesady można powiedzieć, że Newton jest w pewnym sensie twórcą dzisiejszego kształtu europejskiej cywilizacji.
I zasada dynamiki (zasada bezwładności):

Jeżeli na ciało nie działa żadna siła lub działające siły równoważą się, to ciało pozostaje w spoczynku lub porusza się ruchem jednostajnym prostoliniowym (po prostej ze stałą prędkością).
W wersji oryginalnej:
Każde ciało trwa w swym stanie spoczynku lub ruchu prostoliniowego jednostajnego, jeżeli siły przyłożone nie zmuszą ciała do zmiany tego stanu.
O takim ruchu mówimy czasem jako o ruchu swobodnym.
Wybierzmy ciało spełniające założenia pierwszej zasady dynamiki i odnieśmy (ciało jest układem odniesienia) ruch innego ciała, na które też nie działa żadna siła wówczas ciało to spoczywa lub porusza się po linii prostej ruchem jednostajnym względem wybranego ciała (układu odniesienia). Takie układy odniesienia nazywamy układami inercjalnymi.
Dlatego pierwsza zasada dynamiki jest traktowana jako postulat istnienia inercjalnego układu odniesienia i jest formułowana:
Istnieje układ odniesienia, w którym ciało nie podlegające oddziaływaniom zewnętrznym spoczywa lub porusza się po prostej ze stałą prędkością. Jeżeli istnieje jeden inercjalny układ odniesienia, to istnieje ich nieskończenie wiele. Układy inercjalne spoczywają lub poruszają się względem siebie po linii prostej ze stałą prędkością. Wyżej opisany sposób zamiany opisu ruchu z jednego układu odniesienia do innego w mechanice klasycznej nazywany jest transformacją Galileusza.

II zasada dynamiki:

W wersji zwanej uogólnioną (uogólniona druga zasada dynamiki), obowiązuje dla ciała o zmiennej masie np. w mechanice relatywistycznej:
Zmiana pędu ciała jest proporcjonalna do działającej siły wypadkowej.

Przy prędkościach, w których nie występują efekty relatywistyczne czyli dla ciała nie zmieniającego masy w wyniku zmian prędkości, zasadę tę można wyrazić w wersji uproszczonej (ta wersja funkcjonuje na wstępnych etapach nauczania fizyki):
Przyspieszenie z jakim porusza się ciało jest proporcjonalne do działającej siły i odwrotnie proporcjonalne do masy ciała. Kierunek i zwrot przyspieszenia jest zgodny z kierunkiem i zwrotem siły.

Sformułowanie oryginalne:
’’Zmiana ruchu jest proporcjonalna do przyłożonej siły poruszającej i odbywa się w kierunku prostej, wzdłuż której siła jest przyłożona.’’

III zasada dynamiki:

Jeśli ciało A działa na ciało B siłą F (akcja), to B działa na A siłą (reakcja) o tej samej wartości i kierunku, lecz o przeciwnym zwrocie.
W wersji skróconej:
Każdej akcji towarzyszy reakcja równa co do wartości i przeciwnie skierowana.
W wersji oryginalnej:
Względem każdego działania istnieje przeciwdziałanie skierowane przeciwnie i równe, to jest wzajemne działania dwóch ciał są zawsze równe sobie i skierowane przeciwnie.
III Zasada dynamiki słuszna tylko w mechanice nierelatywistycznej zwana jest zasadą akcji i reakcji. Zasada ta zakłada, że siły rozchodzą się w przestrzeni z nieskończoną prędkością. Doświadczenia wskazują, że wszystkie siły rozchodzą się ze skończoną prędkością nie przewyższającą prędkości światła.

Zgodnie ze współczesnymi poglądami w zasadach dynamiki należy rozumieć: ciało – punkt materialny, ruch – ruch względem układu odniesienia będącego układem inercjalnym.
Zasady dynamiki mają swoje wersje także dla ruchu obrotowego (punktu i bryły) oraz mogą być stosowane w układach nieinercyjnych po uwzględnieniu sił bezwładności.

Posted in Uncategorized | Leave a comment

Odległość do gwiazd. Paralaksa heliocentryczna.

Aby dokładniej zrozumieć temat „Odległość do gwiazd” należy najpierw wyjaśnić kilka pojęć.

GWIAZDA – jest to ogromna kula świecącego gazu wytwarzająca energię podczas reakcji termojądrowych, które zachodzą w jej gorącym wnętrzu

JASNOŚĆ – jest to miara świecenia obiektu astronomicznego

JASNOŚĆ WIDOMA GWIAZDY – jest to taka jasność gwiazdy, którą widzimy

JASNOŚĆ ABSOLUTNA GWIAZDY – jest to wielkość określająca jaką jasność miałaby dana gwiazda, gdyby patrzeć na nią z odległości 10 parseków

ORBITA – jest to droga planety lub innego ciała niebieskiego wokół większego ciała, np. Słońca

PARALAKSA – jest to zjawisko pozornej zmiany położenia obiektu na sferze niebieskiej względem dalszych obiektów, wynikłe ze zmiany miejsca obserwacji, spowodowanej przemieszczeniem się obserwatora. Pojęcie paralaksy funkcjonuje w różnych układach:

·paralaksa dobowa ( nazywana inaczej geocentryczną paralaksą równikową ), związana jest z ruchem obrotowym Ziemi
·paralaksa geocentryczna południkowa, związana jest ze zmianą szerokości geograficznej obserwatora
·paralaksa roczna ( czyli inaczej paralaksa heliocentryczna ), związana jest z ruchem Ziemi po orbicie wokółsłonecznej

W przypadku tematu „Odległość do gwiazd”, określenia odległości gwiazdy od Ziemi można dokonać za pomocą pomiaru paralaksy heliocentrycznej.

PARSEK – jest to jednostka odległości równoważna 3,2616 latom świetlnym

ROK ŚWIETLNY – jest to odległość, którą światło przebywa w czasie jednego roku, równa 94,6 miliarda kilometrów

Gwiazdy znajdują się w różnych odległościach od Ziemi. Ta odległość ma istotny wpływ na ich jasność. Ponieważ, kiedy obserwujemy niebo z powierzchni Ziemi, widzimy gwiazdy słabsze i jaśniejsze. To zróżnicowanie jasności jest spowodowane odległością gwiazd. Im gwiazda znajduje się dalej, tym mniej światła dociera od niej do Ziemi. Bowiem ilość dochodzącego do nas światła jest odwrotnie proporcjonalna do kwadratu odległości. Odległości od gwiazd nie mierzy się w milach czy kilometrach, tylko w czasie, w jakim światło dociera od gwiazdy do Ziemi. Niestety, wyznaczanie odległości gwiazd od Ziemi jest bardzo trudne, dlatego przez bardzo długi czas nikomu nie udało się tego osiągnąć. Dopiero w XIX wieku zostały wykonane pierwsze udane pomiary paralaks. W czasach, kiedy toczył się spór o to, czy teoria geocentryczna czy też heliocentryczna jest prawdziwa, astronomowie mieli świadomość tego, że istnienie przesunięć paralaktycznych wynika z przyjęcia systemu kopernikańskiego.

Jako pierwszy przesunięcie paralaktyczne gwiazd próbował mierzyć Tycho de Brahe. Zaistnienie tego zjawiska mogło być bezpośrednim dowodem teorii heliocentrycznej. Nie uzyskawszy jednak pozytywnych rezultatów uznał on, że hipoteza Kopernika jest nierealna. Jego pomyłka wynikała stąd, że nie zdawał sobie sprawy z ogromnego oddalenia gwiazd, a swoje pomiary prowadził bez użycia lunety.

Dopiero w 1839 roku trzej astronomowie niezależnie od siebie zmierzyli paralaksy gwiazd. Byli to Wilhelm Struve, Friedrich Bessel i Thomas Henderson. Wilhelm Struve w Dorpacie wyznaczył paralaksę Wegi, Friedrich Bessel w Królewcu wyznaczył paralaksę gwiazdy 61 Cyg, a Thomas Henderson w Kapsztadzie paralaksę gwiazdy Alfa Cen.

Początkowo paralaksy gwiazd wyznaczano metodami wizualnymi przy użyciu długoogniskowych instrumentów lub heliometrów. Użycie fotografii spowodowało przełom w tych pomiarach. Jednak współczesne metody umożliwiają mierzenie paralaksy heliocentrycznej dla gwiazd odległych nawet o tysiąc lat świetlnych. Należy jednak zauważyć, że przy dużych odległościach niepewność pomiaru jest spora, sięga bowiem 20%. Do tej pory znamy paralaksy ponad 10 tysięcy gwiazd.

Zasada pomiaru odległości do gwiazd za pomocą paralaksy może być dla nas niezrozumiała, dlatego w bardzo prosty sposób możemy przekonać się na czym polega to zjawisko. Wystarczy spojrzeć na własny palec raz jednym, a następnie drugim okiem. Łatwo jest zauważyć, że za każdym razem patrzyliśmy na palec pod innym kątem. Na tym właśnie polega zjawisko paralaksy.

Określenie odległości gwizdy od Ziemi jest możliwe dzięki zasadzie wyznaczania odległości za pomocą pomiaru paralaksy heliocentrycznej. Jest to pomiar położenia danej gwiazdy na tle gwiazd odległych z dwu przeciwległych położeń na orbicie Ziemi. Czyli pomiaru za pomocą paralaksy heliocentrycznej możemy dokonać dzięki różnemu położeniu Ziemi wokół Słońca.

Można to wytłumaczyć w prosty sposób. Jeśli w danym momencie patrzymy na gwiazdę, to patrzymy na nią z Ziemi pod określonym kątem. Natomiast kiedy za pół roku Ziemia przesunie się na przeciwległy kraniec orbity, to kąt pod którym będziemy patrzyli z Ziemi na gwiazdę będzie inny.

Niestety, paralaksa gwiazd jest bardzo mała, mniejsza od jednej sekundy łuku. Paralaksa równa jednej sekundzie odpowiada odległości jednego parseka, jednostki powszechnie używanej w astronomii, równej około 3,26 lat świetlnych. Najbliższa Słońcu gwiazda Proxima Centauri jest odległa o 1,3 parseka, czyli o ponad 4 lata świetlne.

Posted in Uncategorized | Leave a comment

Zapobieganie przeciw przeciążeniom

I. Przeciążenie.

Na powierzchni Ziemi utrzymujemy się na skutek działania siły skierowanej pionowo w dół, wynikającej z posiadania przez Ziemię masy; siła ta nazywa się siłą ciężkości. Podczas startu pojazdu kosmicznego astronauci, z powodu dużego przyspieszenia wznoszącej się rakiety, odczuwają działanie dodatkowej siły skierowanej w dół. Siłę działającą na nich nazywa się przeciążeniem, jej wielkość wyraża się wielokrotnością przyspieszenia ziemskiego g. Astronauci doświadczają działania podobnej siły przy lądowaniu, kiedy ich statek gwałtownie hamuje wchodząc w atmosferę ziemską. We wczesnym okresie lotów kosmicznych astronauci musieli znosić przeciążenia aż do 10 g, co oznacza siłę dziesięć razy większą niż normalna siła ciężkości. Pod działaniem takiej siły właściwie nie mogli się oni poruszyć. W nowoczesnych rakietach nośnych przeciążenia są utrzymywane na możliwie niskim poziomie. Astronauci na wahadłowcach doświadczają niewiele więcej niż, 3 g, co jest wielkością zbliżoną do przeciążeń, jakich każda osoba może doświadczyć w wesołym miasteczku, podczas przejażdżki niektórymi z najnowszych „szalonych kolejek” (roller-coaster). Niewielkie przeciążenie odczuwane na wahadłowcu jest jednym z powodów, dla których nie tylko supersprawni zawodowi astronauci, ale również zwykli ludzie, po niewielkim przygotowaniu, są zdolni do lotu wahadłowcem kosmicznym.

II. Skafandry kosmiczne.

W przestrzeni kosmicznej panują warunki skrajnie nieprzyjazne dla człowieka: nie ma tam niezbędnego do oddychania powietrza i nie występuje ciśnienie – przestrzeń kosmiczna jest po prostu próżnią. Przenika przez nią również niebezpieczne promieniowanie pochodzące ze Słońca i z przestrzeni kosmicznej. Światło słoneczne stanowi również zagrożenie z powodu swojego natężenia i braku jakiegokolwiek ośrodka obniżającego jego efekt cieplny. Z drugiej strony, tam gdzie światło słoneczne nie dochodzi, temperatura może gwałtownie się obniżyć do -150 stopni Celsjusza. Dlatego też astronauci decydujący się na wyjście na zewnątrz statku kosmicznego muszą posiadać skafandry kosmiczne, zapewniające właściwą ochronę przed środowiskiem przestrzeni kosmicznej. Pierwsze skafandry używane przez astronautów były jedynie zmodyfikowanymi skafandrami ciśnieniowymi używanymi przez pilotów samolotów wojskowych. Skafandry kosmiczne zaczęły przybierać swoją obecną formę począwszy od lotów Gemini oraz Woschod, kiedy to astronauci rozpoczęli spacery w kosmosie. W trakcie tych spacerów (w jęz. angielskim EVA) astronauci mieli na sobie skafandry składające się z wielu warstw ochronnych. Tlen był dostarczany do skafandra za pośrednictwem przewodu („pępowiny”) przymocowanego do liny zabezpieczającej astronautę przed poszybowaniem zbyt daleko od statku. U Amerykanów przełom w projektowaniu skafandrów kosmicznych nastąpił wraz z pojawieniem się samodzielnego wielowarstwowego skafandra kosmicznego Apollo, przeznaczonego do długotrwałego przebywania na Księżycu, na zewnątrz statku kosmicznego. Skafandry kosmiczne stosowane obecnie na wahadłowcach kosmicznych są jeszcze bardziej nowoczesne. Skafander kosmiczny załogi wahadłowca składa się (w odróżnieniu od skafandra Apollo) z dwóch części – jednej przeznaczonej na górną część tułowia oraz spodni. Obie części są łączone ze sobą w pasie za pomocą hermetycznego uszczelnienia. Te dwie części skafandra składają się z kilku warstw, aby zapewnić astronaucie odpowiednią ochronę. Tlen jest podawany przez rurę do wewnętrznej warstwy ciśnieniowej. Aby utrzymać stałą temperaturę ciała, pod tą warstwą astronauta ma na sobie chłodzone wodą spodnie. W górnej części skafandra znajduje się aluminiowa rama, do której jest na stałe przymocowane, umieszczone na plecach, urządzenie regulacji składu powietrza (układ życiodajny). Urządzenie to dostarcza astronaucie tlen, wodę chłodzącą oraz zasilanie. Ubranie się w skafander na pokładzie wahadłowca zajmuje astronaucie zaledwie około 10 minut, jednak przed rozpoczęciem działalności na zewnątrz statku musi on przynajmniej przez dwie godziny oddychać w atmosferze czystego tlenu w celu stopniowego usunięcia azotu z krwi. Zaniechanie tej czynności spowodowałoby atak choroby kesonowej przy przełączeniu się na oddychanie tlenem ze skafandra, który to gaz jest dostarczany pod zmniejszonym ciśnieniem. Astronauta nakłada skafander kosmiczny w śluzie powietrznej wahadłowca, na środkowym pokładzie statku orbitalnego, a następnie wychodzi przez luk śluzy powietrznej do komory ładunku użytecznego. W trakcie pobytu w komorze korzysta on z liny zabezpieczającej. Jeżeli chce się wybrać trochę dalej w przestrzeń, wówczas przemieszcza się przy pomocy załogowego urządzenia manewrującego (MMU) o napędzie odrzutowym. Pierwszy próbny lot załogowym urządzeniem manewrującym wykonał Bruce McCandless w lutym 1984 roku, a później, w tym samym roku, zostało ono wykorzystane przy operacji przechwycenia oraz naprawy satelity Solar Max.

III. Nieważkość.

Jest to potoczne określenie dziwnego stanu doświadczanego podczas przebywania w przestrzeni kosmicznej, kiedy wydaje się, że nasze ciało nic nie waży. Innym określeniem tego stanu jest „zerowa siła ciążenia”, co oznacza brak siły ciążenia. Określenie „zerowa siła ciążenia” nie jest poprawne, ponieważ siła ciążenia nadal istnieje na orbicie przyciągając ciało w kierunku Ziemi. Jednakże, ponieważ poruszamy się wokół Ziemi z bardzo dużą prędkością (około 28 000 km/h), nasze spadanie w kierunku Ziemi jest równoważone przez efekt zakrzywienia toru lotu statku nad Ziemią. W rezultacie pozostajemy na tej samej wysokości nad Ziemią. Ten stan, w którym „spadamy dookoła Ziemi”, określany jest mianem spadania swobodnego. Nieważkość ma wpływ na wszystkie czynności wykonywane na orbicie – poruszanie się, jedzenie, picie, korzystanie z toalety oraz pracę z użyciem narzędzi. Na przykład, płyny nie będą się wylewać i dlatego nie można ich pić ze szklanki – trzeba je zasysać. W toalecie na statku kosmicznym odchody wydalone z organizmu są usuwane przez strumień powietrza. Długotrwały stan nieważkości może spowodować osłabienie organizmu, jednak można to ryzyko obniżyć do minimum przez regularne wykonywanie ćwiczeń fizycznych. Badaniem wpływu środowiska przestrzeni kosmicznej na organizm zajmuje się medycyna kosmiczna. Kosmonauci radzieccy, spędzający długie okresy w przestrzeni kosmicznej, dowiedli zdecydowanie, że człowiek może tam przebywać rok, a nawet dłużej, bez poniesienia jakiegokolwiek uszczerbku na zdrowiu, co jest pozytywnym znakiem, jeżeli chodzi o przyszłość ludzkości w przestrzeni kosmicznej.

IV. Grawitacja

1. Przyciąganie Ziemi

Jesienią jabłka dojrzewają i jeśli nie zostaną zerwane, oderwą się jedno po drugim od gałęzi i spadną na ziemię. Jakaś siła musi ciągnąć je w dół.
Kiedy rzucacie piłkę w powietrze, leci ona łukiem w górę i w przód, ale szybko spada z powrotem na ziemię. Jakaś siła ciągnie ją w dół. Ta ciągnąca w dół siła to ciążenie (grawitacja). Jest to przyciąganie, jakie Ziemia wywiera na wszystko, co jest na niej lub w jej pobliżu. Wszystkie inne ciała niebieskie w podobny sposób wywierają ciążenie. Grawitacja jest dosłownie tym, co trzyma wszechświat razem.
Jednym z pierwszych ludzi, którzy badali ciążenie ziemskie, był włoski uczony Galileusz na początku XVII wieku. Galileusz mieszkał w tym czasie w Pizie i przypuszczalnie wykonał doświadczenie ze szczytu słynnej krzywej wieży.
Zrzucił on z wieży dwa ciężarki, lekki i ciężki. Uczeni w tych czasach wierzyli, że ciężkie przedmioty spadają szybciej niż lekkie. Ale kiedy Galileusz zrzucił swoje ciężarki z wieży, obydwa spadły na ziemię jednocześnie.
Galileusz udowodnił tym doświadczeniem, że wszystkie ciała puszczone swobodnie, bez względu na ciężar, spadają na Ziemię z taką samą prędkością. Sprawdźcie to sami upuszczając piłeczkę golfową (ciężka) i piłeczkę pingpongową (lekka) z tej samej wysokości. Gdybyście zrzucili kamyk z wysokiego urwiska i mogli mierzyć jego prędkość w czasie spadania, to stwierdzilibyście, że po jednej sekundzie porusza się on z prędkością około 9,8 metrów na sekundę. Po następnej sekundzie poruszałby się o 9,8 metrów na sekundę szybciej, a po jeszcze jednej sekundzie o dalsze 9,8 metrów na sekundę szybciej. I tak dalej. Stwierdzilibyście, że jego prędkość wzrasta o 9,8 metrów na sekundę w czasie każdej sekundy spadania. Innymi słowy, że tempo przyrostu prędkości kamyka – jego przyśpieszenie – wynosi 9,8 metrów na sekundę.
Każde spadające ciało zwiększa swoją prędkość w takim tempie z powodu przyciągania Ziemi. Nazywamy to przyśpieszeniem na skutek ciążenia. Widzieliśmy wcześniej w doświadczeniu z piłeczką golfową i pingpongową, że obydwie piłeczki spadły na ziemię razem. Chociaż mają one różny ciężar spadają one z taką samą prędkością, ponieważ ciążenie przyśpiesza je jednakowo.

2. Spadanie w powietrzu

Moglibyśmy się spodziewać, że wszystkie przedmioty spadną na ziemię razem, jeśli zostaną razem upuszczone. Ale czy tak się stanie? Upuście razem pomarańczę i balon. Czy spadną one na ziemię razem? Zauważycie, że nie. Pomarańcza spada na ziemię przed balonem. A zatem nasza teoria, że wszystkie przedmioty spadają na ziemię z taką samą prędkością, została podważona.
Widocznie oprócz ciążenia wchodzi tu w grę jakaś inna siła. I to ona zwalnia balon. Tą siłą jest opór powietrza. Powietrze stawia opór wszystkiemu, co się w nim przemieszcza. A im większy jest przedmiot, tym większy jest stawiany mu opór. Tak więc balon, który jest dużo większy niż pomarańcza, napotyka na większy opór powietrza i jest bardziej hamowany w czasie spadania.
Tak samo młotek i piórko powinny spadać razem, kiedy zostaną upuszczone, ale nie spadają razem, ponieważ opór powietrza oddziałuje bardziej na piórko. Jednak gdybyście upuścili młotek i piórko na księżycu, spadłyby razem, ponieważ nie ma tam powietrza, nie ma więc i oporu powietrza.
Jeden z astronautów programu Apollo, David Scott, wykonał właśnie takie doświadczenie w czasie podróży Apollo 15 w lipcu 1971 roku. Podniósł on młotek geologiczny, którym pracował, i piórko, które przywiózł z Ziemi i upuścił je. Pod wpływem siły ciążenia księżyca obydwa spadły razem na grunt księżycowy. „No i co,” zawołał Scott, „pan Galileusz miał rację!”.

3. Newton i prawo ciążenia

Galileusz zmarł w 1642 roku. Zbiegiem okoliczności w tym samym roku urodził się inny geniusz naukowy, w Anglii. Był to Izaak Newton, którego prace teoretyczne i praktyczne przekształciły nauki przyrodnicze i matematykę. Jest on szczególnie wspominany za swoje odkrycie praw ciążenia, w opowieści, która nie wiadomo, czy jest prawdziwa.
Opowieść głosi, że pewnego dnia siedział on pod jabłonią, kiedy jabłko spadło na ziemię u jego stóp. Skłoniło go to do rozmyślań, czy siła, która ściągnęła jabłko na ziemię – to znaczy ciążenie – to ta sama siła, która utrzymuje Księżyc w nieustannym ruchu wokół Ziemi. Uznał, że tak.

Księżyc porusza się w przestrzeni kosmicznej. Gdyby nie działały na niego żadne siły, poruszałby się po linii prostej. Ale w rzeczywistości krąży on wokół Ziemi. Musi więc być jakaś siła związana z Ziemią, która przyciąga Księżyc i każe mu poruszać się po kole, po orbicie wokoło Ziemi. Tą siłą musi być ciążenie Ziemi.
Możecie zobaczyć, jak ciążenie działa na Księżyc, kręcąc nad głową kamieniem przywiązanym do kawałka sznurka. Upewnijcie się, że wokoło jest dużo miejsca i nikogo nie ma w pobliżu! Kamień krąży po kole, ponieważ ciągniecie za sznurek. Jeśli wypuścicie sznurek, kamień pomknie po linii prostej. I tak samo jest z Księżycem. Ciążenie (ciągnięcie ku środkowi) utrzymuje Księżyc (kamień) w ruchu po kole. Gdyby ciążenie nagle ustało, Księżyc odleciałby w przestrzeń kosmiczną po linii prostej.
Newton zdawał sobie sprawę, że siłę ciążenia ma nie tylko Ziemia, lecz każde ciało we wszechświecie. Ciążenie Słońca utrzymuje planety na ich orbitach w układzie słonecznym. Ciążenie wiąże gwiazdy w wielkie grupy gwiazd, czyli galaktyki, a galaktyki w skupiska galaktyk. Ciążenie trzyma razem cały wszechświat.
Newton ujął swoje myśli o ciążeniu w swoim prawie powszechnego ciążenia: Każdy kawałek materii we wszechświecie przyciąga każdy inny kawałek materii z siłą, która zależy od ich mas i odwrotnie zależy od kwadratu odległości pomiędzy nimi.
Wyrażając to matematycznie: siła ciążenia (F) pomiędzy dwoma ciałami o masach m1 i m2 i odległości d pomiędzy nimi jest proporcjonalna do iloczynu ich dwóch mas (m1 m2) oraz 1 podzielone przez d do kwadratu.
Wynika z tego, że jeśli powiększycie jedną z mas dwukrotnie, podwoicie siłę ciążenia. Ale jeśli powiększycie dwukrotnie odległość pomiędzy nimi, zmniejszycie siłę czterokrotnie (jeden podzielone przez dwa do kwadratu).

4. Masa i ciężar

Na Ziemi siła ciążenia występuje pomiędzy każdym przedmiotem na powierzchni Ziemi a samą Ziemią. Działa ona ciągnąc przedmiot w dół ku powierzchni. Jest to siła, którą nazywamy ciężarem.
Z podanego przez Newtona prawa ciążenia widzimy, że ta siła jest proporcjonalna do masy przedmiotu. Im większa jest masa przedmiotu, tym bardziej Ziemia go przyciąga i tym większy jest jego ciężar.
Określenia „masa” i „ciężar” są często mylone. Ale jak widzicie, różnią się one od siebie. „Masa” jest ilością materii w przedmiocie. Nigdy się ona nie zmienia. „Ciężar” jest siłą działającą na przedmiot z powodu ciążenia. Zmienia się ona, kiedy zmienia się ciążenie.
Siła ciążenia, która przyciąga przedmiot do Ziemi, zależy oczywiście nie tylko od masy przedmiotu, lecz także od masy Ziemi, która go przyciąga. Możemy więc ogólnie powiedzieć, że dla danego przedmiotu siła ciążenia, jakiej on podlega, zależy od masy ciała przyciągającego.
Na przykład Księżyc jest dużo mniejszy i ma dużo mniejszą masę niż Ziemia. A więc jego ciążenie jest dużo słabsze – tylko około jednej szóstej ciążenia Ziemi. Znaczy to, że na Księżycu przedmioty ważą tylko jedną szóstą tego, co ważą na Ziemi.

Z drugiej strony, planeta Jowisz jest dużo większa i ma większą masę niż Ziemia. A więc jego ciążenie jest dużo większe – ponad dwa i pół raza. Znaczy to , że przedmioty na Jowiszu ważyłyby ponad dwa i pół raza więcej niż ważą na Ziemi.
Widzimy więc, że dany przedmiot miałby różny ciężar na Ziemi, na Księżycu i na Jowiszu. Ale miałby on stale taką samą masę. Jego masa jest stała. Jego ciężar zmienia się odpowiednio do ciążenia.

5. Ciążenie i satelity

Wracając do Ziemi i do prawa Newtona widzimy, że siła ciążenia na przedmiot zależy też od odległości (d we wzorze). Jest to odległość pomiędzy przedmiotem a środkiem Ziemi (jej środkiem masy).
A więc jeśli wspinacie się ponad powierzchnię, ciążenie się zmniejsza. Ale zmiana jest bardzo niewielka. Dopiero kiedy oderwiecie się na setki kilometrów w przestrzeń kosmiczną, ciążenie wyraźnie słabnie. A im wyżej, tym staje się ono słabsze. Wyjaśnia to, dlaczego satelity krążące na większych wysokościach nie muszą poruszać się tak szybko, żeby utrzymać się na orbicie.
Mówimy o astronautach w ich orbitującym pojeździe kosmicznym, że są oni w stanie zero-g (to znaczy bez siły ciążenia). Ale oczywiście to nie jest prawda. Na orbicie stale działa ciążenie. Gdyby nie działało, pojazd kosmiczny odleciałby w przestrzeń.
Stan „zero-g” nazywamy też „nieważkością”, ponieważ wszystko na orbicie wydaje się nie mieć żadnego ciężaru. Ciężar jest siłą ciągnącą przedmiot w dół, działającą z powodu ciążenia. A ponieważ ciążenie jest stale na orbicie obecne, przedmioty są stale ciągnięte w dół. Spadają one w stronę Ziemi. Ale nie można zmierzyć ich ciężaru – siły ciągnącej je w dół – za pomocą wagi, ponieważ waga też będzie spadała!

Posted in Uncategorized | Leave a comment

Nadprzewodnictwo i nadprzewodniki

Nadprzewodnictwo, zjawisko zaniku oporu elektrycznego obserwowane w niektórych metalach, ich stopach oraz w pewnych spiekach ceramicznych (spiek). Materiał, dla którego zachodzi zjawisko nadprzewodnictwa, nazywany jest nadprzewodnikiem. Ze względu na charakter przemiany fazowej towarzyszącej przejściu materiału ze stanu przewodzącego w nadprzewodzący wyróżnia się dwa rodzaje nadprzewodników: tzw. nadprzewodniki I lub II rodzaju.

Odkrycie zjawiska nadprzewodnictwa

Zjawisko nadprzewodnictwa zostało odkryte w 1911 r. przez holenderskiego fizyka Heike Kammerlingh Onnes’a w trakcie badań własności rtęci w temperaturze –269 st. C. W temp. 4, 2 K nieoczekiwanie opór elektryczny drutu wykonanego zestalonej rtęci po prostu zniknął. Prąd płynął bez strat energii Ustalono, że poniżej pewnych krytycznych wartości temperatury, natężenia pola magnetycznego i gęstości prądu półprzewodniki tracą całkowicie oporność elektryczną. Wewnątrz tego charakterystycznego obszaru materiał posiada oporność elektryczną właściwą równą zeru. W sąsiednim, przejściowym obszarze parametr ten szybko wzrasta w miarę zwiększania wspomnianych trzech wielkości. Na zewnątrz tego obszaru materiał zachowuje się jak zwykły przewodnik o oporności właściwej niezależnej od pola magnetycznego i gęstości prądu.
Nadprzewodnictwo rtęci okazało się nietrwałe. Pole magnetyczne wytworzone przez prąd płynący bez oporu powodowało zanikanie tego zjawiska. Ta jego wrażliwość, podatność na swoje własne pole magnetyczne była i jest nadal jedną z trzech przeszkód w rozwoju badań nad samym zjawiskiem i nad jego zastosowaniami. Wkrótce okazało się, że nie tylko rtęć, ale i inne metale i ich stopy mają własności nadprzewodzące poniżej pewnej temperatury, nazwanej temperaturą krytyczną Tc.
Druga przeszkoda związana była i jest nadal z tym, że temperatura krytyczna Tc jest dla większości materiałów zbyt niska, aby mogły one znaleźć zastosowanie w technice. Materiały te wymagają chłodzenia. Nawet dla materiałów ceramicznych odkrytych pod koniec XX wieku, które wykazują tzw. nadprzewodnictwo wysokotemperaturowe nie są to temperatury nawet zbliżone do pokojowej. Stan nadprzewodzący może zaniknąć po umieszczeniu nadprzewodnika w dostatecznie silnym polu magnetycznym, nawet gdy materiał znajduje się w temperaturze mniejszej od krytycznej (gdy w nadprzewodniku płynie wtedy prąd elektryczny, zanikowi nadprzewodnictwa towarzyszy wydzielanie ciepła, mające w przypadku silnych elektromagnesów charakter eksplozji).
Nadprzewodniki – materiały, dla których zachodzi zjawisko nadprzewodnictwa
Zastosowanie nadprzewodników:
a. budowa wielkopojemnych pamięci superkomputerów
b. budowa nowoczesnej aparatury analitycznej stosowanej w chemii i medycynie (aparaty do magnetycznego rezonansu jądrowego)
Temperatura krytyczna – temperatura, w której substancja staje się nadprzewodząca.
Trzecia przeszkoda w rozpowszechnieniu zastosowań nadprzewodnictwa może być uznana za przyczynę pierwszych dwóch. Jest to brak teorii, która by wyjaśniła nadprzewodnictwo w zadowalający sposób.

Nadprzewodnictwo a technologia chemiczna
Wielu chemikom technologia chemiczna kojarzy się z dymiącymi kominami i cysternami, piecami i kopalniami.
Nadprzewodnictwo nie jest wyjątkiem, ale regułą w świecie otaczającej nas materii. Zastosowanie tego zjawiska, polegającego na zaniku oporu elektrycznego przewodników w pewnych warunkach prowadzi do znacznego zmniejszenia zużycia energii, a nawet niekiedy do prawie całkowitej eliminacji jej zużycia na jednostkę produktu. Według aktualnej wiedzy nadprzewodnictwo występuje w ponad 26 pierwiastkach metalicznych oraz wielu stopach i związkach.

Teoria BCS
Teoretyczne wyjaśnienie zjawiska nadprzewodnictwa zostało podane w 1957r. Przez Johna Bardeena, Leona N. Coopera oraz Johna Roberta Schrieffera i jest znana jako teoria BCS.
Według tej teorii elektron poruszający się w sprężystej sieci krystalicznej wytwarza niewielką deformację, pochodzącą od sił kulombowskich między dodatnio naładowaną siecią a ujemnie naładowanym elektronem. Jeśli ta deformacja utrzymuje się przez pewien skończony czas, może wpłynąć na inny elektron, który przez nią przechodzi.
Zjawisko nadprzewodnictwa dla metalicznych nadprzewodników wyjaśniono rozpatrując kondensację Bosego-Einsteina zachodzącą w cieczy zbudowanej z elektronów przewodnictwa w metalu, powiązanych ze sobą w pary w odpowiednio niskiej temperaturze ciecz ta przechodzi w stan nadciekły (nadpłynność), co obserwujemy jako zanik oporu elektrycznego.
W 1956r. Cooper wykazał, że w wyniku tego zjawiska prąd elektryczny w nadprzewodnikach jest przenoszony nie przez pojedyncze elektrony, lecz pary związanych elektronów, zwane parami Coopera.
Teoria BCS posługuje się funkcją falową, opisującą stan, w którym wszystkie elektrony są połączone w pary. Ponieważ pęd całkowity pary Coopera nie zmienia się wskutek oddziaływania między jednym z jej elektronów a siecią, strumień elektronów płynie bez końca. Cewki nadprzewodzące, w których mogą płynąć bez końca duże prądy, można wykorzystać do wytwarzania silnych pól magnetycznych i do tego celu stosuje się je w niektórych akceleratorach cząstek i innych urządzeniach. Nadprzewodnictwo może występować także w układach ciężkich fermionów wskutek działania mechanizmu nieco bardziej skomplikowaniego niż w teorii BCS.
Brak strat energii na wydzielenie ciepła w trakcie przepływu energii w trakcie przepływu prądu elektrycznego w nadprzewodniku stwarza możliwości praktycznego zastosowania nadprzewodników. Ograniczeniem w ich stosowaniu jest konieczność utrzymywania materiału w niskiej temperaturze oraz to, że poznane dotychczas nadprzewodniki wysokotemperaturowe są materiałami ceramiczymi.
Nadprzewodniki metaliczne wykorzystywane są głównie w silnych elektromagnesach
Nie brak różnych teorii, których autorzy próbują wyjaśnić nadprzewodnictwo. Teorie te przeważnie są modyfikacjami teorii par elektronowych Coopera. Trzeba podkreślić, że gdyby tradycyjne koncepcje elektryczności były prawidłowe, gdyby elektrony w przewodniku były maleńkimi cząstkami materii, które wykonują ruchy cieplne i zderzają się z węzłami sieci krystalicznej, to nadprzewodnictwo nie powinno istnieć. Przeciwnie, w temperaturach bliskich zera bezwzględnego opór elektryczny powinien wzrastać nawet do nieskończoności. Ruch cieplny przecież w tych temperaturach zamiera. Uczeni współcześni holenderskiemu odkrywcy nadprzewodnictwa właśnie tego się spodziewali i byli zaskoczeni wystąpieniem zjawiska zupełnie innego.
Teorie nadprzewodnictwa, które powstały w XX wieku częściowo tylko wyjaśniły to zjawisko. Teoria BCS, którą stworzyli wspólnie w roku 1957 John Bardeen, Leon N. Cooper i John R. Schrieffer odegrała niemałą rolę w badaniach, które w latach osiemdziesiątych pozwoliły uzyskać nadprzewodniki wysokotemperaturowe. Georg Bednorz i Alexander Müller uzyskali za te badania nagrodę Nobla w r. 1987.
Teoria BCS, która przewidywała łączenie się elektronów w pewnych warunkach w tak zwane pary Coopera odegrała znaczną rolę w wyjaśnieniu zjawiska Josephsona. Zjawisko Josephsona polega na przewodzeniu par Coopera przez układ składający sie z dwóch warstw nadprzewodnikowych przedzielonych warstwą dielektryku (złącze Josephsona) i ma duże praktyczne zastosowanie.
W historii technologii i techniki najlepiej znanym przykładem hamowania wzrostu techniki przez brak teorii wyjaśniającej ogół faktów jest przykład zastosowań elektryczności. Po genialnych eksperymentach, które przeprowadził Michael Faraday w pierwszej połowie XIX wieku, technologowie długo nie mogli wchłonąć tych wyników. Zaowocowały one w przemyśle rozwiązaniami i dalszymi wynalazkami i innowacjami dopiero wtedy, gdy James Clerk Maxwell stworzył spójną teorię elektryczności w kilkadziesiąt lat później. Teoria ta stworzyła warunki, w których Thomas Alva Edison mógł dopiero wystąpić ze swoimi wynalazkami, które były przełomem w zastosowaniach elektryczności.

Nadprzewodniki wysokotemperaturowe
W 1986r Johannes Georg Bednorz i Karl Alex Müller odkryli najprawdopodobniej całkowicie inny typ nadprzewodnictwa. Zwane jest ono nadprzewodnictwem wysokotemperaturowym, ponieważ temperatura krytyczna jest dużo wyższa niż w nadprzewodnikach BCS. Niektóre nadprzewodniki wysokotemperaturowe mają temperaturę krytyczną wyższą od 100K. Typowym nadprzewodnikiem wysokotemperaturowym jest YBa2Cu3O1-7. Nadprzewodniki wysokotemperaturowe – materiały, dla których zachodzi zjawisko nadprzewodnictwa w temperaturze przekraczającej 30K. Są to różnego rodzaju spieki ceramiczne zawierające tlenki metali przejściowych. Jak dotąd nie udało się stworzyć jednolitej teorii nadprzewodnictwa wysokotemperaturowego pomimo wielu wysiłków, które wciąż trwają. Mechanizmu BCS ani jego modyfikacji z pewnością nie można tu zastosować
Wbrew początkowym oczekiwaniom, nadprzewodniki wysokotemperaturowe otrzymane w końcu XX wieku przez laureatów Nagrody Nobla: Bednorza, Muellera i ich następców nie były metalami ale materiałami ceramicznymi.
Te ceramiczne nadprzewodniki wysokotemperaturowe stały się popularne w szkołach, ponieważ umożliwiały przeprowadzenie bardzo efektownych samodzielnych doświadczeń wytrwałym i dociekliwym uczniom. Okazało się, że niektóre z nich można otrzymać w warunkach szkolnych w dobrze wyposażonej szkole metodą spiekania.
Znanym nadprzewodnikiem wysokotemperaturowym jest Bi2Sr2Ca2Cu3O10, który ma wysoką temperaturę krytyczną Tc=110K. W eksperymencie z jego użyciem można również zaobserwować bardzo efektowne zjawisko Meissnera lewitacji małego magnesu.

Zastosowanie przemysłowe
Nadprzewodniki mają zastosowanie jako materiał do wytwarzania uzwojenia elektromagnesów, ponieważ elektromagnesy z takimi uzwojeniami nie rozpraszają energii, mają mniejszą masę i są tańsze od elektromagnesów zwykłych.
Uzwojenie nadprzewodzące składa się ze stopu niobu z tytanem Nb-Ti, którego Tc=10K. Gęstość prądu nasycenia dla tego nadprzewodnika równa jest 6*104 A*cm-2 przy natężeniu pola magnetycznego H=64000A*cm-1. Elektromagnesy te osiągają indukcję pola magnetycznego do 8 Tesli. Zastosowanie nadprzewodnika o składzie Nb3Sn do wytworzenia uzwojenia pozwala wytworzyć pola o indukcji 17T. Temperatura krytyczna tego nadprzewodnika wynosi Tc=18K, a gęstość prądu nasycenia 105 A*cm-2 w polu magnetycznym 110000 A*cm-2.
Uzwojenia wykonane z nadprzewodników znalazły zastosowanie w przemyśle chemicznym do budowy aparatów do elektrolizy.
Nadprzewodniki służą do wytwarzania kabli do przesyłania prądu stałego lub zmiennego bez strat. Koszt stosowania takich kabli jest na razie znaczny, ponieważ muszą być one chłodzone.
Nadprzewodniki wysokotemperaturowe ceramiczne, które mają wyższe wartości temperatury krytycznej mają budowę warstwową, dlatego są one kruche i łatwo korodują. Utrudnia to ich przemysłowe zastosowanie.
Nadprzewodniki wysokotemperaturowe znajdą wkrótce powszechne zastosowanie w przemyśle chemicznym. Dlatego ich własności i sposoby wytwarzania są ważne dla technologii chemicznej.
Brak strat energii na wydzielanie ciepła w trakcie przepływu prądu elektrycznego w nadprzewodniku stwarza możliwości praktycznego zastosowania nadprzewodników. Ograniczeniem w ich stosowaniu jest konieczność utrzymywania materiału w niskiej temperaturze, oraz to, że poznane dotychczas nadprzewodniki wysokotemperaturowe są materiałami ceramicznymi (a więc są kruche, sztywne itd.). Nadprzewodniki metaliczne wykorzystywane są głównie w silnych elektromagnesach. Trwają prace nad uzyskaniem materiałów i technologii umożliwiających konstruowanie z nadprzewodników wysokotemperaturowych nadprzewodzących energetycznych linii przesyłowych, silników elektrycznych itp. Nadprzewodniki mogą znaleźć zastosowanie również w elektronice (złącze Josephsona).
Właściciele sieci elektroenergetycznych dokładają starań, aby zmniejszyć zagrożenia towarzyszące zwarciom wielkoprądowym. Zestarzenie izolacji, wypadek lub uderzenie pioruna może wywołać przepływ prądu zwarciowego o natężeniu ograniczonym jedynie przez impedancję sieci między źródłem i miejscem zwarcia. Największe prądy zwarciowe mogą przekraczać ponad 100 razy prąd normalnego obciążenia, prowadząc do nadmiernych narażeń cieplnych i mechanicznych o wielkości proporcjonalnej do kwadratu prądu. Zagrożenie to stale wzrasta w miarę rozbudowy systemów elektroenergetycznych, któremu towarzyszy zwiększanie mocy zwarciowych. Wszystkie elementy systemu elektroenergetycznego zostały zaprojektowane na określoną wytrzymałość na przepływ krótkotrwałego prądu zwarcia. Zapewnienie wyższej wytrzymałości zwarciowej podnosi koszt urządzenia, jak również zwiększa nakłady na remonty, gdyż przepływ większych prądów przyspiesza zużycie elementów torów prądowych.
Zastosowanie urządzeń ograniczających ewentualne prądy zwarcia umożliwia obniżenie wymaganej wytrzymałości zwarciowej elementów systemu i zapewnia redukcję kosztów. Wynika stąd zapotrzebowanie na tzw. ograniczniki prądu zwarcia, które nie wywierają wpływu na przepływ prądu w czasie normalnej pracy sieci. Działanie dotychczas stosowanych ograniczników oparte było na rozstrajaniu obwodu rezonansowego złożonego z indukcyjności i pojemności na nieliniowych elementach, takich jak półprzewodniki, dławiki z rdzeniem żelaznym lub na nadprzewodnikach. Wszystkie wymienione sposoby nie są pozbawione praktycznych wad, jednak wśród nieliniowych materiałów nadprzewodniki wyróżniają się unikalną charakterystyką o skokowym przejściu rezystancji od wartości zerowej przy prądach roboczych do znacznych wartości przy przetężeniach prądowych.
Dotychczas opracowano dwa typy nadprzewodzących ograniczników prądu zwarcia (SCFCL- superconducting fault current limiters): rezystancyjne i indukcyjne, których budowę objaśniono na poglądowych rysunkach. Prostszym rozwiązaniem jest ogranicznik rezystancyjny, w którym nadprzewodnik jest włączany szeregowo z chronioną linią. Dla zachowania stanu nadprzewodnictwa, ogranicznik jest zanurzony w cieczy chłodzącej o stałej temperaturze, natomiast prąd i pole magnetyczne mogą ulegać zmianie. Dostatecznie duży przekrój poprzeczny nadprzewodnika zapewnia gęstość prądu mniejszą od krytycznej. W tych warunkach rezystancja wynosi dokładnie zero, a impedancja dla prądu przemiennego jest pomijalnie mała. Nieznaczna reaktancja indukcyjna elementu jest spowodowana nieuniknionymi wymiarami nadprzewodnika. W układzie występują także straty cieplne wywołane prądami wirowymi wyindukowanymi przez zmienne pole magnetyczne. W przypadku zwarcia, wzrost gęstości prądu i natężenia pola magnetycznego wywołuje przesunięcie punktu pracy ogranicznika z wewnętrznego obszaru nadprzewodnictwa do strefy przejściowej. Nagły wzrost rezystancji nadprzewodnika powoduje pierwsze ograniczenie prądu zwarcia. Towarzyszący mu przyrost temperatury powiększa rezystancję materiału i wywołuje dalszy spadek prądu, zanim nastąpi jego przerwanie przez wyłącznik. Indukcyjny ogranicznik jest w zasadzie transformatorem, którego uzwojenie wtórne zwarto za pomocą nadprzewodnika. Uzwojeniem pierwotnym jest cewka włączona szeregowo w zabezpieczaną linię. Przy zaniedbaniu parametrów wzdłużnych transformatora ogranicznik indukcyjny wykazuje identyczne działanie jak jego rezystancyjny odpowiednik.
Prace nad wykorzystaniem niskotemperaturowych nadprzewodników do ograniczania prądów zwarciowych prowadziły m. in. GEC Alstom, EdF, Toshiba i Tepco. Jednak z powodu nadmiernych kosztów uzyskania wymaganej, ekstremalnie niskiej temperatury, badania te zakończyły się niepowodzeniem. Dopiero odkrycie wysokotemperaturowych nadprzewodników, które pracują w wyższych temperaturach (chłodzone ciekłym azotem w temperaturze -196 st. C) otworzyło drogę do realizacji ekonomicznie opłacalnych SCFCL. Liderem na tym polu jest firma ABB, której ograniczniki prądów zwarcia wykorzystują nadprzewodnik wysokotemperaturowy oparty na bizmucie Bi2212. Pierwszy prototyp SCFCL typu indukcyjnego o mocy 1, 2 MVA powstał w 1996 roku i pomyślnie przeszedł próby w szwajcarskiej elektrowni wodnej NOK. Ponieważ ograniczniki indukcyjne posiadają złożoną budowę przy znacznej masie i wymiarach, więc ABB skierowało badania ku prostszym konstrukcjom ograniczników rezystancyjnych. W rezystancyjnych SCFCL przewody uzwojeń zastąpiono arkuszami materiału ceramicznego Bi2212. Najnowszy prototyp nadprzewodnikowego ogranicznika zwarć firmy ABB posiada moc 6, 4 MVA i jest największym, jak dotychczas, układem tego rodzaju na świecie.
Przeprowadzone próby SCFCL potwierdziły ich absolutną niezawodność działania wynikającą z samej natury zjawiska nadprzewodnictwa, która zapewnia także nieograniczoną liczbę zadziałań bez zużycia urządzenia.
Nadprzewodnikowe ograniczniki zwarć znajdą szerokie zastosowanie w rozwijających się systemach elektroenergetycznych. Dla uzyskania sztywnego zasilania pozbawionego zakłóceń i odkształceń, odbiorcy nierzadko przyłączają się bezpośrednio do sieci o dużej mocy zwarcia. W zamian za poprawę jakości pobieranej energii, wzrasta jednak wartość prądów ewentualnych zwarć, co zwiększa narażenie aparatury sieciowej. Zastosowanie SCFCL okazuje się rozwiązaniem odwiecznego dylematu elektroenergetyki między potrzebą sztywnego zasilania, a techniczno-ekonomicznymi kosztami eliminacji zagrożeń wywoływanych przez wzrost mocy zwarciowych. Ograniczniki te można instalować w różnych miejscach systemu elektroenergetycznego: sprzęgłach układów szyn, na zasilaniu rozdzielni, w liniach wyprowadzenia mocy bloków itp. W każdym z tych przypadków zastosowanie SCFCL umożliwia dobór aparatury sieciowej, a zwłaszcza wyłączników o niższych prądach wyłączalnych (wytrzymałości zwarciowej). Jednocześnie pozwala na wykorzystanie możliwości, jakie stwarza zasilanie o zwiększonej mocy zwarciowej (wyższa jakość napięcia, większa pewność zasilania przy równoległej pracy dwóch źródeł). Wykonanie SCFCL o mocy znamionowej 6, 4 MVA dowodzi, że wkrótce realna będzie konstrukcja tych układów o mocach przekraczających 10 MVA. Jednak powszechne wdrożenie SCFCL w systemach elektroenergetycznych stanie się opłacalne dopiero po obniżeniu kosztów eksploatacji ich układów chłodzenia
Przewodnictwo elektryczne, zjawisko przepływu ładunków elektrycznych (prąd elektryczny) pod wpływem pola elektrycznego. Ze względu na wielkość oporności elektrycznej właściwej materiały dzieli się na izolatory (dielektryki), półprzewodniki i przewodniki.
Pod względem mechanizmu mikroskopowego przewodnictwo elektryczne dzieli się na elektronowe (zachodzi w metalach i półprzewodnikach), jonowe (w gazach, cieczach i kryształach jonowych) oraz mieszane (w plazmie). Przewodnictwo elektryczne jest jednym z zagadnień teorii transportu.
Technologia chemiczna, ogół metod służących do wytwarzania użytecznych związków chemicznych na skalę przemysłową za pomocą procesów chemicznych. Technologia chemiczna obejmuje wyodrębnianie z surowców pożądanych składników i dalsze ich przetwarzanie. Tradycyjnie dzieli się ją na technologię nieorganiczną (np. wytwarzanie nawozów sztucznych) i technologię organiczną (np. technologia polimerów, przetwórstwo ropy naftowej).
Poniżej podaję przykłady nadprzewodnictwa.
Wprowadzenie technologii magnesów nadprzewodzących pozwoliło fizykom uzyskiwać jeszcze większe energie w akceleratorach kołowych. Technologia ta pozwala osiągać silniejsze pola magnetyczne. W konwencjonalnych elektromagnesach opór elektryczny powoduje podgrzewanie cewki i wynikające stad straty energii. Cewki nadprzewodzące pozwoliły, mniejszym kosztem energii, uzyskiwać silniejsze i stabilne pola magnetyczne. Energia kołowego akceleratora w Fermilab została podwojona po zastosowaniu magnesów nadprzewodzących. Budowany Large Hadron Collider będzie wyposażony w magnesy nadprzewodzące by utrzymywać wiązki w pierścieniu o średnicy 8. 5 km!

Prąd wzbudzony w nadprzewodniku będzie płynął wiecznie – nawet gdy wyłączymy jego źródło.

Nadprzewodniki mogą więc służyć do konstrukcji silnych i nie wymagających dużej energii elektromagnesów – na przykład takich, które są potrzebne do uniesienia pociągu nad torami. Jest zdumiewające, że poruszające się w zorganizowany sposób elektrony mogą unieść i zawiesić ciężki pociąg nawet 30 centymetrów nad torami.

Posted in Uncategorized | Leave a comment

Fale elektomagnetyczne

Kiedy zmienne pole elektryczne wytworzy zmienne pole magnetyczne, to powstałe zmienne pole magnetyczne wytworzy zmienne pole magnetyczne. Pole magnetyczne i elektryczne rozchodzą się w przestrzeń i pozostaje pod katem prostym w stosunku do siebie i tworzy w ten sposób – fale elektromagnetyczną.

Granica między tymi falami jest umowna.
Wszystkie fale elektromagnetyczne rozchodzą się z prędkością światła.

Promieniowanie gamma

Promieniowanie gamma jest strumieniem cząstek pierwiastków promieniotwórczych. Są to kwanty promieniowania elektromagnetycznego. Fale gamma są jednymi z najbardziej przenikliwych promieni elektromagnetycznych. Promienie gamma podobne są do bardzo twardych promieni rentgenowskich. Zasadnicza różnica polega na tym, że źródłem promieni gamma jest jądro atomu przechodzące ze stanu wzbudzonego do stanu normalnego. W otaczającym nas środowisku istnieje naturalne tło promieniowania gamma, którego źródłem są pierwiastki gamma promieniotwórcze zawarte w skorupie ziemskiej oraz promieniowanie kosmiczne.

Promieniowanie gamma jest stosowane do celów badawczych np. teleskop.
Służy on głównie do obserwacji gwiazd i czarnych dziur. Wystrzelenie teleskopu na orbitę około ziemską planuje się ok. 2005 roku. Promieniowanie gamma jest także stosowane w medycynie, głównie do zwalczania nowotworów np. w scyntygrafach – urządzeniach służący do pomiaru rozkładu radioaktywności w organizmie człowieka. Promienie gamma znajdują również zastosowanie w przemyśle. W defektoskopii służą do badania uszkodzeń, defektów, do kontroli materiałów, do sprawdzania izolacji i uszczelnień, do wykrywania skaz złącz spawanych. Jest to szczególnie ważne przy budowie np. samolotów, gdzie zastosowanie źle spawanych złącz grozi katastrofą.

Promieniowanie rentgenowskie

Rentgenowskie promieniowanie, promieniowanie X jest to rodzaj promieniowania elektromagnetycznego o długości fali zawartej pomiędzy promieniowaniem gamma i ultrafioletowym. Promieniowanie rentgenowskie powstaje przy przejściach elektronów na wewnętrzne powłoki elektronowe atomu. Promieniowanie powstaje w wyniku rozpadu atomów.

Promieniowanie X jest podobnie do światła widzialnego, lecz o dużo większej energii. Promieniowanie to jest bardzo „przenikliwe” dla ciał o lekkich atomach. Cięższe atomy, np. metali absorbują to promieniowanie, dzięki czemu widzimy nasze kości na zdjęciach rentgenowskich.

Promieniowanie rentgenowskie wykorzystuje się w badaniach strukturalnych, oraz do badania pierwiastkowego składu chemicznego. Ponadto promieniowanie rentgenowskie szeroko stosuje się w diagnostyce medycznej, np. prześwietlenia oraz radioterapia nowotworowa.
Promieniowanie rentgenowskie odkrył w 1895 W.C. Roentgen.

Promieniowanie ultrafioletowe

Ultrafioletowe promieniowanie, ultrafiolet, nadfiolet, uv, promieniowanie elektromagnetyczne świetlne o częstotliwościach pomiędzy zakresem światła widzialnego, a promieniowaniem rentgenowskim. Dzieli się na ultrafiolet bliski i daleki. Ultrafioletowe promieniowanie, choć niewidzialne, ma silne działanie fotochemiczne – przy długości fali poniżej 300 nm wywołuje już jonizację i jest zabójcze dla organizmów żywych. Fale te wywołują fluorescencję, fotoluminescencję.

Stosowane w fotografice, wykrywaczy fałszywych banknotów i kwarcówkach. Znaczne ilości promieniowania ultrafioletowego emituje Słońce – Ziemię chroni przed nim warstwa ozonowa, pochłaniająca promieniowanie ultrafioletowe o długości fali poniżej 285 nm, a także powietrze, które pochłania całkowicie promieniowanie ultrafioletowe w zakresie ultrafioletu dalekiego
Promieniowanie widzialne

Nazywane jest również światłem widzialnym. Światło widzialne wywołuje wrażenia barwne, a światło białe jest mieszaniną świateł o różnej długości fal. Światło w próżni rozchodzi się z jednakową prędkością w każdym układzie odniesienia prędkość światła. Zjawiska związane z rozchodzeniem się światła bada optyka.

Promieniowanie podczerwone

Podczerwone promieniowanie, promieniowanie infraczerwone, podczerwień, niewidzialne promieniowanie elektromagnetyczne, formalnie zaliczane do fal świetlnych. Emitowane jest przez rozgrzane ciała i niektóre lampy wyładownicze.
Wykorzystuje się je w badaniach strukturalnych, w lecznictwie, a także do obserwacji w ciemności (np. noktowizor, czujniki alarmowe), w biologii i ogrzewaniu.
Promieniowanie podczerwone odkrył w 1800 roku F.N. Herschel.

Mikrofale

Mikrofale, fale elektromagnetyczne znajdujące się w widmie pomiędzy falami ultrakrótkimi a podczerwienią Jest to rodzaj promieniowania, które rozchodzi się w postaci wzajemnie przenikających się drgań elektrycznych i magnetycznych. Są to najkrótsze fale spośród fal radiowych.

Zastosowane jest w radiolokacji, telekomunikacji satelitarnej i w urządzeniach grzewczych, np. kuchenki mikrofalowe. Do generacji mikrofal stosuje się specjalne lampy elektronowe, np. magnetron, masery lub generatory półprzewodnikowe (na bazie arsenku galu). W przesyłaniu mikrofal stosuje się falowody.

Źródłami tych fal są klistrony, magnetrony i inne obwody półprzewodnikowe. Stosowane są w radiolokacji, kuchenkach, medycynie, stereoskopii mikrofalowej.

Fale radiowe ultrakrótkie

Wykorzystuje się je do przekazywania obrazu (nadawanie programów telewizyjnych), w radiofonii i telefonii komórkowej. W telefonii komórkowej zasięg nadajnika nie przekracza kilku kilometrów, dlatego obszar działania telefonii komórkowej podzielony jest na sześciokątne komórki. W środku każdej z nich znajdują się stacje nadawczo-odbiorcze.

Fale radiowe

Fale radiowe są to fale elektromagnetyczne wykorzystywane w łączności radiowej.
Fale radiowe Ze względu na długość fali rozróżnia się poszczególne typy fal radiowych. Istnieją dwa podziały: tradycyjny i dekadowy, zalecany przez Regulamin Radiokomunikacyjny. Fale radiowe powstają przez wypromieniowanie energii z anteny nadawczej. Ze względu na środowisko propagacji wyróżnia się falę przyziemną, falę troposferyczną, falę jonosferyczną i w przestrzeni kosmicznej. W zależności od długości fali radiowej jej propagacja jest poddana wpływowi różnorodnych zjawisk, np. dyfrakcji, refrakcji, odbicia od jonosfery itp.

Posted in Uncategorized | Leave a comment

Wszechświat

Planety naszego Układu Słonecznego

·Merkury
Pierwszą planetą licząc od Słońca jest Merkury, dlatego planeta ta może być obserwowana tylko w czasie największych wschodnich lub zachodnich elongacji. Jak pokazały liczne zdjęcia przekazane przez sondę “Mariner 10″, badającą Merkurego i Wenus w latach 1974 i 1975, powierzchnia Merkurego jest bardzo podobna do powierzchni naszego Księżyca, czyli usiana karaterami. Na powierzchni Merkurego znajdują się także systemy smug, uskoki i obszary górskie, jak również rozległe ciemne niziny – merkuriańskie “morza”. Największą niziną merkuriańską jest Caloris Planitia (Nizina Upału) o średnicy 1300km. Temperatura osiąga tam nawet do 430 C, gdy Merkury znajduje się najbliżej Słonca (peryhelium) W największej odległości od Słońca (aphelium) temperatura najgorętszych miejsc na Merkurym wynosi 285 C. Za to na stronie, na której panuje noc temperatura spada do -180 C. Takie wahania temperatury są spowodowane tym, że markuriańska doba jest niezwykle długa – trwa aż 176 dób ziemskich. Merkury potrzebuje 88 dni na okrążenie Słońca, więc jedna doba na Merkurym trwa ponad 2 lata merkuriańskie :-) . Merkury nie posiada żadnych księżyców. Jest jedną z najmniejszych planet Układu Słonecznego – jego średnica to 4878 km. Średnia temperatura na powierzchni wynosi 350 C, maksymalne zbliżenie do Słońca (peryhelium) wynosi 46 milionów km, a maksymalne oddalenie od Słońca (aphelium) wynosi 70 milionów km.

·Wenus
Dawniej Wenus porównywano z Ziemią. Na pierwszy rzut oka obie planety mają wiele cech wspólnych: zbliżone rozmiary, średnią gęstość oraz sąsiadują w Układzie Planetarnym. Dzięki najnowszym badaniom naszej sąsiedniej planety, nasze wyobrażenie o podobieństwie Ziemi i Wenus całkowicie się zmieniło. Rosyjskie sondy z serii “Wenera” i amerykańskie “Mariner” i “Pioneer”, jak również ziemska astronomia radarowa, dostarczyły wiele nowych informacji dotyczących wyglądu powierzchni Wenus i stanu jej atmosfery. Na powierzchni Wenus panuje temperatura około 470 C, niezależnie od dnia i nocy i szerokości wenusjańskiej. Temperatura spada nad warstwą chmur i na ich górnej powierzchni wynosi około -25 C. Kolejne niespodzianki stanowąą: wysokie ciśnienie, na powierzchni przekraczające 90 atmosfer, oraz skład atmosfery, która w 97% składa się z dwutlenku węgla, a pozostałe 3% to gazy takie jak hel, wodór, argon, metan. Wysoką tempteraturę Wenus może zawdzięczyć więc efektowi cieplarnianemu. Pierwsze zdjęcia powierzchni planety przekazały sondy “Wenera 9″ i “Wenera 10″ które wylądowały na Wenus w październiku 1975 roku. Znacznie lepsze, kolorowe zdjęcia wykonały w roku 1982 nowocześniejsze sondy rosyjskie “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 Wenus są też kratery i pasma górskie. Przede wszystkim odkryto dwa duże górskie obszary, którym nadano nazwy: Alpha Regio i Beta Regio (dwie pierwsze litery alfabetu greckiego) Na Wenus prawdopodobnie istnieją też wulkany, ale tę hipotezę muszą dowieść dalsze badania. Ze względu na gęstą warstwę chmur, osłaniającą Wenus od wysokości około 65 km, nie możemy obserwować szczegółów na jej powierzchni przez teleskop. Woidoczna warstwa chmur rotuje wokół planety z okresem około 4 dni, podczas gdy sama planeta potrzebuje na obrót aż 243 dni ziemskich. Czas obiegu dookoła Słońca wynosi 225 dni więc znowu rok jest krótszy od doby. Wenus jest po Słocu i Księżycem co do jasności obiektem na naszym niebie. Jest ona zarówno Gwiazdą Poranną, jak i Gwiazdą Wieczorną. Okresy wieczornej widoczności Wenus przypadajś 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.

·Ziemia
Najważniejszą cechą, która wyróżnia Ziemię od innych planet, jest fakt, że jest ona zamieszkana. Astronomowie podejrzewają, że pod tym względem Ziemia może być wyjątkowa tzn. że w całym wszechświecie może nie istnieć inna planeta, na której występowałoby życie. Ziemia jest trzecią planetą w Układzie Słonecznym. To, że właśnie na Ziemi rozwinęło się życie możemy zwdzięczyć optymalnej odległości od Słońca – ok 150 mln km. Średnia temperatura powierzchni wynosi około 20 C. Woda pokrywa 71% powierzchni naszej planety, a pozostałe 29% to ląd [nasza planeta powinna więc nazywać się "Woda", a nie "Ziemia" :-) ]. Nasza atmosfera składa się w 77% z azotu, 21% tlenu i 2% innych gazów (para wodna, dwutlenek węgla). Ziemia powstała około 4,5 mld. lat temu. Około 3,6 mld. lat temu pojawiły się pierwsze formy życia. Jednokomórkowce zaczęły pobierać dwutlenek węgla i światło i w wyniku fotosyntezy emitować do atmosfery tlen. Mniej więcej 2,5 mld. lat temu tlenu było wystarczająco żeby mogły powstać nowe i bardziej skomplikowane formy życia. Obecności atmosfery zawdzięczamy też utrzymywanie się w miarę stałej temperatury.
Ziemia obraca się wokół własnej osi w kierunku przeciwnym do ruchu wskazówek zegara. Zajmuje jej to 24h (tzw. doba słoneczna), a dokładnie 23h i 56 min i 22,10 s. (tzw. doba gwiazdowa) W tym samym kierunku okrąża Słońce. Ziemia porusza się z prędkością 29,8 km/s. Jedno okrążenie naszej Gwiazdy zajmuje Ziemi dokładnie 365 dni 5h 48min. 45,9 sek.. Nasz kalendarz roczny ma 365 dni. W każdym roku zostaje zatem ćwierć dnia. W związku z tym, aby nie tracić tego czasu, dodaje się w kalendarzu co cztery lata jeden dodatkowy dzień w roku (29 lutego). Taki rok, w którym jest 366 dni nazywamy rokiem przestępnym. Orbita ziemska nie jest idealnie okręgiem. Dlatego odległość Ziemi od Słońca zmienia się w zależności od tego, w którym miejscu orbity jesteśmy. Najbliżej słońca jesteśmy 3 stycznia. Odległość od Słońca wynosi wówczas około 147 mln km, a 4 lipca jesteśmy najdalej od naszej Gwiazdy i odległość wynosi wtedy około 152 mln km.
Oś Ziemi nie jest ustawiona dokładnie prostopadle do płaszczyzny wyznaczonej przez orbitę, ale trochę przesunięta. W wyniku czego półkula północna w czerwcowe dni jest pochylona ku Słońcu, a w grudniu w przeciwną stronę. Różnice w kącie padania światła są przyczyną podziału roku na cztery pory (sami już wiecie jakie) :-) .
Masa Ziemi wynosi 5,975 * 1024 kg., średnia gęstość 5,515 g/cm3. Promień równikowy 6378,16 km., obwód na równiku 40077 km, a na biegunach 40009 km (spłaszczenie wynosi 0,0033536). Średnia temperatura na naszej planecie to 20o C, t emperatura maksymalna 60oC, a minimalna -90oC. Przyspieszenie grawitacyjne na równiku (na poziomie morza) 9,7805 m/s2 Powierzchnia Ziemi wynosi 510 mln km2, lądy zajmują 149 mln km2, a woda resztę, czyli 361 mln km2.

·Mars
Mars jest czwartą planetą licząc od Słońca. Średnia odległość Marsa od naszej Gwiazdy wynosi 228 mln km. Czas obiegu wokół Słońca zajmuje Marsowi prawie dwa razy więcej niż Ziemi czyli 687 dni ziemskich.
Mars jest jedną z najmniejszych planet naszego układu. Jego średnica jest o połowę mniejsza niż Ziemska, a jego masa aż dziesięciokrotnie mniejsza. Mars jest doskonale widoczny z Ziemi nawet gołym okiem. Odległość Marsa od nas waha się w przedziale od 56 mln km do 101 mln km. Sytuacja kiedy Mars zbliża się do Ziemi na 56 mln km nie zdarza się często, następne takie zbliżenie nastąpi w 2003 roku.
Pod wieloma względami Mars jest podobny do Ziemi np. marsjańska doba trwa 24 h i 37 minut i 22 sekundy, czyli jest dłuższa od ziemskiej tylko o pół godziny. Oś Marsa jest przechylona w stosunku do płaszczyzny wyznaczonej przez orbitę o 25 stopni, więc tylko 2 stopnie więcej niż Ziemia i to dowodzi, że na Marsie występują pory roku. W czasie marjańskich zim temperatura spada do -100 C (minimalna temp. to -140 C) i zamarza dwutlenek węgla w atmosferze, czapy lodowe powiększają swój obszar. Gdy jest marsjańskie lato wieją na powierzchni silne wiatry przenoszące drobny materiał skalny, a temperatura dochodzi nawet do 15 C (temp. maks. to 20 C).
Atmosfera Marsa jest stosunkowo cienka i rzadka. Gęstość atmosfery Marsa odpowiada gęstości atmosfery ziemskiej na wysokości około 30 km. Ale i w tej bardzo rzadkiej atmosferze powstają chmury złożone z kryształów lodu i zestalonego dwutlenku węgla. Atmosfera Marsa nie jest przyjazna dla jakiegokolwiek życia: zawiera aż 95% dwutlenku węgla, 3% azotu i 1,97% argonu. Reszta to inne gazy, których ilość waha się np. para wodna (ok. 0,03%)
Powierzchnia Marsa przypomina suchą i zimną pustynię i górski krajobraz, piasek uformowany jest w wydmy, przypomina powierzhnię Księżyca. Prawdopodnie na Marsie było kiedyś bardzo dużo wody w stanie ciekłym, o czym świadczą rozległe obszary aluwialne i doliny podobne do rzecznych. Być może jeszcze dziś Mars ma lodowce pod powierzchnią, gdzie temperatura nigdy nie przekracza punktu topnienia. Ta podziemna stała zmarzlina znajduje się prawdopodobnie na obu biegunach Marsa, tworząc rzeki i jeziora.
Największym wulkanem na Marsie jest obecnie nieczynny już wulkan tarczowy zwany Nix Olympica lub Olympus Mons (góra Olimp). Średnica jego podstawy wynosi około 600 km, a jego wierzchołek, który stanowi krater o średnicy 90 km. wznosi się na wysokość 27 km ponad otaczający go teren. Jest to najprawdopodobniej najwyższa góra i zarazem wulkan w całym Układzie Słonecznym.

·Jowisz
Jowisz jest największą planetą naszego Układu Słonecznego i pierwszą planetą należącą do rodziny planet-olbrzymów. Jego średnica równikowa wynosi 142980 km, czyli jest ponad 11 razy większa od średnicy Ziemi, a jego masa jest 2 razy większa niż masy wszystkich planet, księżyców, komet i planetoid naszego Układu Słonecznego razem wzięte. Średnica biegunowa Jowisza jest przy tym o 8400 km mniejsza od jego średnicy równikowej. Przyczyną tak silnego spłaszczenia Jowisza jest jego szybka rotacja: równikowy okres obrotu planety wynosi 9 godzin 50 minut i 28 sekund, na dużych i średnich szerokościach jowiszowych jest o 5 minut dłuższy.
Jowisz krąży wokół Słońca po gigantycznej orbicie – średnia odległość tej planety od Słońca wynosi ok. 778,4 mln km. Aby zatoczyć tak ogromny krąg Jowisz potrzebuje aż 11 lat i 315 dni.
Patrząc na Jowisza, zauważymy przede wszystkim równoległe do równika, rozciągające się na przemian ciemne pasy i jasne strefy. Jasne strefy związane są prawdopodobnie z ruchami na zewnątrz atmosfery, natomiast ciemne pasy – z ruchami w dół. Często możemy dostrzec także jasne i czerwonawe plamy, mosty i girlandy pomiędzy pasami, które zmieniają się w dość krótkim czasie. Najbardziej znanym i trwałym tworem w atmosferze Jowisza jest Wielka Czerwona Plama, ogromny cyklon atmosferyczny na południowej półkuli Jowisza. Plama ta zmienia czasami swój kolor, blednąc niekiedy tak, że wydaje się iż całkowicie znikła. Pojawia się jednak potem na powrót, w swojej owalnej formie przyominającej oko. Jej długość w kierunku równoleżnikowym przekracza 20000 km, a w kierunku południkowym ok. 12000 km.
Wiatry wiejące w atmosferze Jowisza osiągają przędkość do 150 m/s, czyli pięciokrotnie przekraczającą prędkość orkanów na Ziemi. Tym gwałtownym ruchom w atmosferze towarzyszą potężne wyładowania elektryczne.
Atmosfera Jowisza zawiera 82% wodoru, 18% helu i śladowe ilości innych gazów (metan, amoniak i inne). Prawdopodobnie czerwonawe zabarwienie obłoków na Jowiszu wynika z połączenia amoniaku i wodoru (może również wchodzić w grę fosfor).

·Saturn
Saturn jest pod względem rozmiarów i masy drugą planetą po Jowiszu. Jego średnica na równiku wynosi 120540 km, a masa jest aż 95 razy większa niż Ziemi i wynosi ——. Saturn krąży w średniej odległości od Słońca równej 1400 mln km (maks. zbliżenie – 1347 mln km, a oddalenie – 1507 mln km). Z powodu tak dużej orbity Saturn potrzebuje 29,46 lat ziemskich aby okrążyć Słońce. Czas obrotu wokół własnej osi wynosi zaś 10 godzin 14 minut 25 sekund. Z powodu silnych wiatrów górne warstwy wirują dookoła równika o 26 minut szybciej niż sama planeta.
Atmosfera na Saturnie składa się głównie z helu i wodoru oraz wielkich chmur zamarzniętej wody i kryształków amoniaku. Podobnie jak w przypadku Jowisza można wyróżnić ciemne i jasne pasy, są one jednak mniej wyraĽne i nie tak kolorowe. Ich liczba na Saturnie jest znacznie większa, sięgają one wyższych szerokości geograficznych, jednocześnie są jednak znacznie cieńsze niż na Jowiszu. Dlatego z Ziemi nie można ich obserwować, nawt za pomocą teleskopów. Do interesujących zjawisk atmosferycznych należy też owalna plama o brunatnej barwie, która przypomina Czerwoną Plamę na Jowiszu i dlategonazwano ją Wielką Brunatną Plamą. Wielki wir na Jowiszu jest jednak stałym tworem, a Brunatna Plama pojawia się na Saturnie na kilka miesięcy, po czym znika i można ją obserwować dopiero za jakieś 30 lat.
Jeśli idzie o własności fizyczne to planeta ta wykazuje duże podobieństwo do Jowisza. Ze względu na swój pierścień Saturn znany był od wielu lat jako wyjątkowo ciekawa planeta. Posiaanie pierścienia przestało być zjawiskiem wyjątkowym od kiedy odkryto pierścienie wokół Urana (w 1977 r.), Jowisza (w 1979 r.) i Neptuna (1989 r.). Pierścień Saturna jest jednak dla nas najefektowniejszy i najjaśniejszy, podczas gdy pierścienie wokół pozostałych planet-olbrzymów są tak żadkie, że nie można ich zobaczyć nawet przez największe teleskopy. Pierścień Saturna składa się z całego systemu pierścieni, z których najbardziej znane są trzy oznaczone, licząc od zewnątrz, literami A, B i C. Pomiędzy pierścieniami A i B rozciąga się szeroka przerwa, nazwana od nazwiska swojego odkrywcy Giovanniego Domenico Cassiniego (1625-1712) przerwą Cassiniego. Najbliższy Saturnowi jest bardzo rzadki pierścień D, odkryty właściwie przez sondy kosmiczne. Na zewnątrz pierścienia A znajdują się jeszcze 3 inne rzadkie pierścienie F, G i E. Pierścień A – zasadniczy system pierścieni Saturna ma średnicę zewnętrzną równą około 278000 km, podczas gdy jego grubość nie przekracza 15 km. Same pierścienie składają się z luĽnych cząstek, poczynając od cząsteczek lodu mających rozmiary kilku mikronów aż do skalistych odłamków.

·Uran
Uran jest siódmą zkolei planetą licząc od Słońca. Najbardziej wyróżnia się tym, że jego oś obrotu nachylona jest do płaszczyzny orbity pod kątem 98 stopni. W stosunku do swej drogi wokół Słońca leży on więc prawie poziomo “na boku”. Planeta ta kieruje ku Słońcu stałe pewne obszary koło równika lub koło biegunów. Na biegunach Urana dzień i noc trwają więc połowę roku uranowego. Ponieważ Uran potrzebuje na okrążenie naszej Gwiazdy 84 lata ziemskie oznacza to, że na biegunach Urana panują trwające po 42 lata noce i dnie. Astronomowie przypuszczają, że przyczyną takiego niezwykłego ustawienia mogło być zderzenie Urana z dużym obiektem złożonym z gazu i pyłu w czasie formowania się Układu Słonecznego. Siła tego zderzenia mogła Urana wytrącić z jego pierwotnej pozycji. Drugą charakterystyczną cechą Urana jest to, że wiruje on wokół własnej osi zgodnie z ruchem wskazówek zegara. Poza Uranem tak krążą jeszcze tylko Wenus i Pluton. Róch wirowy planety jest też zróżnicowany, co znaczy, że jej jądro wykonuje pełny obrót w czasie dłuższym (ok. 17,24 godziny) niż zewnętrzna warstwa chmur (od 14,2 godzin do 16,6 godzin).
Uran jest zaliczany do planet gazowych olbrzymów. Jego średnica na równiku wynosi 51120 km, a masa jest około 50 razy większa niż masa Ziemi. Ma jednak inną strukturę wewnętrzną. Składa się z dwóch warstw – skalistego jądra i otaczającej je warstwy półpłynnej mieszanki wody, metanu i amoniaku.
Gruba i szaroniebieska atmosfera głównie złożona z wodoru (83%), helu (15%) i metanu (2%) nie pozwala na spojrzenie na powierzchnię Urana. Swoją barwę – niebieskawo-zielony Uran zawdzięcza właśnie metanowi.
Uran tak jak Jowisz i Saturn jest okrążony systemem pierścieni. Znamy obecnie 11 bardzo rzadkich . W przeciwieństwie do Saturna są one bardzo wąskie i są ciemniejsze. Prawdopodobnie dlatego, że pokryte są ciemnymi związkami węgla, pochłaniającymi dużą część promieniowania słonecznego. Dziewięć pierścieni zostało odkrytych całkowicie przypadkowow w 1977 roku, kiedy to astronomowie usiłowali wyliczyć średnicę planety i skład jej atmosfery. Pozostałe dwa zostały odkryte w 1986 roku przez amerykańską sondę kosmiczną Voyager 2.

·Neptun
Neptun jest najmniejszą planetą z grupy gazowych olbrzymów. Jej średnica wynosi 49528 km. Masą, kolorem i budową przypomina swojego najbliższego sąsiada Urana. Ma też cztery pierścienie, które zbudowane są z kryształków metanu i związków węgla. Węgiel zabarwia cząsteczki na czarno, dlatego pierścienie są niemal niewidoczne i to sprawiło, że zostały odkryte dopiero w 1984 roku. Również pod względem budowy Neptun przypomina Urana. W środku planety znajduje się małe skaliste jądro, zbudowane głównie z żelaza i krzemu, otoczone grubą płynną warstwą wody, amoniaku i metanu. Jądro otacza rzadka atmosfera, w której skład wchodzą wodór (85%), hel (15%) i śladowe ilości metanu, który decyduje o błękitnym zabarwieniu Neptuna.
Neptun jest przedostatnią planetą naszego Układu Słonecznego, ale raz na jakiś czas jest on za Plutonem. Ostatnie takie wydarzenie było w latach 1979 – 1999. Maksymalne oddalenie od Słońca wynosi 4497 mln km, a przybliżenie 4453 mln km. To, że orbity Neptuna i Plutona pozornie się krzyżują nie oznacza tego, że obie planety mogą się zderzyć. Jest to niemożliwe z powodu znacznego oddalenia płaszczyzn tych orbit od siebie.

·Pluton
Pluton jest dziewiątą planetą i zarazem ostatnią w naszym Układzie Słonecznym. Jego odkrycie w dużej mierze zawdzięczamy matematykom, którzy na podstawie masy Neptuna i orbicie, odbiegającej od wcześniej przewidywanych i wysunęli hipotezę, że różnice ta mają związek z jeszcze jedną dlaszą planetą. Dopiero w 1930 roku Clyde W. Tombaugh odkrył Plutona. Korzystając z teleskopu w Obserwatorium Lowella w Arizonie, Tombaugh zuważył niewyraĽny obiekt poruszający się wolno na krańcach Układu Słonecznego. Planeta znajdowała się w odległości 5914 mln km. Maksymalne oddalenie od Słońca Plutona wynosi 7381 mln km, a przybliżenie 4446 mln km. Pluton jest najmniejszą planetą ze wszystkich. Jego średnica wynosi zaledwie 2300 km. O Plutonie niestety za dużo nie wiemy, ponieważ jeszcze żadna sonda nie zbliżyła się do tej planety. Pluton zbudowany jest prawdopodnie ze skalnego jądra otoczonego warstwami lodu z azotu. Gdy planeta jest w tzw. peryhelium (maks. zbliżenie do Słońca) nad Plutonem unosi się cienka atmosfera złożona z azotu.
Pluton krąży po orbicie najbardziej nachylonej do płaszczyzny, jej nachylenie wynosi ——-. Pluton potrzebuje na okrążenie Słońca aż 248 lat. Jego pełny obrót wokół własnej osi wynosi 6 dni 9 godzin i 18 minut.
Księżyce w naszym Układzie Słonecznym

·Księżyc Ziemi
Księżyc, towarzysz naszej Ziemi i najbliższe nam duże ciało niebieskie, jest dla miłośników nieba i astronomów bardzo ciekawym obiektem do obserwacji. Księżyc nie posiada atmosfery, która zasłaniałaby jego powierzchnię, możemy zatem ją bardzo dokładnie badać. Nawet gołym okiem dostrzegamy “morza” księżycowe, duże ciemne obszary, w których tradycja ludowa dostrzega “człowieka na Księżycu”. W dawniejszych czasach obserwatorzy uważali te okrągłe, ciemne obszary za prawdziwe morza i nadali im fanatazyjne łacińskie nazwy. Obecnie wiemy że na Księżycu nie ma wody w stanie wolnym. Pomimo to używa się, tak jak dawniej, historycznych nazw mórz. Autorem tych nazw jest włoski astronom Giovanni Battista Riccioli (1598-1671)

Morze Przesileń – Mare Crisium
Morze Żyzności – Mare Foecunditatis
Morze Zimna – Mare Frigoris
Morze Wilgoci – Mare Humorum
Morze Deszczów – Mare Imbrium
Morze Nektaru – Mare Nectaris
Morze Chmur – Mare Nubium
Morze Jasności – Mare Serenitatis
Morze Spokoju – Mare Tranquillitatis
Ocean Burz – Oceanus Procellarum
Jezioro Snów – Lacus Somniorium
Zatoka Tęczy – Sinus Iridium
Zatoka Środkowa – Sinus Medii
Zatoka Rosy – Sinus Roris

Morza księżycowe są ogromnymi zagłębieniami terenu, które powstały prawdopodobnie w wyniku upadku małych planetek oraz dużych okruchów materii pochodzących z początkowego okresu tworzenia się naszego układu planetarnego. Zagłębienia te następnie zostały wypełnione lawą.
Obok mórz obserwatorowi rzucają się w oczy dwie inne formacje księżycowe, tj. kratery i pasma górskie.
To właśnie kratery tworzą charakterystyczny “krajobraz księżycowy”. Jest to formacja typowa także dla niektórych planet i księżyców naszego Układu Słonecznego. Kratery na Księżycu są najprawdopodniej kraterami uderzeniowymi (a nie, jak wczesśniej przyjmowano, wulkanami”, powstałmi wskutek upadku małych plaentoid i bombardowania meteorytowego. Największe kratery mają średnicę od 200 – 300 km. Całkowita liczba wszystkich kraterów na widocznej stronie Księżyca* szacowana jest na 33000. Około 600 z nich otrzymało nazwy pochodzące od nazwisk znanych przyrodników, astronomów i filozofów. Dlatego pewien dowcipniś nazwał Księżyc “cmentarzem uczonych”.
Księżycowe łańcuchy górskie, wznoszące się niekiedy na bardzo duże wysokości, otrzymały w większości nazwy ziemskich pasm górskich. Dzięki temu na Księżycu są Alpy, Karpaty, Apeniny i Pireneje. Najwyższym łańcuchem górskim są Góry Leibniza , leżące na południowo-zachodniej półkuli. Ich szczyty przekraczają wysokość 10000 m. Gdy uzmysłowimy sobie, iż średnica Ziemi jest 3,7 raza większa od średnicy Księżyca, to widać, że góry księżycowe są proporcjonalnie 3-4 razy wyższe od ziemskich. Ponieważ na Księżycu brak jest nizin, względem których można by dokonywać pomiarów wysokości (tak jak na Ziemi mierzymy wysokości względem poziomu morza), wyróżnia się tylko wyżynne i nizinne obszary na powierzchni Księżyca.

Średnica Księżyca – 3476
Średnia prędkość Księżyca na orbicie – 1.023 km/s
Okres syderyczny* – 27.32167 dnia
Okres synodyczny* – 29.53059 dnia
Średnia odległość od Ziemi – 384400
Perygeum – 356410
Apogeum – 406740
Masa – 1/81 masy Ziemi
Temp. podczas dnia – 130 C
Temp. w nocy – -150 C
Przyciąganie – 6 razy mniejsze niż na Ziemi

* Księżyc zwraca się ku Ziemi zawsze tą samą stroną, ponieważ w ciągu jednego dnia obiegu dookoła Ziemi wykonuje jeden obórt wokół własnej osi.
* okres pomiędzy dwoma identycznymi położeniami Księżyca na tle nieba
* okres pomiędzy dwoma identycznymi fazami

·Księżyce Marsa
Ponad 110 lat temu, w roku 1877, amerykański astronom Hall odkrył dwa maleńkie księżyce Marsa, okrążające planetę macierzystą w bardzo niewielkiej odległości, tak jak to zazwyczaj bywa w przypadku naszych stacji orbitalnych czy satelitów meteorologicznych. Nazwano je Phobos (Strach) i Deimos (Groza). Obydwa księżyce to dwa podłużne, nieco kartoflowate w kształcie odłamy skalne. Podobnie jak nasz naturalny satelita i one były w pradawnych czasach trafiane przez większe i mniejsze meteoryty, o czym świadczą liczne kratery, widoczne na ich powierzchni. Phobos, wewnętrzny księżyc Marsa, ma długość 27 km, okrąża swoją planetę w 7,5 h i pokazuje jej zawsze tę samą stronę, tak jak Deimos. Obok kraterów, charakterystycznych dla prawie wszystkich księżyców, Phobos ma potężne rysy i rowy. Powstały one przypuszczalnie wskutek sił pływowych, które działają na niego rozciągająco. Deimos mierzy zaledwie 15 km i ma powierzchnię znacznie gładszą niż Phobos, bowiem grupa warstw pyłu pokrywa większość drobnych kraterów. Nie wiemy do dziś, czy obydwa księżyce powstały równocześnie ze swoją planetą, czy też zostały dopiero później przez nią przechwycone. Przypuszczalnie były to kiedyś niezależne planetoidy.

·Księżyce Jowisza
Pierwsze cztery największe księżyce tej planety odkrył włoski astronom i fizyk Galileusz w 1609r. Dziś znamy 16 księżyców Jowisza, choć może być ich więcej. Tuż nad gęstą warstwą chmur krążą jego cztery wewnętrzne satelity, które kształtem i wielkością są podobne do księżyców Marsa. Największy z nich nosi nazwę Amalthea i ma długość około 200 km.
Jednym z najbardziej interesujących obiektów całego naszego układu słonecznego jest Io, pierwszy z czterech księżyców odkrytych przez Galileusza. Jego powierzchnia, podobna do wielobarwnej pizzy, pokryta jest warstwą osadu solnego, siarki i dwutlenku siarki. Podczas gdy krajobraz naszego Księżyca od miliardów lat praktycznie nie uległ zmianie, Io zmienia swój wygląd z dnia na dzień. Potężne wybuchy wulkanów, przejawiające się w postaci wypływu strumieni lawy oraz wyrzutu związków siarki i popiołów, stale zmieniają obraz jego powierzchni. Z początku bezradnie rozkładano ręce, nie znajdując wyjaśnienia takiego zachowania. Jak ciało niebieskie może być tak gorące, podczas gdy księżyc Ziemi czy księżyce Marsa nie wykazują aktywności wulkanicznej od miliardów lat? Obecnie zagadkę tę już rozwiązano. Orbitę Io zakłóca regularnie najbliższy zewnętrzny księżyc Europa. Io jest systematycznie odciągany od Jowisza, a następnie powraca na swoje pierwotne miejsce. Takie wybrzuszenie orbity Io powoduje zmianę sił pływów na tym księżycu. Podlega on stale rozciąganiu i ściskaniu, jest więc jakby stale wałkowany. Podczas takiego procesu wytwarza się ciepło, które pod powierzchnią Io rozgrzewa siarkę i inne substancje i wyrzuca je na powierzchnię pod wysokim ciśnieniem przez szczeliny i kratery wulkanów. Takie wyrzuty sięgają czasem nawet wysokości 250 km i są przyczyną codziennych zmian krajobrazu Io.
Zupełnie inaczej wygląda Europa, drugi z dużych księżyców Jowisza. Całkowicie pokryty lodem, przypomina krajobraz lodowcowy. Głębokie rysy w lodzie wyglądają jak szczeliny ziemskich lodowców. Księżyc ten jest gładki niczym kula bilardowa. Nie istnieją rzucające cień góry czy brzegi kraterów.
Ganimedes, największy z odkrytych przez Galileusza księżyców, składa się przypuszczalnie z mieszaniny lodu i skał, pokrytej cienką skorupą ciemnej materii. Ta skorupa była często przebijana przez meteoryty, a znajdujący się poniżej lód rozrzucany dookoła. Kratery lodowe przypominają nieco kratery smugowe na naszym Księżycu. Tam jednak smugi tworzy jasny pył.
Kalisto, ostatni z czwórki wielkich księżyców Jowisza, jest zbudowany podobnie jak Ganimedes, ma jednak na powierzchni potężną nieckę z koncentrycznymi pierścieniami – ślad po uderzeniu dużego meteorytu. Również i tu z wielu kraterów wydostawał się na powierzchnię lód.
Cztery Galileuszowe księżyce Jowisza można obserwować za pomocą większej lornetki, umocowanej na statywie. Oczywiście lepiej używać lunety, nawet małej. Księżyce Jowisza codziennie wchodzą w cień planety lub rzucają własny cień na powłokę jej chmur. Więc zyczę szczęścia przy oglądaniu… :-)

·Księżyce Saturna
Żadna z planet nie ma tak różnorodnej i interesującej rodziny księżyców jak Saturn. Prócz wspaniałego systemu pierścieni stwierdzono u niego do tej pory 23 księżyce, a może być ich więcej. Posiadamy nadzwyczaj piękne fotografie tych największych, o nazwach Mimas, Enceladus, Tethys, Dione i Rhea. Wszystkie są zbudowane z mieszaniny skał lodu i mają kratery pochodzenia meteorytowego, niektóre ze wzniesieniem centralnym, podobnie jak te poznane wcześniej na naszym Księżycu.
Największy z księżyców Saturna – Tytan, widoczny jest z Ziemi już przez małą lunetę, jest zupełnie wyjątkowy. Posiada gęstą atmosferę, składającą się, podobnie jak w przypadku Ziemi, przede wszystkim z azotu. Ciśnienie atmosferyczne przekracza tam nieco wartość ciśnienia ziemskiego, a temperatura przy powierzchni Tytana wynosi -200 stopni C i wyklucza istnienie życia. Załogi UFO, drobne zielone stworki czy E.T. – oczywiście jeśli istnieją ;-> – z całą pewnością nie pochodzą z Tytana.
Saturn obok wielkich ma także wiele drobnych i interesujących satelitów. Po zewnętrznej stronie właściwego systemu pierścieni istnieje jeszcze jeden wąski pierścień, który oznaczono literą F. Cząstki tego pierścienia są w nim utrzymywane przez oddziaływanie dwóch małych księżyców, z których jeden krąży prawie na skraju wewnętrznym, drugi nieco na zewnątrz pierścienia F. Jak dwa owczarki dbają obydwa księżyce (1980 S 26 i S 27) o to, by powierzona im owczarnia, składająca się w tym przypadku z cząstek pierścienia, nie rozpierzchła się. Stąd obdarzono je sympatyczną nazwą “księżyców-owczarków”.
Dwa inne drobne księżyce (1980 S 1 i S 3) mają prawie identyczne orbity i zamieniają się od czasu do czasu miejscami. W ten sposób raz jeden raz drugi jest bardziej oddalony od planety. Drobne księżyce Mimas B, Tethys B, C, D oraz Dione B, C poruszają się dokładnie po tych samych orbitach, co ich więksi imiennicy, ale wyprzedzają ich lub biegną za nimi.
W dużej odległości od wszystkich pozostałych satelitów okrąża Saturna mały księżyć Phoebe. W tym przypadku podejrzewa się, że jest to przechwycona planetoida.

·Księżyce Urana i Neptuna
W roku 1986 sonda kosmiczna Voyager 2 dotarła do Urana, a w roku 1989 także do Neptuna. Odkryła ona 10 nowych księżyców Urana oraz 6 dalszych Neptuna. Obecnie znamy zatem 15 księżyców Urana i 8 Neptuna. Odkryto również systemy pierścieni. Uran ma 10 pierścieni, a Napetun co najmniej 4 pojedyncze, utowrzone z materiału o bardzo ciemnej barwie. 5 największych księżyców Urana nosi nazwę: Ariel, Umbriel, Titania, Oberon i Miranda. Największymi ksieżycami Neptuna są: Tryton i Nereida. Najnowsze pomiary wskazują, że średnica Trytona jest niewiele mniejsza od średnicy naszego Księżyca i wynosi 2700 km.

·Księżyc Plutona
Odległa planeta Pluton ma księżyc nazwany Charon o średnicy około 1200 km. Jest on o połowę mniejszy od swojej planety. Stąd Pluton zasługuje o wiele bardziej na miano planety podwójnej niż nasza Ziemia. Pluton i Charon są do siebie zwrócone zawsze tą samą stroną, podobnie jak to za parę miliardów lat będzie z Ziemią i Księżycem ;-) . Ich obrót wokół siebie jest podobny do obrotu kul sztywnych hantli. Chyba nigdy nie uda nam się dowiedzieć, czy obydwa ciała niebieskie nie są przypadkiem odrzuconymi księżycami Neptuna.
Nasze Słońce

Słońce jest naszą najbliższą gwiazdą. Jego promieniowanie wpływa na całą naszą przyrodę. Bez Słońca nie byłoby planet ani nie powstałoby życie na Ziemi.
Pod względem rozmiarów i promieniowania Słońce należy do przeciętnych gwiazd typu widmowego G2V. Masa Słońca jest równa l,989×1030 kg, średnica 1,391,960 km. W porównaniu z Ziemią jest ono 335,000 razy bardziej masywne i ma 109 razy większą średnicę. Przyspieszenie grawitacyjne na powierzchni Słońca wynosi 274,96 m/s2, prędkość ucieczki – 618,67 km/s. W porównaniu z Ziemią wartości te są odpowiednio 28,1 i 55,4 razy większe. Słońce jest właściwie olbrzymią obracającą się kulą gazową, przy czym przeciętna gęstość jego materii wynosi 1,410 g/cm3, a zatem tylko niewiele więcej niż gęstość wody (1 g/cm3). Temperatura we wnętrzu Słońca sięga 19×106 K, a gęstość aż 130 g/cm3. Tak duża gęstość w centrum Słońca powstaje na skutek olbrzymiego ciąnienia górnych warstw słonecznych, wynoszącego 4×1010 MPa (około 400 miliardów atmosfer). Gęstość w miarę oddalania się od środka spada i przy powierzchni wynosi już tylko 0,001 g/cm3. Materia, z której zbudowane jest Słońce, mimo olbrzymiego ciśnienia wszędzie zachowuje właściwości gazu. Słońce składa się w 70% z wodoru, w 28% z helu, a około 2% przypada na pozostałe pierwiastki. Powierzchniowe warstwy Słońca nie obracają się jak ciało sztywne. Na równiku słonecznym prędkość rotacji jest największa, na biegunach najmniejsza. Okres obrotu zmienia się od 25,38 dnia na równiku aż do 35 dni w pobliżu biegunów.
Podczas całkowitego zaćmienia Słońca, obserwowanego w dniu 11 czerwca 1983 roku w Indonezji, dwaj astronomowie japońscy Shizo Isobe oraz Toshinori Maihara otrzymali podczerwone widmo emitowane przez cząstki pyłu otaczające Słońce blisko jego powierzchni. Do detekcji widma użyli specjalnej wideokamery wyniesionej przez wysokościowy balon. Niewielką część pyłowej otoczki Słońca po raz pierwszy obserwowali astronomowie w Boliwii już w 1967 roku, jednakże obserwacje te nie były wystarczająco pewne. Pyłowa otoczka wokół Słońca powstaje z pyłowej materii międzyplanetarnej. Utworzyło ją Słońce dzięki swojej sile przyciągania w ciągu 10 milionów lat. Cząstki otoczki, wyparowując w pobliżu Słońca, emitują promieniowanie podczerwone. Według naszej współczesnej wiedzy o wewnętrznej budowie gwiazd, Słońce przedstawia się jako gigantyczny nuklearny kocioł, w którym wodór przemienia się w hel. Przy tej przemianie pierwiastków uwalniają się olbrzymie ilości energii. Z 1 g wodoru powstaje nie tylko hel, ale ponad 1012 J energii. W ciągu każdej sekundy 4 miliony ton wodoru przemieniają się w Słońcu w hel. Przez wypromieniowanie uwolnionej energii Słońce traci 0,1% swojej masy w ciągu 16 miliardów lat. Źródło energii promienistej Słońca, przemiana wodoru w hel, produkuje tę energię już pięć miliardów lat i będzie ją produkować jeszcze przynajmniej drugie tyle, dopóki nie wyczerpią się wszystkie zapasy wodoru w tych rejonach Słońca, gdzie panuje wystarczająco wysoka temperatura do podtrzymania reakcji termojądrowych. Każdy metr kwadratowy powierzchni słonecznej wypromieniowuje w ciągu sekundy w przestrzeń kosmiczną 62,86×106 J energii, cała zaś powierzchnia Słońca aż 3,826×1026 J. Z tej energii dociera do Ziemi w każdej sekundzie 2×1017 J, co odpowiada 200×1012 kW. Blisko połowa dochodzącej energii ulega odbiciu, rozproszeniu i pochłonięciu w atmosferze ziemskiej.
Światło słoneczne jest białe, z widmem składającym się z barw od czerwonej przez pomarańczową, żółtą, zieloną, niebieską aż do fioletowej. Światło słoneczne rozszczepione na poszczególne składniki barwne możemy obserwować w przyrodzie jako tęczę. Słońce, oprócz promieniowania elektromagnetycznego, w którym nie brakuje promieniowania radiowego, rentgenowskiego i promieniowania gamma, jest również źródłem promieniowania korpuskularnego, znanego pod nazwą wiatru słonecznego. Cząstki, elektrony i jony atomów, z których się składa promieniowanie korpuskularne, wybiegają ze Słońca z prędkością od 1000 do 3000 km/s. W okolicy Ziemi gęstość wiatru słonecznego przy przeciętnej aktywności Słońca wynosi 10-100 cząstek w 1 cm3. Przy wtargnięciu w atmosferę ziemską cząstki powodują zorze polarne i zmiany ziemskiego pola magnetycznego. Z teorii budowy wewnętrznej gwiazd wynika, że około 5% produkowanej przez Słońce energii promienistej winno przypadać na neutrina, jednakże na Ziemi obserwuje się trzykrotnie mniej neutrin, niż wynikałoby z teorii budowy wewnętrznej Słońca.
Przeważająca część Słońca jest niedostępna dla obserwacji bezpośrednich. Obserwowane promieniowanie dochodzi do nas tylko z górnych warstw powierzchni słonecznej, zwanych atmosferą słoneczną. Masa atmosfery stanowi zaledwie jedną dziesięciomiliardową część całej masy Słońca. Najniższą warstwę atmosfery słonecznej, w której powstaje obserwowane widmo ciągłe i liniowe, nazywamy fotosferą. Grubość fotosfery nie przekracza 200 do 300 km. Powierzchnię fotosfery obserwujemy jako tarczę słoneczną, świecącą białym spójnym światłem. Tarcza słoneczna jest jaśniejsza w środku niż przy brzegu, tam patrzymy bowiem na chłodniejsze, górne warstwy fotosfery, podczas gdy w środku tarczy słonecznej sięgamy do głębszych, cieplejszych jej warstw. Przeciętna temperatura fotosfery wynosi 5785 K.
Fotosfera ma gęstość 10-7g/cm3, co odpowiada w przybliżeniu 1017 cząstek w 1 cm3. Cechą charakterystyczną fotosfery jest jej ziarnistość, czyli granulacja. Pojedyncze ziarna, granule, mają średnicę od 200 do 1800 km, najczęściej około 700 km. Pomiędzy granulami znajdują się ciemniejsze miejsca. Granule są górnymi częściami wstępujących prądów konwektywnych materii w fotosferze i mają temperaturę średnio o 200 K wyższą niż fotosfera. Jasność granul jest o około 30% większa niż jasność ciemnych obszarów między nimi, a ich czas życia nie przekracza kilku minut. Fotosfera jest zatem w ciągłym ruchu. Dzięki prądom konwektywnym materia z jej cieplejszych obszarów wypływa na powierzchnię Słońca, a promieniowanie powierzchni słonecznej jest rozłożone równomiernie. Granule można obserwować jedynie przy pomocy teleskopu, i to tylko z obserwatoriów wysokogórskich, gdzie zaburzenia atmosfery są stosunkowo niewielkie.
Już gołym okiem widzimy na powierzchni Słońca plamy. Są to obszary fotosfery o temperaturze niższej niż otoczenie. W dobrze rozwiniętej plamie dostrzeżemy ciemniejszy cień (umbra), będący jak gdyby jądrem plamy, o temperaturze od około 4300 do 4700 K. Cień jest otoczony jaśniejszym półcieniem (penumbra). Plamy powstają w obszarach silnych pól magnetycznych, o indukcji sięgającej kilkuset militesli. Najmniejsze plamy mają średnicę około 100 km, największe, widoczne gołym okiem, aż 90,000 km. Czas życia plamy zależy od jej wielkości: najmniejsze plamy trwają kilka godzin, największe nawet kilka miesięcy. Plamy są charakterystyczne dla tzw. aktywnych rejonów na Słońcu i ściśle wiążą się z aktywnością słoneczną, zmieniającą się w przybliżeniu w cyklu 11-letnim.
Przy obserwacji plam okiem nieuzbrojonym nigdy nie patrzymy na Słońce wprost. Dla ochrony oczu musimy użyć bądź zakopconego szkła, bądź bardzo ciemnych okularów, najlepiej okularów spawalniczych. Również przez teleskop nie oglądamy Słońca bezpośrednio. Obraz Słońca, utworzony przez teleskop, oglądamy w projekcji na kawałku białego papieru, umieszczonym w stosownej odległości za okularem. Odległość papieru od okularu tak dobieramy, aby powstały obraz był ostry.
Innym przejawem aktywnych obszarów na powierzchni Słońca są jaśniejsze miejsca fotosfery, które nazywamy polami pochodni (pochodnie fotosferyczne). Poprzedzają one pojawienie się plam słonecznych i często pozostają po ich zniknięciu. Poszczególne włókna pól pochodni, tzw. pochodnie (fakuły), powstają wskutek anormalnego przepływu ciepła w obszarach aktywnych; wyższe warstwy są cieplejsze, natomiast niższe warstwy są chłodniejsze niż ich otoczenie. Najjaśniejsze, a zarazem najwyżej położone części pól pochodni są 1,5 razy jaśniejsze i o 200 do 300 K cieplejsze niż fotosfera. Nazywamy je polami flokuł. Pole pochodni staje się widoczne przy brzegu Słońca, kiedy obserwujemy tylko jego wyższą, cieplejszą część. Nie widać go w pobliżu środka tarczy słonecznej, gdzie obserwujemy zarówno ciepłą, jak i chłodną część pola pochodni. Warstwę atmosfery słonecznej położoną nad fotosferą nazywamy chromosferą. Możemy ją obserwować tylko w ciągu kilku sekund podczas całkowitych zaćmień Słońca. Gęstość chromosfery jest tak niska, że jej świecenie zanika wobec świecenia całej tarczy słonecznej. Poza zaćmieniami, chromosferę możemy obserwować tylko spektrohelioskopem lub też posługując się filtrem monochromatycznym w linii H alfa wodoru albo liniach H i K wapnia. Chromosfera sięga od 12,000 do 14,000 km nad fotosferę. Ma zabarwienie jasnoczerwone. Gęstość dolnych warstw chromosfery wynosi w przybliżeniu 1015 cząstek w 1cm3, a zatem jest taka jak w atmosferze ziemskiej na wysokości 75 km. Na wysokości 10,000 km chromosfera zawiera już tylko 109 cząstek w 1cm3. Temperatura w chromosferze powoli się podnosi aż do wysokości 3,000 km, gdzie wynosi 6,000 K. Dalej szybko wzrasta do wartości rzędu 100,000 K. Nad plamami obserwujemy w chromosferze pola flokuł, a w nich od czasu do czasu gwałtowne pojaśnienia, tzw. rozbłyski chromosferyczne. Trwają one od kilku do kilkudziesięciu minut i są silnymi źródłami promieniowania rentgenowskiego i korpuskularnego.
Poprzez chromosferę przechodzą bardzo liczne strumienie wznoszących się gazów, których prędkość sięga 20 km/s. Nazywamy je bryzgami chromosferycznymi (spikułami). średnica bryzgów wynosi aż 2,000 km, a wznoszą; się one do wysokości 10,000 km. Trwają od 30s do 3-5 min. Wydaje się, że tworzą one przedłużenie granul. Ich energia kinetyczna częściowo przyczynia się do ogrzewania korony.
Ostatnią, najwyższą warstwę atmosfery słonecznej tworzy korona, którą możemy obserwować jedynie w czasie całkowitych zaćmień Słońca lub też, począwszy od roku 1930, za pomocą specjalnych teleskopów, tzw. koronografów. Metalowo-niebieskie, chłodne światło korony powstaje wskutek rozproszenia światła fotosfery na swobodnych elektronach i cząstkach pyłu materii międzyplanetarnej. Korona zaczyna się nad chromosferą i ciągnie się daleko w przestrzeń międzyplanetarną. Niektórzy astronomowie przypuszczają, że sięga ona nawet poza orbitę Ziemi. Gęstość korony wynosi zaledwie 108 cząstek w 1cm3, natomiast jej temperatura przekracza 1,000,000 K. Korona jest gęstsza i ma wyższą temperaturę nad obszarami aktywnymi. Podczas 11-letniego cyklu słonecznego zmienia swój kształt, wielkość i intensywność świecenia. Największa jest w czasie maksimum słonecznej aktywności, jej promienie docierają wówczas na odległość od 15 do 20 promieni Słońca.
Chyba największe wrażenie spośród zjawisk występujących na powierzchni Słońca wywierają protuberancje. Te olbrzymie masy wyrzucanego z powierzchni Słońca gazu, z prędkością dziesiątek lub setek kilometrów na sekundę przechodzą przez chromosferę do korony. Niektóre protuberancje wznoszą się na odległość miliona kilometrów. W skutek wzrostu gęstości i ochłodzenia pewnych rejonów korony, protuberancje powstają również w samej koronie. Gdy prędkość protuberancji jest większa niż prędkość ucieczki, wynosząca 618,7 km/s, wyrzucana materia ucieka w przestrzeń międzyplanetarną. Wraz ze wzrostem wysokości protuberancja ochładza się i rozpływa. Temperatura protuberancji wynosi od tysiąca do kilku tysięcy kelwinów, jest zatem znacznie niższa niż temperatura otaczającej ją korony. Szkieletem protuberancji jest również silne pole magnetyczne. Protuberancje widoczne są na tle tarczy słonecznej w formie ciemnych, długich włókien noszących niekiedy nazwę filamentów. Obserwacje protuberancji są możliwe w czasie całkowitych zaćmień Słońca, natomiast poza zaćmieniami – za pomocą koronografu. Sfilmowany dynamiczny rozwój protuberancji wywiera wprost fascynujące wrażenie. Nie wszystkie zjawiska obserwowane w górnych warstwach Słońca i w jego atmosferze potrafimy dziś objaśnić.
Obserwujemy świat, który jest nie tylko bardzo oddalony, ale jakże różny od naszego świata ziemskiego. Zachowanie się materii w warunkach olbrzymich ciśnień panujących we wnętrzu Słońca, transport materii i energii do górnych warstw atmosfery słonecznej przy pomocy silnych pól magnetycznych nie da się symulować w ziemskich laboratoriach. Kosmonautyka i w tym zakresie dostarcza nam nieocenionych informacji. Rozszerza zakres obserwowanego widma promieniowania Słońca o część nadfioletową, rentgenowską i promieniowania gamma. Nowe informacje wypełniają luki w naszej wiedzy o budowie Słońca, a także pozwalają lepiej poznać prawa rządzące niecodziennym światem gwiazd.

Gwiazdy we Wszechświecie

·Życie gwiazdy
Gwiazdy tworzą się wewnątrz gigantycznych chmur gazów i pyłów. Cząstki takiej chmury łączą się, tworząc gwiazdę, która w swym początkowym etapie jest chłodna. Gwiazda kurczy się pod wpływem przyciągania grawitacyjnego i ogrzewa. Jej wnętrze staje się tak gorące, że zaczyna wytwarzać światło i ciepło w taki sam sposób, jak nasze Słońce.
Kiedy energia gwiazdy zostanie wyzwolona, gwiazda zmienia się, stając się czerwonym olbrzymem. Tak samo stanie się za bardzo wiele lat z naszą gwiazdą.
Po wyczerpaniu się energii gwiazdy tracą swą zewnętrzną, wnętrze gwałtownie się kurczy itworzą sie białe karły. Są one bardzo gęste i ciężkie. Filiżanka materii białego karła może ważycz wiele ton. Białę karły świecą niewyraźnie i można je obserwować jedynie przez teleskop. Ostatecznie przestają one świecić i pozostaje zimna i ciemna kula.
Niektóre gwiazdy szybciej zużywają energię, a następnie eksplodują, wysyłając większość swej materii w przestrzeń kosmiczną. W wyniku eksplozji tworzą się gwiazdy supernowe. Chmury materii rozpraszają się w przestrzeni, a wnętrza gwiazd kurczą się i tworzą ciało dużo cięższe aniżeli białe karły.

·Gwiazdozbiory
“Naszym” niebem gwiaździstym, czyli niebem oglądanym w Polsce, jest półkula północna nieba. Tradycja łączyła gwiazdy w bardzo różne gwiazdozbiory. Astronomowie, decyzją Międzynarodowej Unii Astronomicznej w 1928 roku, podzielili całe niebo na 88 gwiazdozbiorów o ściśle określonych granicach. Podobnie jak współrzędne na sferze niebieskiej, gwiazdozbiory mają znaczenie pomoxniecze przy orientacji na niebie.

Gwiazdozbiory nieba północnego:

Nazwa PolskaNazwa łacińskaLiczba gwiazd jaśn. od 6,5 m *
AndromedaAndromeda139
BaranAries80
BliźniętaGemini106
BykTaurus188
CefeuszCepheus159
DelfinDelphinus31
HerkulesHercules227
JaszczurkaLacerta48
KasjopejaCassiopeia126
Korona PółnocnaCorona Borealis31
LewLeo161
LisekVulpecula62
LutniaLyra69
ŁabędźCygnus197
Mała NiedźwiedzicaUrsa Minor54
Mały LewLeo Minor40
Mały PiesCanis Minor37
PegazPegasus178
PerseuszPerseus136
Psy GończeCanes Venatici88
RakCancer92
RybyPisces128
RyśLynx87
SmokDraco220
StrzałaSagitta18
TrójkątTriangulum30
Warkocz BerenikiComa Berenices70
Wielka NiedźwiedzicaUrsa Maior227
WoźnicaAuriga144
WolarzBootes140
ŹrebięEquuleus16
ŻyrafaCamelpardalis138

Gwiazdozbiory nieba południowego:

Nazwa PolskaNazwa łacińskaLiczba gwiazd jaśn. od 6,5 m *
AndromedaAndromeda139
BaranAries80
CentaurCentaurus389
CyrkielCircinus48
ErydanEridanus *293
FeniksPhoenix139
GołąbColumba112
Góra StołowaMensa44
HydraHydra *393
IndianicIndus84
JednorożecMonoceros *16
KameleonChamaeleon50
KilCarina268
KompasPyxis65
Korona PołudniowaCorona Australis49
KoziorożecCapricornus *134
KrukCorvus53
Krzyż PołudniaCrux54
MikroskopMicroscopium69
MuchaMusca75
OktantOctans88
OłtarzAra8
OrionOrion *18
OrzełAquila14
PannaVirgo *271
PawPavo1290
PiecFornax110
PompaAntlia85
Ptak RajskiApus67
PucharCrater *53
RufaPuppis313
Ryba LatającaVolans46
Ryba PołudniowaPiscis Austrinus *75
RylecCaelum28
RzeżbiarzSculptor *131
SekstansSextans *75
SiećRiticulum34
SkorpionScorpius *185
StrzelecSagittarius298
Sztaluga MalarskaPictor67
Tarcza SobieskiegoScutum33
TeleskopTelescopium87
Trójkąt PołudniowyTriangulum Australe46
TukanTucana81
WagaLibra *122
WążSerpens123
Wąż MorskiHydrus64
WęgielnicaNorma64
WężownikOphiuchus209
Wielki PiesCanis Maior *178
WielorybCeptus *321
WilkLupus159
WodnikAquarius *276
ZającLepus103
ZegarHorologium68
Złota RybaDorado43
ŻagielVela248
ŻurawGrus106

·Czas umrzeć
Gwiazdy z przedziału 1- 4 mas Słońca po wypaleniu wodoru w jądrze zaczynają się zapadać a zewnętrzne warstwy – rozdymać. Uzyskana w tym procesie energia zapoczątkowuje reakcję przemiany wodoru w hel w otoczce dookoła jądra. Gwiazda znowu zaczyna świecić, jednak w kolorze czerwonym. Znajduje się wówczas w stadium tzw. czerwonego olbrzyma. Jego jądro ciągle się zapada, aż uzyskana temperatura (rzędu 100 miliardów °C) pozwala na przemianę helu w cięższy węgiel. Po okresie ok. 100 milionów lat proces nukleosyntezy zakańcza się i następuje gwałtowne odrzucenie zewnętrznych warstw materii. Po gwieździe pozostaje stopniowo rozpraszająca się mgławica planetarna oraz twór zbliżony wielkości Ziemi, czyli biały karzeł. Tworzy go zdegenerowany gaz, w którym elektrony nie obiegają jąder atomów, a swobodnie się poruszają. Jego gęstość jest tak wielka, że łyżka tej materii ważyła by około 100 ton. Białe karły to gwiazdy bardzo stabilne, które powoli wypromieniowują resztkę energii, by w końcu stać się czarnymi karłami.

Gwiazda wielkości 4 do 8 mas Słońca świeci o wiele krócej i ginie bardziej efektownie. W początkowej fazie ewolucji świeci jaśniej, a temperatura powierzchni sięga 25 tysięcy °C. Powoduje to, że wodór w jądrze spalany jest w czasie 100 milionów lat. Jako czerwony olbrzym osiąga temperaturę jądra dochodzącą do 600 miliardów stopni Celsjusza. Dzięki temu synteza jąder nie kończy się na węglu, lecz dochodzi do żelaza. Podczas tego procesu gwiazda zwiększa swą objętość kilkadziesiąt razy przyjmując postać nadolbrzyma. Naukowcy twierdzą, że większość znanych pierwiastków powstała właśnie dzięki nadolbrzymom. Po ustaniu procesów termojądrowych jądro gwiazdy szybko się zapada. Wyzwolona energia gwałtownie rozsadza jądro, przy czym jasność gwiazdy wzrasta na chwilę setki razy. Zjawisko to nosi nazwę supernowej. Energia wyzwolona podczas wybuchu jest w stanie zniszczyć kilkadziesiąt planet wielkości Ziemi. Lecz wybuch supernowej ma także zalety, gdyż dzięki niemu materia może się rozproszyć i mogą powstać nowe obiekty w kosmosie. Większość materii starej gwiazdy ulega rozproszeniu. Pozostaje gwiazda, która szybko zapada się do średnicy kilkudziesięciu kilometrów. Jest jeszcze gęstsza od białego karła – łyżka materii może ważyć nawet 100 mln ton. Składa się ona z samych neutronów powstałych podczas kolapsu grawitacyjnego po wybuchu supernowej i nosi nazwę gwiazdy neutronowej. Ma bardzo wysoką temperaturę rzędu milionów kelwinów i szybko rotuje wokół własnej osi.
Gwiazda o masie większej od 8 mas Słońca także kończy jako supernowa, jednak jest to wybuch o wiele potężniejszy. Jądro gwiazdy jest często rozrywane podczas eksplozji. Jeśli jednak przetrwa i jest około 3 razy większe od Słońca zapadając się tworzy tzw. czarną dziurę.
Wyobraźmy sobie następującą sytuację:
Jakaś ogromna siła zaczyna miażdżyć Ziemię. Jej promień cały czas się zmniejsza, aż w pewnym momencie wynosi zaledwie 1 centymetr. Cała masa Ziemi mieści się teraz w kuli o wielkości golfowej piłeczki. Twór taki wytwarza bardzo wielkie pole grawitacyjne. Tak wielkie, że zakrzywia nawet wiązki światła. Twór taki to czarna dziura. Gdybyśmy teraz w jego pobliżu umieścili książkę, ważyłaby ona bilion (1000000000000) ton!!!
Teoretycznie czarna dziura to obiekt o nieskończonej gęstości lecz z zerową objętością, który nazywany jest osobliwością. Wytwarza ono tak silne pole grawitacyjne (miliardy razy większe niż ziemskie), że zakrzywia przestrzeń wokół siebie. Granicą czarnej dziury jest horyzont zdarzeń, z wewnątrz którego nic nie może się wydostać. O czarnych dziurach znajdziesz więcej w dziale Czarne Dziury ;->

Komety

Komety to ciała niebieskie złożone z pyłu i większych odłamków skalnych wmrożonych w lód składający się z wody, metanu, amoniaku, dwutlenku węgla i innych gazów. Dlatego komety określa się w literaturze astronomicznej jako “brudne kule śniegowe”.

Jądro komety, składające się z lodu i okruchów skalnych, może mieć średnicę od 1 – 50 km. Gdy ta “brudna kula śniegowa”, wędrując po swojej orbicie, zbliży sie do Słońca rozgrzewa się i wtedy zmrożone gazy odparowują. Z powierzchni jądra zostaje uwolniony także pył. Z materii tej tworzy się tzw. koma, gazowo-pyłowy obłok otaczający jądro komety jak “atmosfera”. Jej średnica sięga czasami miliona kilometrów, choć z teguł jest mniejsza. Jądro i koma tworzą głowe komety.

Gdy kometa wchodzi do wewnętrznej części Układu Słonecznego, a więc w bezpośrednie sąsiedztwo Słońca, wiatr słoneczny i ciśnienie promieniowania słonecznego “zdmuchują” odparowane gazy oraz cząsteczki pyłu z głowy komety. W wyniku tego oddziaływania powstaje długi, niezykle rzadki ogon komety, odwrócony zawsze w kierunku przeciwnym niż Słońce i osiągający długość kilku milionów km. Rozróżniamy w zasadzie dwa rodzaje ogonów: ogon gazowy oraz wolniej wykształcający się, słabszy ogon pyłwy. Czasami obserwuje się w komecie tzw. przeciwogon, skierowany w kierunku Słońca. Jego źródłem jest wypływ strumienia cząsteczek pyłu z jądra komety.

Za pomocą sond kosmicznych odkryto ostatnio, że jądra komet otoczone są przez wodorowe otoczki o średnicy do 50 milionów km. (!). Otoczkę taką nazywamy halo (gr. halos = koło). Kometa ukazująca sięw pobliżu Słońca składa się więc z jądra, komy, ogona i halo. To nasze Słońce jest czynnikiem, który powoduje, że zbliżająca się do niego zamarznięta kula lodowa zaczyna się rozgrzewać. W ten sposób “martwe” i ciemne jądro ożywa, tworząc świecącą kome i ogon.
Każde zbliżenie do Słońca oznacza dla komety utratę masy, gdyż materia wyrzucona do ogona jest dla niej bezpowrotnie stracona. Astronomowie obliczyli, że przeciętna kometa przeżywa około 100 zbliżeń do Słońca zanim jej resztki ostatecznie rozproszą się i kometa zniknie. Kometa Bieli odkryta w 1826 roku przez Wilhelma Bieli, podczas zbliżenia do Słońca w 1845 roku najpierw zmieniła kształt, a potem rozpadła się na oczach obserwujących ją astronomów. Ne jej miejscu pojawił się poźniej rój meteorytów złożony z jej odłamków.
Jedną z najsłynniejszych komet jest kometa Halleya, nazwana na cześć swojego odkrywcy Edmunda Halleya (1656-1742). Obliczając orbitę jasnej komety z roku 1682, Halley odkrył, że wcześniej obserwowane komety z lat 1531 i 1607 miały tę samą orbitę. Wywnioskował stąd, iż z pewnością chodzi tu o jedną i tę samą kometę. Odkrył on także eliptyczny kształt jej orbity wokół Słońca oraz przewidzial jej powrót w roku 1751. W ten sposób odkryto okresowy charakter ruchu komet. i poraz pierwszy zapowiedziano powrót jednej z nich. Nawiasem mówiąc, kometa zjawiła się na niebie punktualnie. Okres obiegu komety Halleya wokół Słońca wynosi 76,2 roku, a jej orbita sięga daleko poza orbitę Neptuna. Podczas ostatnich zbliżeń do Słońca (1910 i 1986) jej jasność wyraźnie spadła.
Większość komet porusza się wokół Słońca po wydłużonych elipsach. Podczas gdy planety i planetoidy obiegają Słońce w pobliżu płaszczyzny ekliptyki, chmura komet otacza Słońce ze wszystkich stron.. Dlatego też mówi się o halo kometarnym wokół Słońca, zwierającym być może biliony komet. Ten kometarny obłok, towarzyszący naszemu systemowi planetarnemu, jest prawdopodobnie pozostałością pierwotnej materii, z której niegdyś powstał Układ Słoneczny.
Komety okresowe dzieli się na krótkookresowe (okres obiegu poniżej 100 lat) oraz długookresowe (okres obiegu ponad 100 lat). I tak, kometa Enckego, odkryta w 1786 roku, ma okres obiegu 3,3 roku, podczas gdy kometa Kohoutka, dostrzeżona po raz pierwszy w 1973 roku, potrzebuje około 75000 lat na okrążenie Słońca (!).

Gdy kometa przebiega względnie blisko dużej planety, zostaje przyciągnięta przez jej pole grawitacyjne i zmuszona do okrążenia Słońca po orbicie ciaśniejszej niż dotychczasowa. W wyniku takich zakłóceń orbit komet, spowodowanych przez oddziaływanie grawitacyjne dużych planet, cały ich szereg należy do rodzin kometarnych danej planety. Najlepiej znana jest rodzina Jowisz, do której należy conajmniej 68 komet.
Od bardzo dawna ludzkość nurtowało powodowane przez fantazję i strach pytanie, czy i jak często możliwe są zderzenia pomiędzy Ziemią a kometą lub innymi ciałami niebieskimi. To niebezpieczeństwo jest małe, ale w przypadku jego zaistnienia byłoby dla Ziemi zdarzenie o znaczeniu regionalnym. Niektórzy badacze są zdania, że ciało niebieskie, które 30 czerwca 1908 roku w okolicach rzeki Tunguska na Syberii unicestwiło życie na obszarze przekraczającym 50 km, było uderzającym w Ziemię jądrem małej komety.
Meteory i meteoryty

Przestrzeń między planetami i gwiazdami nie jest “pusta”. Znajduje się tam wiele pyłu i gazu o różnych rozmiarach. Do cząsteczek pyłu należą małe cząsteczki o średnicach do 5 mm.
Meteoroidy stają się dla nas widoczne, kiedy z wielką prędkością, bo ponad 30 km/s, wchodzą w atmosferę Ziemską. Na wysokości około 100 km, w wyniku zderzenia meteoroidu z cząsteczkami atmosfery powstaje tak wiele ciepła, że jego część wyparowuje. Ściśnięte cząsteczki gazów zderzają się z innymi cząsteczkami i atomami powietrza i pobudzają je do świecenia. Świecenie to obserwujemy jako znane, krótkotrwałe zjawisko świetlne zwane meteorem, lub potocznie “spadającą gwiazdą”.
W taki właśnie sposób wzdłuż drogi meteoru powstaje długi, świecący kanał powietrzny, który widzimy na niebie jako meteor. Nawet znikome ciała, o masie wynoszącej ok. ćwierć grama, stają się bardzo jasnymi meteorami. Najmniejsze cząstki pyłu całkowicie wyparowują podczas swej drogi poprzez atmosferę ziemską.
Wnikliwy obserwator może zaobserwować do 10 meteorów na godzinę. Jednak codziennie w atmosferę ziemkską wpadają niezliczone meteoroidy, których nawet nie widać.
Oprócz codziennego spadku meteorów, w określonych porach roku występują tzw. roje meteorów. W naszym Układzie Słonczenym krążą pierścienie pyłu, pokrywające się w przybliżeniu z orbitą dwawno rozpadłej albo wciąż jeszcze krążącej komety. W pierścieniu tym krąży przede wszystkim pył, który kiedyś został wyrzucony z tej komety. Kiedy Ziemia, krążąc po swej orbicie, przechodzi przez taki pierścień pyłu, obserwujemy wówczas zwiększoną liczbę meteorów – rój meteorów.
Roje meteorów, przez które corocznie przechodzi Ziemia w tym samym czasie, mają własne nazwy pochodzące od gwiazdozbiorów, w których znajduje się pozorny punkt wyjściowy roju. Tak więc mamy np. rój zwany Perseidy, którego radiant znajduje się w Perseuszu i którego maksimum (największa liczba “spadających gwiazd”) następuje 11 sierpnia oraz rój Leonid, którego radiant leży w gwiazdozbiorze Lwa, a maksimum przypada 17 listopada.

Obok przeciętnych meteorów obserwuje się także większe i szczególnie jasne mateory, nazywane bolidami (kulami ognistymi) Mają one masy ponad 1 kg, przenikają więc nie odparowane w głębokie warstwy atmosfery i spadają na Ziemię. Te kamienie, uderzające w powierzchnię Ziemi, nazywają meteorytami. Są między nimi wielkie ciała, których uderzenie w Ziemię może spowodować lokalne spustoszenie.
Znany krater Barringera w stanie Arizona (USA), mający średnicę ok. 1300 m i głębokość 175 m, powstał w wyniku upadku wielkiego meteorytu, który musiał mieć masę ok. 10000 ton, a spadł na naszą planetę przed 25000 lat. Na końcu swej drogi poprzez atmosferę ziemską bolidy rozpadają się czasami, przybierając postać deszczów meteorytów. W roku 1803 spadł we Francji taki deszcz liczący ok. 2000 meteorytów. W 1868 spaddło w okolicach Pułtuska ok. 100000 meteorytów, a w 1912 roku w Arizonie deszcze taki zawierał ponad 14000 odłamków.
Pochodzenie takich rzadko spotykanych dużych meteorytów nie jest w pełni wyjaśnione. Możliwe jest jednak, że pochodzą one z planetoid, których większość krąży pomiędzy Marsem a Jowiszem. Wskutek zderzeń lub oddziaływań grawitacyjnych niektóre z nich mogą się znaleźć w niebezpiecznej bliskości Ziemi.
Na podstawie badań odnalezionych meteorytów podzielono je na meteoryty kamienne i żelazne. Oprócz tego spotyka się meteoryty żelazno-kamienne. Najczęstsze są meteoryty kamienne, ponieważ jednak one najłatwiej się kruszą, to największe i najcięższe znaleziska meteorytowe składają się z żelaza.
Największym znanym meteorytem znalezionym na Ziemi jest ważący 60 ton meteoryt Hoba, leżący na terenie jednej z farm w Afryce Południowej. Jest to meteoryt żelazny, zbudowany ze stopu niklowo-żelazowego.
Powstanie Wszechświata

Gdy astronomowie patrzą w kosmos, daleko poza naszą Galaktykę, w każdym kierunku widzą wiele innych galaktyk. Wszystkie te odległe galaktyki sprawiają wrażenie, jakby oddalały się od nas i od siebie wzajem, a te najdalsze poruszają się najszybciej. Tak więc wszystko wskazuje na to, że jesteśmy w rozszerzającym się Wszechświecie. Co jednak spowodowało tę ucieczkę?
Astronomowie sądzą, że około 20 miliardów lat temu cała materia Wszechświata rozpierzchła się na wszystkie strony. Nie mogą wyjaśnic, jak ani dlaczego tak się stało, lecz porównują to z potężną eksplozją i nazywają ją Wielkim Wybuchem (Big Bang). Początkowo Wszechświat był bardzo, bardzo gorący, ale w miarę rozszerzania się stygł, aż stał się Wszechświatem, jaki obecnie mamy.
Odległe galaktyki są tak daleko, że ich światło potrzebuje wiele czasu na dotarcie do nas. Astronomowie potrafią dostrzec ledwo widoczne galaktyki oddalone o 10 miliardów lat świetlnych. Oznacza to, że światło tych galaktyk wędrowało do nas 10 miliardów lat. Widzimy je więc takimi, jakimi były 10 miliardów lat temu i nie wiemy jak naprawdę te galaktyki teraz wyglądają. Gdy zaglądasz w kosmos, zaglądasz również w czas miniony, a więc w przeszłość. Moim zdaniem jest to dziwne, abstrakcyjne, niewarygodne ale jednak logicznie myśląc, prawdziwe i bardzo interesujące…
Galaktyki

Gwiazdy, kótre obserwujesz na niebie w nocy, są częścią gigantycznej rodziny gwiazd zwanej Galaktyką. Galaktyka może zawierać aż około 100 miliardów gwiazd, ale nie można ich wszystkich zobaczyc, ponieważ jedna galaktyka jest tak wielka, że gwiazda, która znajduje się “na krańcach” owej galaktyki jest zbyt daleko i można ją obserwować tylko przez teleskop. Nasza gwiazda, Słońce, znajduje się w pobliżu brzegu i kiedy patrzysz w kierunku środka galaktyki widzisz światło innych gwiazd i mgławic. Jest to Droga Mleczna – delkatne pasmo, rozciągające się przez całe niebo, które ujrzysz w pogodne noce. Jej centrum jest zakryte przez chmury pyłu.
Astronomowie obliczyli, jaka jest nasza galaktyka, obserwując inne galaktyki i mierząc ruchy chmur gazu międzygwiezdnego. Jest ona płaską spiralą średnicy około 100000 lat świetlnych, z dwoma “ramionami” kręcącymi się wokół środkowego jasnego wybrzuszenia. Ramiona zawierają mgławice, w których rodzą się nowe gwiazdy. Słońce znajduje się w jednym z tych ramion. Wokół brzegu galaktyki skupione jest około 200 gromad gwiazd zawierających prawdopodobnie 100000 starszych gwiazd. Nasza galaktyka nie jest jedyną oczywiście. W całym wszechświecie jest wiele milionów galaktyk.
mglawice
Przez długi czas mgławicami określano zarówno rzeczywiste mgławice, czyli nagromadzenie pyłów i gazów w przestrzeni międzygwiazdowej, jak i odlegle galaktyki. Do dziś wiele z nich zachowało dawne nazwy, zawierające termin “mgławice”, choć ich galaktyczna przynależność nie budzi wątpliwości. Najlepszym tego przykładem jest Wielka Mgławica Andromedy, będąca w rzeczywistości galaktyką spiralną oddaloną od Układu Słonecznego o mniej więcej 2 miliony lat świetlnych. Pierwszy opisał ją w X wieku perski astronom Abd ar-Rahman as- Suft. Opis as-Sufiego nie wzbudził jednak większego zainteresowania. Około 1520 roku kronikarz wyprawy Ferdynanda Magellana dookoła Ziemi, Antonio Pigafetta, zaobserwował nieznane, jasne plamki na niebie półkuli południowej. Na cześć swego kapitana nazwał je Obłokami Magellana – Wielkimi i Małymi. Faktycznie są to dwie galaktyki, satelity naszej Galaktyki.
Wynalezienie teleskopu umożliwiło obserwacje pierwszych rzeczywistych mgławic. W 1611 roku Nicolas Peiresc odnalazł dzięki teleskopowi Wielką Mgławice Oriona (Wielką Mgławice w Orionie).

Posted in Uncategorized | Leave a comment

Lasery i ich zastosowanie (szczegółowy opis wybranego laseru)

Laser (Light Amplification by Stimulated Emission Of Radiation) – jest to urządzenie elektroniki kwantowej, generujące lub wzmacniające spójne promieniowanie elektromagnetyczne w zakresie widmowym zawartym między daleką podczerwienią (fale submilimetrowe) a nadfioletem. W działaniu lasera wykorzystano zjawisko wzmocnienia promieniowania przez emisje wymuszona w ośrodku, w którym nastąpiło odwrócenie (inwersja) obsadzeń.

Laser składa się z substancji czynnej, w której uzyskuje się akcję laserową dzięki umieszczeniu jej w rezonatorze optycznym, warunkiem wstępnym zaistnienia akcji laserowej jest inwersja obsadzeń poziomów energetycznych. Typowo uzyskuje się ją w układzie trzech (lub czterech) poziomów energetycznych: podstawowego, wzbudzonego i leżącego między nimi poziomu metatrwałego, to jest charakteryzującego się względnie długim czasem życia, atomy przeprowadza się (tzw. pompowanie lasera) do poziomu wzbudzonego na kilka sposobów: oświetlając substancję czynną silnym światłem o dostatecznej energii fotonów za pomocą np. innego lasera lub błysku flesza (tzw. pompowanie optyczne), za pomocą wyładowania elektrycznego (lasery gazowe), wykorzystując energię reakcji chemicznych, za pomocą wiązki elektronowej, zderzeń atomów itd.

Zastosowanie lasera wywarło poważny wpływ na wiele dziedzin nauki i techniki np.:
-technologię materiałów (precyzyjne cięcie, spawanie i wiercenie trudno topliwych materiałów, wyważanie dynamiczne zautomatyzowane cięcie papieru, tkanin, tworzyw sztucznych itp.);
-precyzyjne pomiary długości, odległości, pułapu chmur, stopnia zanieczyszczeń atmosfery, szybkości przepływu itp.;
-sterowanie pracą maszyn roboczych, wytyczanie torów wodnych w portach, chodników w kopalniach, precyzyjne pozycjonowanie złożonych konstrukcji;
-medycynę i biologię (mikrochirurgiczne zabiegi okulistyczne, bezkrwawe zabiegi chirurgiczne, zapobieganie próchnicy, usuwanie naczyniaków, zabiegi kosmetyczne);
-zapisywanie i odtwarzanie dźwięków i obrazów;
-technikę wojskową (pomiar odległości, sterowanie bombami i pociskami, oświetlanie, specjalne metody rozpoznania i fotografowania);
-holografię;
-technologię chemiczną (selektywna kataliza reakcji chemicznych);
-telekomunikację optyczną (wielokanałowa łączność światłowodowa między dużymi centrami obliczeniowymi).

Laser jest urządzeniem, które wykorzystuje emisję wymuszoną (w zakresie światła widzialnego) i spontaniczną.

Emisja wymuszona:
Przejście atomu, jonu lub cząsteczki z wyższego poziomu do niższego może się odbyć w sposób wymuszony, pod wpływem oddziaływania elektromagnetycznego o częstotliwości określonej zależnością Bohra. Występuje wtedy emisja wymuszona.
Kwant promieniowania zewnętrznego o energii równej różnicy poziomów energetycznych pada na atom znajdujący się w stanie wzbudzonym. Pod wpływem bodźca zewnętrznego atom powraca do stanu podstawowego, emitując przy tym nowy kwant promieniowania identyczny z poprzednim.
To ostatnie stwierdzenie ma podstawowe znaczenie dla dalszych rozważań, gdyż oznacza ono, że częstotliwość promieniowania pochodzącego od emisji wymuszonej jest identyczna z częstotliwością promieniowania wymuszającego, a ich fazy są ściśle ze sobą powiązane. Poza tym emisja wymuszona odbywa się w tym samym kierunku, w którym porusza się kwant oddziałujący z atomem wzbudzonym. Ta właśnie zgodność częstotliwości, fazy i kierunku rozchodzenia się promieniowania wymuszonego z wymuszającym determinuje zasadniczą właściwość światła laserowego, a mianowicie jego spójność.
Do wystąpienia akcji laserowej konieczne jest odpowiednie ukształtowanie struktury energetycznej układu, w którym tę akcję chcemy otrzymać. Chodzi przede wszystkim o doprowadzenie układu kwantowego do takiej struktury energetycznej, aby przeważały w nim elementy wzbudzone, gdyż dopiero ich liczbowa przewaga decyduje o powstaniu akcji laserowej.

Emisja spontaniczna:
Nieodzownym warunkiem emisji światła jest wzbudzenie atomów lub cząsteczek. Odbywa się to nie tylko przez absorpcję kwantów promieniowania, lecz również za pomocą innych sposobów dostarczania energii do układu: najczęściej i najprościej przez doprowadzenie go do odpowiednio wysokiej temperatury (np. w żarówce).
Wzbudzone atomy lub cząsteczki, pod wpływem naturalnej tendencji do znajdowania się na niższych poziomach energetycznych, wracają samorzutnie, w sposób zupełnie przypadkowy i bezładny, do stanu pierwotnego, emitując przy tym fotony. Proces ten nazywa się emisją spontaniczną. Promieniowanie to jest niespójne, gdyż poszczególne atomy źródła emitują kwanty niezależnie od siebie, w sposób nieuporządkowany, bez wzajemnego powiązania.
Promieniowanie wszystkich zwykłych źródeł światła jest rezultatem emisji spontanicznej.
Wysyłany przy tym zespół fal, tj. widmo promieniowania, zależy jedynie od schematu poziomów energetycznych źródła emitującego i rodzajów dozwolonych przejść miedzy nimi.

Własności lasera określa rodzaj substancji czynnej. Istnieją następujące typy laserów:
Lasery rubinowe
Substancją czynną jest kryształ korundu z domieszką jonów chromu, pompowany optycznie fleszem, pracują impulsowo, emitują światło czerwone o długości fali λ = 694,3 nm, znaczenie głównie historyczne.

Laser helowo-neonowe
Wypełnione mieszaniną helu i neonu pod niskim ciśnieniem, pompowane elektrycznie i poprzez zderzenia atomów, emitują światło czerwone λ = 632,8 nm, ostatnio konstruuje się lasery helowo-neonowe emitujące również światło zielone, wykorzystywane w badaniach naukowych oraz ze względu na prostą budowę w dydaktyce i niektórych zastosowaniach praktycznych.

Laser kryptonowy i ksenonowy
Wypełnione kryptonem lub ksenonem z domieszką fluoru lub chloru, emitują promieniowanie ultrafioletowe, zastosowania badawcze i do pompowania optycznego laserów barwnikowych.

Laser argonowy
Wypełnione argonem, emitują światło o kilku długościach fali: od 457,9 nm do 514,5 nm, zastosowania badawcze i do pompowania laserów barwinowych.

Laser neodymowy
Szkło z domieszką neodymu, emitują impulsowo promieniowanie podczerwone o λ=1,06µm, lub po zastosowaniu elementów optyki nieliniowej światło o fali krótszej o czynnik 2 lub 4, wielka moc impulsów aż do J/impuls, zastosowania głównie badawcze.

Laser molekularny
Wypełnione dwutlenkiem węgla z dodatkiem azotu i helu, emitują impulsowo lub ciągle światło podczerwone, przestrajalna długość emitowanej fali w obszarze ok. λ = 10 µm, charakteryzują się w dużą mocą, zastosowania przemysłowe i badawcze.

Laser barwnikowy
Substancją czynną jest przepływająca, laminarna struga roztworu zawierającego barwnik organiczny, np. rodaminę, pompowane optycznie laserem argonowym, kryptonowym lub neodymowym, charakteryzują się przestrajaną w szerokim zakresie długością emitowanej fali świetlnej, zastosowania badawcze.

Laser półprzewodnikowy
Laser oparty na półprzewodniku, rodzaj diody luminescencyjnej o dużej wydajności (nośniki ładunku – dziury i elektrony – zostają wstrzyknięte w obszar złącza, rekombinują wysyłając promieniowanie rezonowane optycznie przez wypolerowany kryształ).

„Laser barwnikowy”
Laser o pracy ciągłej lub impulsowej, którego ośrodkiem aktywnym jest roztwór barwnika w stanie ciekłym, stałym lub w postaci pary. Laser barwnikowy umożliwia ciągłą zmianę długości fali z zakresie ok. 0,4-0,8 µm lub od bliskiej podczerwieni do bliskiego ultrafioletu (1 µm ÷ 0,2 µm). Zakresy te uzyskuje się przez stosowanie kolejno różnych barwników. Najbardziej znane z nich to fluorosceina, radomina G6 i rodamina B, pokrywająca środkową część widma widzialnego. Przestrajanie może odbywać się za pomocą siatek dyfrakcyjnych, pryzmatów lub poprzez zmianę ciśnienia barwnika. Cechą charakterystyczną l. b. jest możliwość płynnego przestrajania długości fali, tak w laserach ciągłego działania, jak i impulsowych, włącznie do pikosekundowych czasów trwania impulsów. Generacja w l. b. realizowana jest na przejściach między wzbudzonym stanem singletowym i stanem podstawowym złożonych molekuł barwników organicznych. Zwykle stosowane są roztwory barwników o małej koncentracji. Inwersja obsadzeń realizowana jest wg czteropoziomowego schematu pompowania optycznego. Lasery barwnikowe pracują impulsowo są pompowane lampą błyskową, laserem YAG lub impulsowym laserem azotowym. Jeśli promieniowanie lasera pompującego jest spolaryzowane, to promieniowanie lasera barwnikowego jest również spolaryzowane. Uzyskiwane z nich energie w impulsie wynoszą od kilkudziesięciu µJ do kilku mJ i moce od kilku kW do kilkunastu kW.
Częstotliwości powtarzania impulsów wynoszą przy pobudzaniu laserem azotowym do ok. 100 Hz, przy pobudzeniu lampą błyskową ok. 15 Hz. Lasery barwnikowe o pracy ciągłej są pompowane zwykle laserem jonowym argonowym. W zależności od rodzaju barwnika i zakresu emitowanej długości fali uzyskuje się różne sprawności przetwarzania mocy pompowania na moc wyjściową, zwykle od kilku do ok. 25%.
Wiązka promieniowania jest ogniskowana na szybko przepływającym strumieniu barwnika umieszczonego w rezonatorze optycznym umożliwiającym płynną zmianę długości generowanego promieniowania i zawężenie widma do szerokości spektralnej rzędu 1 pm.
Lasery barwnikowe znalazły zastosowanie w spektroskopii, chemii, diagnostyce, badaniach naukowych itp. Pierwszy laser barwnikowy został zbudowany w 1966 r. przez P. P. Sorokina i J. R. Lankarda z IBM (USA). W 1968 r. O. G. Peterson zbudował pierwszy laser barwnikowy z ośrodkiem aktywnym w postaci stałego roztworu rodaminy w szkle organicznym.

(rys.)

Schemat przestrajalnego lasera barwnikowego o wąskiej linii generacyjnej:
1 – kuweta z roztworem barwnika,
2 – zwierciadło wyjściowe rezonatora,
3 – siatka dyfrakcyjna,
4 – interferometr Fabry’ego-Perota.

Posted in Uncategorized | Leave a comment

Zjawiska magnetyczne

Własność przestrzeni polegającą na tym, ze na umieszczoną w niej igłę magnetyczną działają siły, nazywamy polem magnetycznym. Pole takie wytwarza ruda magnetytu. magnes stały(czyli namagnesowany przedmiot stalowy), kula ziemska..
POLE MAGNETYCZNE przedstawiamy na rysunku w postaci tzw. linii pola magnetycznego. Przyjęto umowę, że zwrot tych linii wskazuje biegun północny igiełki magnetycznej umieszczonej w tym polu. Na zewnątrz magnesu linie pola mają zawsze od bieguna północnego (N) do bieguna południowego(S).
PRZEWODNIK PROSTOLINIOWY, przez który płynie prąd elektryczny, wytwarza wokół siebie pole magnetyczne, którego linie tworzą okręgi leżące w płaszczyźnie prostopadłej do przewodnika o środkach leżących na przewodniku. Zwrot linii tego pola wyznaczamy za pomocą reguły prawej dłoni: jeżeli prawą dłonią obejmiemy przewodnik z prądem w taki sposób, że kciuk zwrócony będzie zgodnie z kierunkiem płynącego w przewodniku prądu, to pozostałe 4 palce wskażą nam zwrot linii pola magnetycznego
ZWOJNICA wytwarza pole magnetyczne, którego linie na zewnątrz zwojnicy mają podobny przebieg, jak w przypadku magnezu sztabkowego. Wewnątrz zwojnicy linie pola są do siebie równoległe.
Aby ROZPOZNAĆ POŁOŻENIE BIEGUNÓW magnetycznych pętli i zwojnicy, możemy posłużyć się regułą prawej dłoni, której treść w tym przypadku jest następująca: jeśli prawą dłonią obejmiemy zwojnicę tak, aby 4 palce skierowane były zgodnie z płynącym w zwojach prądem, to odchylony kciuk wskaże zwrot linii pola magnetycznego wewnątrz zwojnicy (czyli wskaże koniec zwojnicy, przy którym położony jest biegun północny powstałego magnezu).
ELEKTROMAGNESEM nazywamy zwojnicę, wewnątrz której umieszczono rdzeń z miękkiej stali. Jest on o wiele silniejszym magnesem niż sama zwojnica bez rdzenia.
NA UMIESZCZONY W POLU MAGNETYCZNYM PRZEWODNIK, przez który płynie prąd elektryczny, działa siła elektrodynamiczna. Siał ta ma największa wartość , gdy przewodnik ustawiony jest prostopadle do linii pola magnetycznego. Gdy przewodnik ustawiony jest równolegle do linii pola magnetycznego, to siła elektrodynamiczna jest równa zeru.
WARTOŚĆ SIŁY ELEKTROSYNAMICZNEJ jest wprost proporcjonalna do natężenia prądu i do długości odcinka przewodnika, umieszczonego w polu. Jest ona także zależna od tego, czy pole magnetyczne jest silne czy słabe.
KIERUNEK SIŁY ELEKTRODYNAMICZNEJ jest zawsze prostopadły do przwodnika, przez który płynie prąd i do linii pola magnetycznego
W przypadku gdy PRZEWODNIK USTAWIAONY JEST PROSTOPADLE do linii pola, kierunek i zwrot siły elektrodynamicznej wyznaczamy, stosując regułę lewej dłoni: Jeżeli lewą dłoń ustawimy w polu magnetycznym tak, aby linie tego pola były zwrócone prostopadle ku wewnętrznej powierzchni dłoni, a 4 wyprostowane palcewskazywały kierunek prądu, to odchylony o 90 kciuk wskaże kierunek i zwrot siły działającej na przewodnik.
ZJAWISKO ODDZIAŁYWANIA pola magnetycznego magnesu na przewodnik z prądem znalazło zastosowanie w silnikach elektrycznych i miernikach
ZJAWISKO POWSTAWANIA PRĄDU INDUKCYJNEGO(czyli zjawisko indukcji elektromagnetycznej) ma miejsce w zamkniętym obwodzie, np. w zwojnicy, w której pole magnetyczne ulega zmianie. Jeżeli pole magnetyczne wewnątrz zwojnicy nie ulega zmianie(jest stałe)- to wówczas prąd indukcyjny w niej nie powstaje.
POLE MAGNETYCZNE WEWNĄTRZ OBWODU , np. zwonicy można zmieniać, przesuwając względem niej magnes. wówczas powstający w zwojnicy prąd indukcyjny podczas zbliżania i oddalania od niej magnezu ma zawsze taki kierunek, ze pole magnetyczne wytworzone przez ten prąd przeszkadza ruchowi magnezu, tzn.: odpycha magnes zbliżany do zwojnicy i przyciąga magnes oddalany od zwonicy
PRAWA MAXWELLA:
*każdej zmianie pola elektrycznego towarzyszy powstanie wirowego pola magnetycznego.
*każdej zmianie pola magnetycznego towarzyszy powstanie wirowego pola elektrycznego.
TE ZMIENNE I WZAJEMNE przenikające się pola: elektryczne i magnetyczne są ze sobą ściśle związane i tworzą w przestrzenie jedno pole nazwane polem elektromagnetycznym
ROZCHODZĄCE się w przestrzeni zmiany pól elektrycznych i magnetycznych nazywamy falą elektromagnetyczną
SZYBKOŚĆ fali elektromagnetycznej w próżni jest największa i wynosi 300000km

Wersja ściągi w załączniku

Posted in Uncategorized | Leave a comment

Elektryczność statyczna prąd elektryczny

Elektryczność-to dziedzina fizyki i techniki obejmująca zagadnienia związane z
oddziaływaniem ładunków elektrycznych:
·będących w spoczynku (elektrostatyka)
·będących w ruchu (elektromagnetyzm)

Ciała oddziałujące na siebie siłami elektrycznymi nie muszą się stykać. Mówimy, że to oddziaływanie „na odległość”(np. siła grawitacji).

ELEKTRYZOWANIE CIAŁ PRZEZ TARCIE

·Wskaźnikiem naelektryzowania ciał może być lampka neonowa, która m.in. ma zastosowanie we wkrętakach używanych przez elektromechaników.

·„Elektryczność ujemna” związana jest z uzyskaniem przez ciało ładunku ujemnego, a „elektryczność dodatnia” z utratą ładunku ujemnego

·Jednym ze sposobów elektryzowania ciał jest ich wzajemne pocieranie.

·Istnieją dwa rodzaje ładunków. Przyjęto, że szkło przy pocieraniu elektryzuje się dodatnia(+), a PCW- ujemnie(-).

·Elektryzowanie przez pocieranie polega na przejściu elektronów z jednego ciała do drugiego. To ciało, które traci elektrony, elektryzuje się dodatnio a drugie, które je przejmuje, ujemnie. całkowity ładunek układu tych sił nie zmienia się.

·Jednostką ładunku w SI jest 1 kulomb (1C). Ładunek taki odpowiada ładunkowi około 6025*10 elektronów.

SIŁY WZAJEMNEGO ODZZIAŁYWANIA CIAŁ NAELEKTRYZOWANYCH. PRAWO COULOMBA

·Dwa jednoimienne naelektryzowane ciała odpychają się, a naelektryzowane różnoimiennie przyciągają się. Takie oddziaływanie ciał naelektryzowanych nazywamy oddziaływaniem elektrycznym. Występujące przy tym siły nazywamy siłami elektrycznymi.
·Prawo Coulomba: Wartość siły wzajemnego oddziaływania naelektryzowanych kulek(ładunków punktowych ) umieszczonych w pewnej odległości od siebie jest wprost proporcjonalna do iloczynu wartości ładunków zgromadzonych na kulkach i odwrotnie proporcjonalna do kwadratu odległości między ich środkami.
g ▪ g
F = k rF- wartość siły wzajemnego oddziaływania,
k- współczynnik proporcjonalności zależny od rodzaju ośrodka, w którym umieszczone są naelektryzowane kulki.
g , g -ładunki zgromadzone na kulkach
r- odległość między środkami kulek

PRZEWODNIKI I IZOLATORY
·Ciała, które łatwo przenoszą(mówimy też „przewodzą”) ładunek elektryczny, nazywamy przewodnikami. Do przewodników zaliczamy m.in. metale, które w swoim wnętrzu posiadają elektrony swobodne. Są to elektrony, które opuściły powłokę walęcyjną i poruszają się swobodnie wewnątrz ciała ruchem chaotycznym (nieuporządkowanym). Przewodnikami oprócz metali , są również m.in.: grafit elektrolity, zjonizowane gazy ciała organizmów żywych.

·Ciała, pozbawione elektronów swobodnych lub innych nośników ładunku (jonów dodatnich czy ujemnych), które mogą się swobodnie poruszać w ich wnętrzu, nazywamy izolatorami. Izolatory nie przewodzą (nie przenoszą) ładunków elektrycznych. Do izolatorów zaliczamy m.in.: PCW, porcelanę, szkło, papier, gips.

ZJAWISKO INDUKCJI ELEKTROSTATYCZNEJ

·Elektryzowanie ciał przewodzącego przez indukcję polega na przemieszczaniu się w jego wnętrzu elektronów swobodnych pod wpływem pod wpływem ładunku zbliżanego ciała naelektryzowanego.
·Zbliżanie ciała naelektryzowanego do izolatora powoduje jego polaryzację elektryczną

ELEKTRYZOWNIE CIAŁ PRZEZ DOTKNIĘCIE CIAŁEM NAELEKTRYZOWNYM

·Elektryzowanie ciała może wystąpić również przez dotknięcie tego ciała innym ciałem naelektryzowanym. w układzie „ ciało naelektryzowane- ciało elektryzowane” następuje trwałe przemieszczenie się elektronów z jednego ciała do drugiego. W efekcie oba ciała są naelektryzowane ładunkiem tego samego znaku.
·W układzie ciał izolowanych elektrycznie od otoczenia całkowity ładunek (suma ładunków dodatnich i ujemnych) nie ulega zmianie. Ładunek może jednie przemieszczać się z jednego ciała (lub jego części) do innego ciała (lub jego części). To stwierdzenie nazywamy zasadą zachowania ładunku.

POLE ELEKTROSTATYCZNE

·Obszar wokół ciała naelektryzowanego ma specjalne właściwości: na każde inne ciało naelektryzowane ( na ładunki) działa w tym obszarze siła elektryczna. Mówimy, że ciało naelektryzowane wytwarza wokół siebie pole elektrostatyczne i jest jego źródłem.
·Wartość siły elektrostatycznej jest tym większa im:
silniejsze jest pole, w którym umieszczono dany ładunek
większy jest ładunek, który umieszczono w danym polu

PRACA

Jeżeli:
·ciało porusza się po linii prostej i przebywa drogę s,
·wartość działającej na ciało siły jest stała podczas jego przesuwania,
·kierunek i zwrot siły jest zgodny z kierunkiem i zwrotem przemieszczenia ciała
to pracę można obliczyć za pomocą wzoru:
W=F ▪ s
Zatem pracą (W) przez siłę F działającą na ciało nazywamy wtedy iloczyn wartości tej siły (F) i wartości przemieszczenia ciała (s). Jednostka pracy jest dżul ( 1J = 1N▪1m)

NAPIĘCIE

·Napięciem U miedzy dwoma punktami A, B pola elektrostatycznego nazywamy iloraz pracy (W ) wykonanej przez siły elektryczne podczas przenoszenia ładunku(q) z punktu A do punktu B tego pola i wartości tego ładunku

W
UAB= q
·Napięciem między dwoma punktami pola elektrostatycznego informuje nas o tym, jaką pracę wykonują siły elektryczne przy przenoszeniu ładunku jednostkowego (1C) między tymi punktami
·Jednostką napięcia jest wolt (1V= 1J/1C)
·Napięcie miedzy dwoma punktami pola elektrostatycznego, które leżą na tej samej linii pola, zalezy od odległości miedzy tymi punktami i od tego, jak „silne’ jest pole.

Prąd Elektryczny

·prądem elektrycznym w przewodniku metalowym nazywamy uporządkowany ruch elektronów swobodnych zachodzący pod wpływem sił pola elektrycznego. Prąd elektryczny może również płynąć przez niektóre ciecze (elektrolity) i zjonizowane gazy
·skutkami przepływu prądu mogą być m.in.:]
☺wzrost temperatury przewodnika
☺wysyłanie (czyli emisja) światła
☺wykonywanie pracy mechanicznej
☺reakcje chemiczne
☺oddziaływanie magnetyczne

Posted in Uncategorized | Leave a comment