ASTROFYZIKÁLNÍ VELIČINY HVĚZD
|
|
- Jitka Černá
- před 7 lety
- Počet zobrazení:
Transkript
1 ASTROFYZIKÁLNÍ VELIČINY HVĚZD
2 Základní pojmy z astrofyziky Existují přímo, či nepřímo měřitelné fyzikální veličiny, které jsou důležité pro pochopení vlastností hvězd a jejich soustav Již dříve jsme poznali některé fyzikální veličiny vzdálenost hvězdy vlastní pohyb hvězdy Nyní tyto fyzikální veličiny rozšíříme o další přímo, či nepřímo měřitelné veličiny hvězdná velikost magnituda spektrální třída, teplota hmotnost, rozměr, hustota rotace hvězd
3 Hvězdná velikost Ptolemaios, který převzal hvězdný katalog od Hipparcha, rozdělil hvězdy od nejjasnějších (1. velikosti) po nejslabší (6. velikosti) do šesti hvězdných tříd Fotometrická veličina, která udává jasnost hvězd nebo jiných objektů na obloze je zdánlivá velikost magnituda Název magnituda je odvozen z latinského magnitudo velikost, se skutečnou velikostí (rozměrem) ovšem nemá magnituda nic společného
4 Pogsonova rovnice Podle N. Pogsona byla vybrána hodnota ρ = 2,512 a tedy potom můžeme psát Zdánlivé magnitudy velmi jasných objektů (Slunce, Měsíc, ) nabývají záporných hodnot
5 Jasnost objektů I. Pokud by byly hvězdné velikosti měřeny v monochromatickém světle nebo v úzkém intervalu vlnových délek světla, byl by systém magnitud nezávislý na použitém receptoru Každý receptor má ovšem jiné rozdělení spektrální citlivosti, proto každému receptoru odpovídá zvláštní systém magnitud (ve starší literatuře fotografická (max. 410 nm), dále vizuální (max nm), atd.)
6 Jasnost objektů II. Nejdůležitějším je systém tříbarevný U, B, V, který je vymezen barevnými filtry pro oblasti spektra ultrafialovou maximální citlivost kolem 360 nm modrou maximální citlivost kolem 440 nm vizuální maximální citlivost kolem 540 nm Na tento tříbarevný systém navazují další barvy v oblasti dlouhovlnného oboru spektra (R, I, J, K,...)
7 Barevný index, barevný exces I. Barvy hvězd závisí na teplotě vnějších vrstev hvězdné atmosféry. Jasnost hvězdy v modré a vizuální oblasti spektra bude určovat např. rozdíl magnitud B a V Barevný index B V (stejně jako U B) závisí na rozdělení energie ve spektru měřené hvězdy a je u různých hvězd různý; obecně platí Definice nulového barevného indexu je stanovena úmluvou hvězdy o povrchové teplotě 10 4 K (spektrální typ A0, viz dále) mezi 5,5 m až 6,5 m mají pro všechny vlnové délky stejnou jasnost
8 Barevný index, barevný exces II. Hvězdy s pozitivním barevným indexem jsou červenější než hvězdy A0, naopak hvězdy s negativním barevným indexem jsou modřejší Barevný index Slunce je +0,65 Barevný exces (nadbytek) je rozdíl naměřeného barevného indexu a barevného indexu předpokládaného u té které hvězdy Barevný exces je způsoben selektivní absorpcí světla vzdálených hvězd na částicích mezihvězdné hmoty (mezihvězdné zčervenání světla hvězdy)
9 Bolometrická magnituda Bolometrická magnituda je odvozena z celkového toku záření ve všech vlnových délkách, který by mohl být změřen mimo zemskou atmosféru Bolometrická korekce B.C. je opravou vizuálních magnitud na bolometrické, tedy platí Například pro Slunce je bolometrická korekce rovna +0,07m. U hvězd slunečního typu se bere nulová bolometrická korekce
10 Svítivost Celková energie vyzářená z celého povrchu hvězdy za jednotku času je dána vztahem vyjadřujícím celkovou svítivost hvězdy Tato rovnice platí ale pouze tehdy, pokud není světlo na dráze mezi zdrojem a pozorovatelem nějakým způsobem oslabeno absorpcí V astrofyzice je z praktických důvodů svítivost vyjádřena jiným způsobem. Aby bylo možno porovnávat svítivost hvězd, převádí se pozorované magnitudy na hodnotu, která by byla naměřena, kdyby byla hvězda ve vzdálenosti 10 pc Odpovídající magnituda se nazývá absolutní magnitudou (hvězdnou velikostí), přímo měřená potom zdánlivou magnitudou
11 Absolutní hvězdná velikost I. Není-li světlo absorbováno, jsou hvězdné jasnosti měřené ve vzdálenosti r a 10 pc nepřímo úměrné čtvercům vzdálenosti Modul vzdálenosti rozdíl vizuální a absolutní hvězdné velikosti, neboť např. Pokud světlo hvězdy prochází absorpčním prostředím (např. oblaky mezihvězdného plynu), zdánlivá magnituda vzroste o veličinu A a pak platí
12 Absolutní hvězdná velikost II. Absolutní hvězdná velikost Slunce je +4,85 m Pro malá tělesa sluneční soustavy (planety, komety, ) je výpočet absolutní hvězdné velikosti poněkud odlišný Absolutní hvězdná velikost je definována jako zdánlivá hvězdná velikost, kterou by měl objekt sledovaný ze vzdálenosti 1 AU od Slunce a fázový úhel φ (úhel Slunce těleso Země) by byl nulový. Známe-li absolutní hvězdnou velikost tělesa, můžeme následující vztah použít např. k výpočtu průměru tělesa kde p(χ) v prvním vztahu je tzv. fázový integrál a p v ve druhém vztahu je tzv. albedo, tj. míra odrazivosti (tělesa)
13 Atmosférická extinkce I. Atmosféra naší Země absorbuje a rozptyluje světlo přicházející z mezihvězdného prostoru čím větší dráhu urazí paprsek, tím víc je zeslaben, tzv. atmosférická extinkce Rozptyl světla (viz. dále) je pro různé vlnové délky různý, nejvíce se rozptyluje světlo modré, nejméně červené důvod proč je zapadající Slunce nebo Měsíc červený, obloha během dne modrá Světlo o původní intenzitě je oslabeno na určité dráze podle vztahu
14 Atmosférická extinkce II. Vzdušná hmota je definována jako následující poměr, M(z) platí zhruba do z = 65 Pro poměr intenzit potom platí Mezi hvězdnou mimoatmosférickou velikostí m 0 pozorovanou v zenitové vzdálenosti z platí vztah a velikostí m z Atmosférická extinkce je kromě toho též funkcí vlnové délky a mění se i s nadmořskou výškou
15 Proč je obloha modrá? Za vše může tzv. Rayleighův rozptyl
16 Teploty hvězd Teplota hvězdy je důležitá fyzikální charakteristika hvězdy, je ale důležité o jakou teplotu se jedná a jak je definována Hvězdu je možné představit si jako absolutně černé těleso pro jehož svítivost platí Hvězda však nezáří jako absolutně černé těleso a proto se zavádí následující teploty efektivní teplota T = T ef je to teplota AČT, které by vyzářilo množství energie odpovídající svítivosti L zářivá teplota je teplota AČT, které vyzařuje v daném intervalu spektra stejnou energii jako pozorované těleso (teplota hvězd měřená pouze v určité oblasti spektra) barevná teplota je to teplota AČT, která v daném intervalu spektra má stejný průběh jako pozorované těleso (barevná teplota oblohy)
17 Spektrální klasifikace hvězd I. Velmi důležitým pozorovacím údajem je stručný popis spektra hvězd. Podle typu spektra rozdělujeme 99% hvězd do tzv. spektrálních tříd (podle klesající teploty harvardská klasifikace) Princip klasifikace se opírá o přítomnost nebo nepřítomnost důležitých čar ve hvězdném spektru a o jejich intenzitu Základní třídy dělíme ještě do deseti podskupin 0 9 (podle teploty v dané třídě), např. G2 Slunce, do tříd O M patří 99% hvězd, existují ještě třídy P (plynné mlhoviny) a Q (novy)
18 Spektrální klasifikace hvězd II. W Wolf-Rayetovy hvězdy, objeveny 1876 dvěma pařížskými astronomy, hvězdy s přítomností širokých emisních čar vodíku a helia. W se dělí ještě na WN, WC (nadměrné množství dusíku, uhlíku) O Silné spojité spektrum, absorpčníčáry ionizovaného helia. Teplota T > K. Hvězdy ζ Pup, δ Pup, ζ Ori B Absorpční čáry neutrálního helia, Balmerovy série vodíku a ionizovaného kyslíku. Teplota T = K K. Hvězdy Regulus, Rigel, Spica A Silnéčáry Balmerovy série vodíku. Objevují se čáry ionizovaného vápníku a čáry kovů. Teplota T = K K. Hvězdy Deneb, Altair, Vega
19 Spektrální klasifikace hvězd III. F Čáry Balmerovy série slábnou, zesilují se čáry ionizovaného vápníku a kovů. Teplota T = K K. Hvězdy Canopus, Procyon, Polárka G Velmi silné čáry ionizovaného vápníku, slabé čáry Balmerovy série, početné čáry kovů, zejména železa. Teplota T = K K. Hvězdy Slunce, Capella K Silné čáry kovů, slabé absorpční pásy molekul, zejména CN a CH. Teplota T = K K. Hvězdy Pollux, Arkturus, Aldebaran M Silné pásy molekul, zejména oxidu titanatého. Teplota T = K Hvězdy Antares, Betelgeuze, Proxima Centauri
20 Spektrální klasifikace hvězd IV. L Chladní trpaslíci balancující na hranici udržení termonukleární syntézy, maximum záření v IR spektru Teplota T = K K. T V těchto hvězdách vzniká metan a ve spektru se objevují typické IR čáry metanu. Teplota T < K R, N výrazné pásy sloučenin uhlíku (CN, CO,...) uhlíkové hvězdy; S připomínají spektra hvězd K a M, obsahují však značné množství molekulárních pásů, absorpční pásy ZrO zirkonové hvězdy
21 Spektrální klasifikace hvězd V.
22 Spektrální klasifikace hvězd VI. Jak již bylo řečeno, ke každé spektrální třídě existuje ještě deset podtříd, ke znaku spektra se ještě přidávají předpony (charakterizují hvězdu) a přípony (vzhledové vlastnosti spektra) Předpony Přípony g obr (giant) d trpaslík (dwarf) c veleobr sg podobr (subgiant) wd bílý trpaslík (white dwarf) sd podtrpaslík e emisníčáry s ostréčáry n neostréčáry v proměnné čáry (variable) p zvláštní spektra (peculiar) k čáry mezihvězdného prostředí m čáry kovů
23 Spektrální klasifikace hvězd VII systém MKK (W. W. Morgan, P.C. Keenan, E. Kellman), tzv. spektrální klasifikace Yerkesské observatoře (Yerkesská klasifikace) v roce 1953 upravena na MK klasifikaci Ia nejjasnější nadobři (veleobři) Ib méně jasní nadobři II jasní obři III normální obři IV podobři V hvězdy hlavní posloupnosti VI podtrpasličí hvězdy Podle této klasifikace je Slunce klasifikováno jako hvězda G2 V, tedy hvězda hlavní posloupnosti spektrální třídy G
24 H-R diagram I E. Hertzsprung ( ) a H. N. Russel ( ) závislost absolutní hvězdné velikosti a spektrální třídy objektu, tzv. Hertzsprung-Russelův (H-R, HR) diagram Na vodorovnou osu se v HR diagramu vynáší efektivní teplota, místo efektivní teploty je možno užít též barevného indexu (B V), třetí možností pro vodorovnou osu je použití spektrální třídy Na svislé ose je zářivý výkon hvězdy, buď v absolutní hodnotě nebo poměrná vzhledem ke Slunci, další možností je absolutní hvězdná velikost (záporná pro velký zářivý výkon a naopak!!!)
25 H-R diagram II.
26 H-R diagram III. Diagram, kde je vynesena pozorovaná hvězdná velikost V a barevný index B V, je také znám jako barevný diagram. Dostičasto se HR diagram neužívá jen pro studium hvězd, ale též např. ke studiu hvězdokup (u nich je možno užívat místo absolutní hvězdné velikosti zdánlivou), proměnných hvězd
27 Empirický vztah hmotnost svítivost Určování hmotností dvojhvězd vedlo k objevu, že existuje vztah mezi hmotnostmi a svítivostmi hvězd Bolometrickou magnitudu lze vyjádřit jako lineární funkci hmotnosti Pro svítivost hvězdy platí V praxi známe zářivý výkon a hmotnost Slunce, pak můžeme zhruba psát
28 Průměry hvězd I. Vzhledem k velkým vzdálenostem hvězd je hvězdy s výjimkou Slunce pozorovat pouze jako bodové zdroje Lidské oko má rozlišovací schopnost asi 1, svého času největší dalekohled na Kavkaze má rozlišovací schopnost kolem 0,03 V roce 1995 byl ovšem Hubbleovým teleskopem jako vůbec u první hvězdy kromě Slunce vyfotografován disk hvězdy Betelgeuse Určení rozměrů u ostatních hvězd je však možný několika způsoby ze znalosti svítivosti a efektivní teploty interferometrickými měřeními pomocí zákrytových dvojhvězd pomocí zákrytů hvězd Měsícem
29 Průměry hvězd II. Určení průměru hvězdy pomocí L a T ef Za předpokladu, že hvězda září jako absolutně černé těleso platí známý vztah a dále z něj vyplývá Pro poměr svítivostí v závislosti na absolutní bolometrické magnitudě platí vztah Známe-li zdánlivou magnitudu a vzdálenost hvězdy, můžeme spočítat její průměr z následujícího vzorce
30 Průměry hvězd III. Dalšími zmiňovanou metodou byla interferometrická metoda měření průměru hvězdy pomocí této metody byl změřen skutečný průměr hvězdy Betelgeuse Pro průměr hvězdy získaný interferometrickou metodou platí vztah Měření pomocí zákrytu Měsícem je založeno na principu znalosti rychlosti pohybu a jeho průměru metoda omezena na pás hvězd kolem ekliptiky, díky sklonu měsíční dráhy ~ ±6 Ze světelné křivky zákrytových dvojhvězd lze určit průměr obou složek nevýhoda je že hvězdy musí ležet v zorném paprsku viz další přednášky o dvojhvězdách
31 Rotace hvězd I. Bezprostředně se pozoruje pouze rotace jediné hvězdy Slunce Skutečnost, že hvězdy rotují kolem vlastní osy, je známa pouze z rozšíření spektrálních čar Dopplerovým jevem, případně periodických záblesků pulzarů Rotace hvězd je velmi důležitá z hlediska hvězdného vývoje hustá mračna ve kterých hvězdy vznikají, mají poměrně velký moment hybnosti a tedy velkou rychlost rotace, atd.
32 Rotace hvězd II. Rotace hvězdy způsobuje, že jeden okraj hvězdy se k nám přibližuje rychlostí v = Rωa druhý okraj hvězdy se toutéž rychlostí vzdaluje Spektrálníčáry se potom rozšiřují tak, jak je vidět na obrázku Pro rozšíření spektrální čáry hvězdy platí vztah
33 Příklady Určete vzdálenost (v parsecích, světelných rocích) a paralaxu hvězdy, která má modul vzdálenosti m M = +8 m. [398,1 pc; 1298,6 l.y.; 0,0025 ] Vypočtěte poměr zářivých výkonů Slunce a hvězdy Antares (α Sco) a dále poloměr této hvězdy v jednotkách slunečního poloměru, je-li její zdánlivá vizuální hvězdná velikost m v = +0,98 m, paralaxa π = 0,0053 a povrchová teplota T = 3100 K. (Nápověda: v prvním přiblížení lze pokládat bolometrickou magnitudu rovnou zdánlivé vizuální magnitudě.) [L/L S ~ 11500; R ~ 400 R S ]
34 Příklady Kolikrát je jasnost hvězdy Proxima Centauri menší než jasnost Slunce? Zdánlivá hvězdná velikost Proximy je +10,5 m, paralaxa π = 0,76. Absolutní hvězdná velikost Slunce je +4,85 m [~10 500krát] Úhlový průměr Vegy (α Lyr) je d = 0,003, paralaxa π = 0,128, zdánlivá hvězdná velikost m = 0,04 m. Vypočtěte poloměr Vegy, její hmotnost, střední hustotu a povrchovou teplotu. [R = 2,5 R S ; M = 2,78 M S ; ρ = 0,18 ρ s ; T = 9700 K]
35 Příklady vlastnířešení S užitím výsledků z předchozího příkladu určete hustotu zářivého toku F bol hvězdy Vega, zářivý výkon hvězdy a její absolutní bolometrickou hvězdnou velikost (magnitudu). [F bol = 2, W.m -2 ; L = 54 L S ; M bol = 0,42 mag ] Určete hustotu zářivého toku Slunce ve vzdálenosti 1AU. Co vám tato hodnota připomíná a jak se tato veličina nazývá? Jako efektivní teplotu Slunce při výpočtu použijte hodnotu 5800 K. [~1389 W.m -2 ]
36 Příklady vlastnířešení Vypočtěte zdánlivou magnitudu Měsíce v úplňku, víte-li, že průměrné albedo Měsíce je 0,12, jeho průměr je 3476 km a průměrná vzdálenost od Země (pozorovatele) je km. Pro výpočet fázového integrálu u těles planetárního typu můžeme použít následující aproximativní vztah: [m M = -12,26 m ; ve skutečnosti se udává hodnota -12,7 m ]
Hvězdný diagram. statistika nuda je, má však cenné údaje. obdobně i ve světě hvězd! náhodný vzorek skupina osob. sportovci na ZOH 2018
Hvězdný diagram statistika nuda je, má však cenné údaje náhodný vzorek skupina osob sportovci na ZOH 2018 obdobně i ve světě hvězd! Trocha historie 1889 Carl Vilhelm Ludvig Charlier první tabulka Plejády
VíceDUM č. 20 v sadě. 12. Fy-3 Průvodce učitele fyziky pro 4. ročník
projekt GML Brno Docens DUM č. 20 v sadě 12. Fy-3 Průvodce učitele fyziky pro 4. ročník Autor: Miroslav Kubera Datum: 21.06.2014 Ročník: 4B Anotace DUMu: Prezentace je zaměřena na základní popis a charakteristiky
Více9. Astrofyzika. 9.4 Pod jakým úhlem vidí průměr Země pozorovatel na Měsíci? Vzdálenost Měsíce od Země je 384 000 km.
9. Astrofyzika 9.1 Uvažujme hvězdu, která je ve vzdálenosti 4 parseky od sluneční soustavy. Určete: a) jaká je vzdálenost této hvězdy vyjádřená v kilometrech, b) dobu, za kterou dospěje světlo z této hvězdy
VíceHvězdný diagram. statistika nuda je, má však cenné údaje. náhodný vzorek skupina osob. obdobně i ve světě hvězd!
Hvězdný diagram statistika nuda je, má však cenné údaje náhodný vzorek skupina osob obdobně i ve světě hvězd! Trocha historie 1889 Carl Vilhelm Ludvig Charlier první tabulka Plejády 1910 Hans Oswald Rosenberg
VíceHvězdný diagram. statistika nuda je, má však cenné údaje. náhodný vzorek skupina osob. obdobně i ve světě hvězd!
Hvězdný diagram statistika nuda je, má však cenné údaje náhodný vzorek skupina osob obdobně i ve světě hvězd! Trocha historie Plejády 1889 Carl Vilhelm Ludvig Charlier první tabulka 1910 Hans Oswald Rosenberg
Vícefotometrická měření jedna z nejstarších měření vůbec!
Fotometrie fotometrie = fotos (světlo) + metron (míra, měřit) - část fyziky zabývající se měřením světla; zkoumáním hustoty světelného toku radiometrie obecnější, zkoumání hustoty toku záření fotometrická
VíceSpektrum. Spektrum. zisk rozkladem bílého světla
Spektrum Spektrum zisk rozkladem bílého světla rozklad bílého světla pomocí mřížky rozklad bílého světla pomocí hranolu Spektrum Spektrum dějiny v kostce 1665 Isaac Newton - rozklad slunečního světla pomocí
VíceZÁŘENÍ V ASTROFYZICE
ZÁŘENÍ V ASTROFYZICE Plazmový vesmír Uvádí se, že 99 % veškeré hmoty ve vesmíru je v plazmovém skupenství (hvězdy, mlhoviny, ) I na Zemi se vyskytuje plazma, např. v podobě blesků, polárních září Ve sluneční
VíceZákladní jednotky v astronomii
v01.00 Základní jednotky v astronomii Ing. Neliba Vlastimil AK Kladno 2005 Délka - l Slouží pro určení vzdáleností ve vesmíru Základní jednotkou je metr metr je definován jako délka, jež urazí světlo ve
VíceIdentifikace vzdělávacího materiálu VY_52_INOVACE_F.9.A.34 EU OP VK
Identifikace vzdělávacího materiálu VY_52_INOVACE_F.9.A.34 EU OP VK Škola, adresa Autor ZŠ Smetanova 1509, Přelouč Mgr. Ladislav Hejný Období tvorby VM Červen 2012 Ročník 9. Předmět Fyzika Hvězdy Název,
VíceSlunce zdroj energie pro Zemi
Slunce zdroj energie pro Zemi Josef Trna, Vladimír Štefl Zavřete oči a otočte tvář ke Slunci. Co na tváři cítíte? Cítíme zvýšení teploty pokožky. Dochází totiž k přenosu tepla tepelným zářením ze Slunce
VíceKorekce souřadnic. 2s [ rad] R. malé změny souřadnic, které je nutno uvažovat při stanovení polohy astronomických objektů. výška pozorovatele
OPT/AST L07 Korekce souřadnic malé změny souřadnic, které je nutno uvažovat při stanovení polohy astronomických objektů výška pozorovatele konečný poloměr země R výška h objektu závisí na výšce s stanoviště
VíceVýfučtení: Vzdálenosti ve vesmíru
Výfučtení: Vzdálenosti ve vesmíru Není jednotka jako jednotka Na měření rozměrů nebo vzdáleností různých objektů je nutné zavést nějakou jednotku vzdálenosti. Jednou ze základních jednotek soustavy SI
VíceVESMÍR Hvězdy. Životní cyklus hvězdy
VESMÍR Hvězdy Pracovní list HEUREKA! aneb podpora badatelských aktivit žáků ZŠ v přírodovědných předmětech ASTRONOMIE Úloha 1. Ze života hvězdy. Úloha 1a. Očísluj jednotlivé fáze vývoje hvězdy. Následně
VíceAstronomie jednoduchými prostředky. Miroslav Jagelka
Astronomie jednoduchými prostředky Miroslav Jagelka 20.10.2016 Když si vystačíte s kameny... Stonehenge (1600-3100 BC) Pyramidy v Gize (2550 BC) El Castilllo (1000 BC) ... nebo s hůlkou Gnomón (5000 BC)
VíceMASARYKOVA UNIVERZITA PEDAGOGICKÁ FAKULTA KATEDRA GEOGRAFIE. Planetární geografie seminář
MASARYKOA UNIERZITA PEDAGOGICKÁ FAKULTA KATEDRA GEOGRAFIE květen 2008 I Měření vzdáleností ve vesmíru 1) ýpočet hodnoty pc a ly ze známé AU a převod těchto hodnot. 1 AU = 150 10 6 km Z definice paralaxy
VíceHvězdy se rodí z mezihvězdné látky gravitačním smrštěním. Vlastní gravitací je mezihvězdný oblak stažen do poměrně malého a hustého objektu
Hvězdy se rodí z mezihvězdné látky gravitačním smrštěním. Vlastní gravitací je mezihvězdný oblak stažen do poměrně malého a hustého objektu kulovitého tvaru. Tento objekt je nazýván protohvězda. V nitru
VíceStručný úvod do spektroskopie
Vzdělávací soustředění studentů projekt KOSOAP Slunce, projevy sluneční aktivity a využití spektroskopie v astrofyzikálním výzkumu Stručný úvod do spektroskopie Ing. Libor Lenža, Hvězdárna Valašské Meziříčí,
Vícezáklady astronomie 2 praktikum 5 Dynamická paralaxa hvězd
základy astronomie praktikum Dynamická paralaxa hvězd 1 Úvod Dvojhvězdy jsou nenahraditelným zdrojem informací ze světa hvězd. Nejvýznamnější jsou z tohoto pohledu zákrytové dvojhvězdy, tedy soustavy,
VíceVY_32_INOVACE_06_III./20._SOUHVĚZDÍ
VY_32_INOVACE_06_III./20._SOUHVĚZDÍ Severní obloha Jižní obloha Souhvězdí kolem severního pólu Jarní souhvězdí Letní souhvězdí Podzimní souhvězdí Zimní souhvězdí zápis Souhvězdí Severní hvězdná obloha
VíceAstronomická pozorování
KLASICKÁ ASTRONOMIE Astronomická pozorování Základní úloha při pozorování nějakého děje, zejména pohybu těles je stanovení jeho polohy (rychlosti) v daném okamžiku Astronomie a poziční astronomie Souřadnicové
VíceDatová analýza. Strana 1 ze 5
Strana 1 ze 5 (D1) Binární pulzar Astronomové díky systematickému hledání v posledních desetiletích objevili velké množství milisekundových pulzarů (perioda rotace 10 ms). Většinu těchto pulzarů pozorujeme
VíceB. Hvězdy s větší hmotností spalují termojaderné palivo pomaleji,
HVĚZDY 1. Většina hvězd se při pozorování v průběhu noci pohybuje od A. Západu k východu, B. Východu k západu, C. Severu k jihu, D. Jihu k severu. 2. Ve většině hvězd se energie uvolňuje A. Prudkou rotací
Vícehvězdy základní stavební kameny ve vesmíru vzdálené světy jak je studovat?
hvězdy základní stavební kameny ve vesmíru vzdálené světy jak je studovat? Využívá se: aktivně: fotometrie interferometrie spektroskopie Hertzsprungova-Russellova diagramu u dvojhvězd také Keplerových
VíceSlunce a hvězdy. planeta v binárním hvězdném systému
Slunce a hvězdy planeta v binárním hvězdném systému O čem to bude Z rovnosti gravitační a dostředivé síly odhadneme hmotnost hvězdy a planety. 2/65 O čem to bude Z rovnosti gravitační a dostředivé síly
VíceIdentifikace vzdělávacího materiálu VY_52_INOVACE_F.9.A.35 EU OP VK. Fyzika Orientace na obloze
Identifikace vzdělávacího materiálu VY_52_INOVACE_F.9.A.35 EU OP VK Škola, adresa Autor ZŠ Smetanova 1509, Přelouč Mgr. Ladislav Hejný Období tvorby VM Červen 2012 Ročník 9. Předmět Fyzika Orientace na
VíceGeometrická optika. Vnímání a měření barev. světlo určitého spektrálního složení vyvolá po dopadu na sítnici oka v mozku subjektivní barevný vjem
Vnímání a měření barev světlo určitého spektrálního složení vyvolá po dopadu na sítnici oka v mozku subjektivní barevný vjem fyzikální charakteristika subjektivní vjem světelný tok subjektivní jas vlnová
VíceTéma: Světlo a stín. Zpracoval Doc. RNDr. Zdeněk Hlaváč, CSc
Téma: Světlo a stín Zpracoval Doc. RNDr. Zdeněk Hlaváč, CSc Objekty na nebeské sféře září ve viditelném spektru buď vlastním světlem(hvězdy, galaxie) nebo světlem odraženým(planety, planetky, satelity).
VíceProč studovat hvězdy? 9. 1 Úvod 11 1.1 Energetické úvahy 11 1.2 Zjednodušení použitá při konstrukci sférických modelů... 13 1.3 Model našeho Slunce 15
Proč studovat hvězdy? 9 1 Úvod 11 1.1 Energetické úvahy 11 1.2 Zjednodušení použitá při konstrukci sférických modelů.... 13 1.3 Model našeho Slunce 15 2 Záření a spektrum 21 2.1 Elektromagnetické záření
VíceHVĚZDNÁ OBLOHA, SOUHVĚZDÍ
HVĚZDNÁ OBLOHA, SOUHVĚZDÍ Souhvězdí I. Souhvězdí je optické uskupení hvězd různých jasností na obloze, které mají přesně stanovené hranice Podle usnesení IAU je celá obloha rozdělena na 88 souhvězdí Ptolemaios
VíceZáklady spektroskopie a její využití v astronomii
Ing. Libor Lenža, Hvězdárna Valašské Meziříčí, p. o. Základy spektroskopie a její využití v astronomii Hvězdárna Valašské Meziříčí, p. o. Krajská hvezdáreň v Žiline Světlo x záření Jak vypadá spektrum?
VíceČást A strana A 1. (14 b) (26 b) (60 b) (100 b)
Část A strana A 1 Bodové hodnocení vyplňuje komise! část A B C Celkem body (14 b) (26 b) (60 b) (100 b) Pokyny k testovým otázkám: U následujících otázek zakroužkuj vždy právě jednu správnou odpověď. Zmýlíš-li
VíceŽelezné lijáky, ohnivé smrště. Zdeněk Mikulášek
Železné lijáky, ohnivé smrště Zdeněk Mikulášek Hnědí trpaslíci - nejdivočejší hvězdy ve vesmíru Zdeněk Mikulášek Historie 1963 Shiv Kumar: jak by asi vypadala tělesa s hmotnostmi mezi hvězdami a planetami
Vícepohyb hvězdy ve vesmírném prostoru vlastní pohyb hvězdy pohyb, změna, souřadné soustavy vzhledem ke stálicím precese,
Změny souřadnic nebeských těles pohyb hvězdy ve vesmírném prostoru vlastní pohyb hvězdy vlastní pohyb max. 10 /rok, v průměru 0.013 /rok pohyb, změna, souřadné soustavy vzhledem ke stálicím precese, nutace,
VíceVzdálenosti ve vesmíru
Vzdálenosti ve vesmíru Proč je dobré, abychom je znali? Protože nám udávají : Výchozí bod pro astrofyziku: Vzdálenosti jakéhokoli objektu ve vesmíru je rozhodující parametr k pochopení mechanizmu tvorby
VícePozorování Slunce s vysokým rozlišením. Michal Sobotka Astronomický ústav AV ČR, Ondřejov
Pozorování Slunce s vysokým rozlišením Michal Sobotka Astronomický ústav AV ČR, Ondřejov Úvod Na Slunci se důležité děje odehrávají na malých prostorových škálách (desítky až stovky km). Granule mají typickou
VíceAstronomie. Astronomie má nejužší vztah s fyzikou.
Astronomie Je věda, která se zabývá jevy za hranicemi zemské atmosféry. Zvláště tedy výzkumem vesmírných těles, jejich soustav, různých dějů ve vesmíru i vesmírem jako celkem. Astronom, česky hvězdář,
VíceMezihvězdná hmota I. Mezihvězdný prostor není prázdný a je vyplněn mezihvězdnou látkou v různých podobách
MEZIHVĚZDNÁ HMOTA Mezihvězdná hmota I. Mezihvězdný prostor není prázdný a je vyplněn mezihvězdnou látkou v různých podobách Myšlenka existence mezihvězdné hmoty je velice stará již v 5. stol. př. n. l.
VíceVÍTR MEZI HVĚZDAMI Daniela Korčáková kor@sunstel.asu.cas.cz Astronomický ústav AV ČR horké hvězdy hvězdy podobné Slunci chladné hvězdy co se stane, když vítr potká vítr? co způsobil vítr? HORKÉ HVĚZDY
VíceVY_32_INOVACE_FY.20 VESMÍR II.
VY_32_INOVACE_FY.20 VESMÍR II. Autorem materiálu a všech jeho částí, není-li uvedeno jinak, je Jiří Kalous Základní a mateřská škola Bělá nad Radbuzou, 2011 Galaxie Mléčná dráha je galaxie, v níž se nachází
VíceÚloha č. 1: CD spektroskopie
Přírodovědecké fakulta Masarykovy univerzity v Brně Předmět: Jméno: Praktikum z astronomie Andrea Dobešová Obor: Astrofyzika ročník: II. semestr: IV. Název úlohy Úloha č. 1: CD spektroskopie Úvod: Koho
VíceSoutěžní úlohy části A a B (12. 6. 2012)
Soutěžní úlohy části A a B (1. 6. 01) Pokyny k úlohám: Řešení úlohy musí obsahovat rozbor problému (náčrtek dané situace), základní vztahy (vzorce) použité v řešení a přesný postup (stačí heslovitě). Nestačí
VíceMěsíc přirozená družice Země
Proč je ěsíc kulatý? ěsíc přirozená družice Země Josef Trna, Vladimír Štefl ěsíc patří ke kosmickým tělesům, která podstatně ovlivňuje gravitační síla, proto zaujímá kulový tvar. Ve vesmíru u těles s poloměrem
VíceFyzické proměnné hvězdy (intrinsic variable star)
Fyzické proměnné hvězdy (intrinsic variable star) fyzické proměnné hvězdy reálné změny charakteristik v čase: v okolí hvězdy v povrchových vrstvách, většinou projevy hvězdné aktivity, astroseismologie
VíceAstrofyzika. 1. Sluneční soustava. Slunce. Sluneční atmosféra. Slunce 17.6.2013. Slunce planety planetky komety, meteoroidy prach, plyny
1. Sluneční soustava Astrofyzika aneb fyzika hvězd a vesmíru planety planetky komety, meteoroidy prach, plyny je dominantním tělesem ve Sluneční soustavě koule o poloměru 1392000 km, s průměrnou hustotou
VíceSystémy pro využití sluneční energie
Systémy pro využití sluneční energie Slunce vyzáří na Zemi celosvětovou roční potřebu energie přibližně během tří hodin Se slunečním zářením jsou spojeny biomasa pohyb vzduchu koloběh vody Energie
VíceO tom, co skrývají centra galaxíı. F. Hroch. 26. březen 2015
Kroužíme kolem černé díry? O tom, co skrývají centra galaxíı F. Hroch ÚTFA MU, Brno 26. březen 2015 Kroužíme kolem černé díry? Jak zkoumat neviditelné objekty? Specifika černých děr Objekty trůnící v centrech
VíceAstronomie, sluneční soustava
Základní škola Nový Bor, náměstí Míru 128, okres Česká Lípa, příspěvková organizace e mail: info@zsnamesti.cz; www.zsnamesti.cz; telefon: 487 722 010; fax: 487 722 378 Registrační číslo: CZ.1.07/1.4.00/21.3267
VíceEta Carinae. Eta Carinae. Mlhovina koňské hlavy. Vypracoval student Petr Hofmann 8.3.2004 z GChD jako seminární práci z astron. semináře.
Eta Carinae Vzdálenost od Země: 9000 ly V centru je stejnojmenná hvězda 150-krát větší a 4-milionkrát jasnější než Slunce. Do poloviny 19. století byla druhou nejjasnější hvězdou na obloze. Roku 1841 uvolnila
VíceAstronomie Sluneční soustavy I. PřF UP, Olomouc, 6.4.2012
Astronomie Sluneční soustavy I. PřF UP, Olomouc, 6.4.2012 Osnova přednášek: 1.) Tělesa Sluneční soustavy. Slunce, planety, trpasličí planety, malá tělesa Sluneční soustavy, pohled ze Země. Struktura Sluneční
VíceNaše Galaxie dávná historie poznávání
Mléčná dráha Naše Galaxie dávná historie poznávání galaxie = gravitačně vázaný strukturovaný a organizovaný systém z řeckého γαλαξίας Galaxie x Mléčná dráha Mléčná dráha antika: Anaxagoras (cca 500 428
VíceZáklady astronomie I podzim 2016 vyučující: doc. RNDr. Miloslav Zejda, Ph.D. cvičící: Mgr. Lenka Janeková, Mgr. Jan Rokos
test Základy astronomie I podzim 2016 vyučující: doc. RNDr. Miloslav Zejda, Ph.D. cvičící: Mgr. Lenka Janeková, Mgr. Jan Rokos http://www.physics.muni.cz/~zejda/student.html#za1 Astronomie (=
VícePřírodopis 9. Naše Země ve vesmíru. Mgr. Jan Souček. 2. hodina
Přírodopis 9 2. hodina Naše Země ve vesmíru Mgr. Jan Souček VESMÍR je soubor všech fyzikálně na sebe působících objektů, který je současná astronomie a kosmologie schopna obsáhnout experimentálně observační
VíceSpektroskopie Vegy. e hc/k BλT. λ 5 1. L =4πR 2 σt 4, (2)
Spektroskopie Vegy Jako malý kluk jsem celkem pravidelně sledoval jeden televizní pořad jmenoval se Vega. Šlo o pásmo několika seriálů a rozhovorů s různými osobnostmi. Jakábylamojeradost,kdyžjsemsedozvěděl,ževtomtopraktikusebudeme
VíceSPEKTROSKOPICKÉ VLASTNOSTI LÁTEK (ZÁKLADY SPEKTROSKOPIE)
SPEKTROSKOPICKÉ VLASTNOSTI LÁTEK (ZÁKLADY SPEKTROSKOPIE) Elektromagnetické vlnění SVĚTLO Charakterizace záření Vlnová délka - (λ) : jednotky: m (obvykle nm) λ Souvisí s povahou fotonu Charakterizace záření
VíceSPEKTRÁLNÍ METODY. Ing. David MILDE, Ph.D. Katedra analytické chemie Tel.: ; (c) David MILDE,
SEKTRÁLNÍ METODY Ing. David MILDE, h.d. Katedra analytické chemie Tel.: 585634443; E-mail: david.milde@upol.cz (c) -2008 oužitá a doporučená literatura Němcová I., Čermáková L., Rychlovský.: Spektrometrické
VíceJak najdeme a poznáme planetu, kde by mohl být život?
Společně pro výzkum, rozvoj a inovace - CZ/FMP.17A/0436 Jak najdeme a poznáme planetu, kde by mohl být život? Libor Lenža, Hvězdárna Valašské Meziříčí, p. o. Mendelova univerzita v Brně, Laboratoř metalomiky
VíceFyzikální vzdělávání. 1. ročník. Učební obor: Kuchař číšník Kadeřník. Implementace ICT do výuky č. CZ.1.07/1.1.02/ GG OP VK
Fyzikální vzdělávání 1. ročník Učební obor: Kuchař číšník Kadeřník 1 6.1Slunce, planety a jejich pohyb, komety Vesmír - Slunce - planety a jejich pohyb, - komety, hvězdy a galaxie 2 Vesmír či kosmos (z
VíceChemické složení vesmíru
Společně pro výzkum, rozvoj a inovace - CZ/FMP.17A/0436 Chemické složení vesmíru Jak sledujeme chemické složení ve vesmíru? Libor Lenža, Hvězdárna Valašské Meziříčí, p. o. Mendelova univerzita v Brně,
VíceO původu prvků ve vesmíru
O původu prvků ve vesmíru prof. Mgr. Jiří Krtička, Ph.D. Ústav teoretické fyziky a astrofyziky Masarykova univerzita, Brno Odkud pochází látka kolem nás? Odkud pochází látka kolem nás? Z čeho je svět kolem
Více- mezihvězdná látka - složení: plyny a prach - dělení: 1) Jasné září vlastním nebo rozptýleným světlem emisní reflexní planetární 2) Temné pohlcují
Mgr. Veronika Kuncová, 2013 - mezihvězdná látka - složení: plyny a prach - dělení: 1) Jasné září vlastním nebo rozptýleným světlem emisní reflexní planetární 2) Temné pohlcují světlo z blízkých zdrojů
VíceVESMÍR. za počátek vesmíru považujeme velký třesk před 13,7 miliardami let. dochází k obrovskému uvolnění energie, která se rozpíná
VESMÍR za počátek vesmíru považujeme velký třesk před 13,7 miliardami let dochází k obrovskému uvolnění energie, která se rozpíná vznikají první atomy, jako první se tvoří atomy vodíku HVĚZDY první hvězdy
VíceOPTICKÉ JEVY V ATMOSFÉŘE. Přednáška pro U3V, MU Brno, 5. dubna 2018
OPTICKÉ JEVY V ATMOSFÉŘE Přednáška pro U3V, MU Brno, 5. dubna 2018 ANOTACE Optické jevy v atmosféře mají velmi různorodou fyzikální podstatu. Mnohé z nich jsou pro pozorovatele velmi atraktivní nejen k
VíceMetody pozorování proměnných hvězd
Metody pozorování proměnných hvězd Astronomická fotometrie základní úkol - měření hustoty zářivého toku (jasnosti) F astronomických objektů (v W/m 2 ); v celém rozsahu spektra - bolometrická jasnosti náročné
VíceHvězdy - otázky a odpovědi
Hvězdy - otázky a odpovědi Vladimír Štefl, Josef Trna Kolik hvězd můžeme pozorovat na obloze lidským zrakem? Celkově přibližně 5 tisíc, na severní a jižní polokouli asi po 2,5 tisících. Proč hvězdy září?
VíceJak se měří vesmír? RNDr. Jan May, Ph.D
Jak se měří vesmír? RNDr. Jan May, Ph.D 1. Měření vzdáleností hvězd pomocí paralaxy První vědecký pokus zmapovat a změřit vesmír proběhl již před 2150 lety. Řecký astronom Hipparchus narozený v Nicei v
VícePOZOROVÁNÍ SLUNCE VE SPEKTRÁLNÍCH ČARÁCH. Libor Lenža Hvězdárna Valašské Meziříčí, p. o.
POZOROVÁNÍ SLUNCE VE SPEKTRÁLNÍCH ČARÁCH Libor Lenža Hvězdárna Valašské Meziříčí, p. o. Obsah 1. Co jsou to spektrální čáry? 2. Historie a současnost (přístroje, družice aj.) 3. Význam pro sluneční fyziku
VíceHvězdný vítr. Ústav teoretické fyziky a astrofyziky Masarykova univerzita, Brno
Hvězdný vítr Jiří Krtička Ústav teoretické fyziky a astrofyziky Masarykova univerzita, Brno Hvězda stálice? neměnná jasnost stálé místo na obloze vzhledem k ostatním hvězdám neměnná hmotnost Hvězda stálice?
VíceABSORPČNÍ A EMISNÍ SPEKTRÁLNÍ METODY
ABSORPČNÍ A EMISNÍ SPEKTRÁLNÍ METODY 1 Fyzikální základy spektrálních metod Monochromatický zářivý tok 0 (W, rozměr m 2.kg.s -3 ): Absorbován ABS Propuštěn Odražen zpět r Rozptýlen s Bilance toků 0 = +
VíceObr. 4 Změna deklinace a vzdálenosti Země od Slunce v průběhu roku
4 ZÁKLADY SFÉRICKÉ ASTRONOMIE K posouzení proslunění budovy nebo oslunění pozemku je vždy nutné stanovit polohu slunce na obloze. K tomu slouží vztahy sférické astronomie slunce. Pro sledování změn slunečního
VíceExtragalaktické novy a jejich sledování
Extragalaktické novy a jejich sledování Novy těsné dvojhvězdy v pokročilém stadiu vývoje přenos hmoty velikost bílého trpaslíka Spektrum klasické novy Objevy nov v ČR 1936 - Záviš Bochníček objevuje ve
VíceVývoj Slunce v minulosti a budoucnosti
Vývoj Slunce v minulosti a budoucnosti Vjačeslav Sochora Astronomický ústva UK 9.5.2008 Obsah Úvod. Standartní model. Standartní model se započtením ztráty hmoty. Minulost a budoucnost Slunce. Reference.
VíceKroužek pro přírodovědecké talenty I lekce 3 SLUNEČNÍ SOUSTAVA
Kroužek pro přírodovědecké talenty - 2018 I lekce 3 SLUNEČNÍ SOUSTAVA Sluneční soustava - Proč Sluneční soustava? - Co to je - obecně? - Z čeho se skládá? Sluneční soustava inventura: 1. Slunce jediná
VíceINSTRUMENTÁLNÍ METODY
INSTRUMENTÁLNÍ METODY ACH/IM David MILDE, 2014 Dělení instrumentálních metod Spektrální metody (MILDE) Separační metody (JIROVSKÝ) Elektroanalytické metody (JIROVSKÝ) Ostatní: imunochemické, radioanalytické,
VíceMĚŘENÍ ABSOLUTNÍ VLHKOSTI VZDUCHU NA ZÁKLADĚ SPEKTRÁLNÍ ANALÝZY Measurement of Absolute Humidity on the Basis of Spectral Analysis
MĚŘENÍ ABSOLUTNÍ VLHKOSTI VZDUCHU NA ZÁKLADĚ SPEKTRÁLNÍ ANALÝZY Measurement of Absolute Humidity on the Basis of Spectral Analysis Ivana Krestýnová, Josef Zicha Abstrakt: Absolutní vlhkost je hmotnost
VíceVY_32_INOVACE_FY.19 VESMÍR
VY_32_INOVACE_FY.19 VESMÍR Autorem materiálu a všech jeho částí, není-li uvedeno jinak, je Jiří Kalous Základní a mateřská škola Bělá nad Radbuzou, 2011 Vesmír je souhrnné označení veškeré hmoty, energie
VíceAkustika. Rychlost zvukové vlny v v prostředí s hustotou ρ a modulem objemové pružnosti K
zvuk každé mechanické vlnění v látkovém prostředí, které je schopno vyvolat v lidském uchu sluchový vjem akustika zabývá se fyzikálními ději spojenými se vznikem zvukového vlnění, jeho šířením a vnímáním
VíceMolekulová spektroskopie 1. Chemická vazba, UV/VIS
Molekulová spektroskopie 1 Chemická vazba, UV/VIS 1 Chemická vazba Silová interakce mezi dvěma atomy. Chemické vazby jsou soudržné síly působící mezi jednotlivými atomy nebo ionty v molekulách. Chemická
VíceFyzikální podstata DPZ
Elektromagnetické záření Vlnová teorie vlna elektrického (E) a magnetického (M) pole šíří se rychlostí světla (c) Charakteristiky záření: vlnová délka (λ) frekvence (ν) Fyzikální podstata DPZ Petr Dobrovolný
VíceSeriál: Vzdálenosti a základní fyzikální vlastnosti
Seriál: Vzdálenosti a základní fyzikální vlastnosti Vzdálenosti Od minulého dílu už tušíme, jak popsat polohu objektů na nebeské sféře. Ale upřímně, chtělo by to našemu plochému obrazu dodat nějakou hloubku.
Vícezáklady astronomie 2 praktikum 2.
základy astronomie 2 praktikum 2. Hertzsprungův-Russellův diagram 1 Úvod Hertzsprungův-Russellův diagram (HR diagram nebo jen HRD) zaujímá mezi astrofyzikálními diagramy zcela výsadní postavení. Obrazy
VíceSPEKTRÁLNÍ ANALÝZA METEORŮ HVĚZDÁRNA VALAŠSKÉ MEZIŘÍČÍ
METEORŮ HVĚZDÁRNA VALAŠSKÉ MEZIŘÍČÍ Proč právě spektroskopie? zdroj informací o tělesech elektromagnetické záření o různých vlnových délkách viditelné záření: 400 800 nm rozsah spektra z naší kamery: 300-900
VíceTÍHOVÉ ZRYCHLENÍ TEORETICKÝ ÚVOD. 9, m s.
TÍHOVÉ ZRYCHLENÍ TEORETICKÝ ÚVOD Soustavu souřadnic spojenou se Zemí můžeme považovat prakticky za inerciální. Jen při několika jevech vznikají odchylky, které lze vysvětlit vlastním pohybem Země vzhledem
VíceVzdálenosti ve sluneční soustavě: paralaxy a Keplerovy zákony
Vzdálenosti ve sluneční soustavě: paralaxy a Keplerovy zákony Astronomové při sledování oblohy zaznamenávají především úhly a pozorují něco, co se nazývá nebeská sféra. Nicméně, hvězdy nejsou od Země vždy
VíceGSC (BX Tri) krátkoperiodický zákrytový systém s trpasličí složkou. HJDmin = , , x E
GSC 2314-0530 (BX Tri) krátkoperiodický zákrytový systém s trpasličí složkou. P. Dimitrov, P. Kjurkchieva MNRAS - 5/2010 V této práci jsou uvedeny výsledky V,R a I fotometrie nově objevené zákrytové dvojhvězdy
VíceElektrické světlo příklady
Elektrické světlo příklady ZÁKLADNÍ POJMY SVĚTELNÉ TECHNIKY. Rovinný úhel (rad) = arc = a/r = a'/l (pro malé, zorné, úhly) a a' a arc / π = /36 (malým se rozumí r/a >3 až 5) r l. Prostorový úhel Ω = S/r
VíceTělesa sluneční soustavy
Tělesa sluneční soustavy Měsíc dráha vzdálenost 356 407 tis. km (průměr 384400km); určena pomocí laseru/radaru e=0,0549, elipsa mění tvar gravitačním působením Slunce i=5,145 deg. měsíce siderický 27,321661
VíceCo je dobré vědět. Sírius, Rigel, Regulus, Spica Prokyon, Altair, Deneb, Capella Aldebaran, Arkturus, Pollux
Co je dobré vědět O hvězdách a tak... Hvězda je nebeské těleso, které září vlastním světlem. Materiál, z něhož sestávají hvězdy, je velmi žhavý plyn - plazma. Jsou většinou z vodíku a z menší části z hélia.
VíceIng. Jiří Fejfar, Ph.D. Dálkový průzkum Země
Ing. Jiří Fejfar, Ph.D. Dálkový průzkum Země strana 2 Co je DPZ Dálkový průzkum je umění rozdělit svět na množství malých barevných čtverečků, se kterými si lze hrát na počítači a odhalovat jejich neuvěřitelný
VícePulzující proměnné hvězdy. Marek Skarka
Pulzující proměnné hvězdy Marek Skarka F5540 Proměnné hvězdy Brno, 19.11.2012 Pulzující hvězdy se představují Patří mezi fyzicky proměnné hvězdy - ke změnám jasnosti dochází díky změnám rozměrů (radiální
VíceČLOVĚK A ROZMANITOST PŘÍRODY VESMÍR A ZEMĚ. GRAVITACE
ČLOVĚK A ROZMANITOST PŘÍRODY VESMÍR A ZEMĚ. GRAVITACE Sluneční soustava Vzdálenosti ve vesmíru Imaginární let fotonovou raketou Planety, planetky Planeta (oběžnice) ve sluneční soustavě je takové těleso,
VíceMgr. Jan Ptáčník. Astronomie. Fyzika - kvarta Gymnázium J. V. Jirsíka
Mgr. Jan Ptáčník Astronomie Fyzika - kvarta Gymnázium J. V. Jirsíka Astronomie Jevy za hranicemi atmosféry Země Astrofyzika Astrologie Historie Thalés z Milétu: Země je placka Ptolemaios: Geocentrismus
Vícesvětelný tok -Φ [ lm ] (lumen) Světelný tok udává, kolik světla celkem vyzáří zdroj do všech směrů.
Světeln telné veličiny iny a jejich jednotky Světeln telné veličiny iny a jejich jednotky, světeln telné vlastnosti látekl světelný tok -Φ [ lm ] (lumen) Světelný tok udává, kolik světla celkem vyzáří
Vícezáklady astronomie 2 praktikum 6. Vlastnosti Galaxie
základy astronomie 2 praktikum 6. Vlastnosti Galaxie 1 Úvod Za jasné bezměsíčné noci můžeme na pozorovacím stanovišti bez rušivého osvětlení pozorovat stříbřitý pás Mléčné dráhy. O tom, že je tvořen ohromným
VíceJak se vyvíjejí hvězdy?
Jak se vyvíjejí hvězdy? tlak a teplota normální plyny degenerované plyny osud Slunce fáze červeného obra oblast horizontálního ramena oblast asymptotického ramena obrů planetární mlhovina bílý trpaslík
VíceVY_32_INOVACE_08.Fy.9. Slunce
VY_32_INOVACE_08.Fy.9. Slunce SLUNCE Slunce je sice obyčejná hvězda, podobná těm, které vidíme na noční obloze, ale pro nás je velmi důležitá. Bez ní by naše Země byla tmavá a studená a žádný život by
VíceFinále 2018/19, kategorie GH (6. a 7. třída ZŠ) řešení. A Přehledový test. (max. 20 bodů)
A Přehledový test (max. 20 bodů) POKYNY: U každé otázky zakroužkuj právě jednu správnou odpověď. Pokud se spleteš, původní odpověď zřetelně škrtni a zakroužkuj jinou. Je povolena maximálně jedna oprava.
VíceCharakteristiky optického záření
Fyzika III - Optika Charakteristiky optického záření / 1 Charakteristiky optického záření 1. Spektrální charakteristika vychází se z rovinné harmonické vlny jako elementu elektromagnetického pole : primární
VíceFyzikální sekce přírodovědecké fakulty Masarykovy univerzity v Brně FYZIKÁLNÍ PRAKTIKUM. Praktikum z pevných látek (F6390)
Fyzikální sekce přírodovědecké fakulty Masarykovy univerzity v Brně FYZIKÁLNÍ PRAKTIKUM Praktikum z pevných látek (F6390) Zpracoval: Michal Truhlář Naměřeno: 6. března 2007 Obor: Fyzika Ročník: III Semestr:
Více