Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Co to jest temperatura? Temperatura – wielkość proporcjonalna do średniej energii kinetycznej cząsteczek Skale temperatur: Skala Celsjusza - oparta na.

Podobne prezentacje


Prezentacja na temat: "Co to jest temperatura? Temperatura – wielkość proporcjonalna do średniej energii kinetycznej cząsteczek Skale temperatur: Skala Celsjusza - oparta na."— Zapis prezentacji:

1 Co to jest temperatura? Temperatura – wielkość proporcjonalna do średniej energii kinetycznej cząsteczek Skale temperatur: Skala Celsjusza - oparta na dwóch punktach stałych: 0 0 C C Skala Kelvina: T k = T c Skala Fahrenheita – 0 0 F - temperatura topnienia mieszaniny śniegu i salmiaku, F naturalna temperatura ciała ludzkiego, T f = 32 + (9/5)T c

2 Temperatury wysokie i niskie Merkury: 700 K; 100 K Wenus: 730 K Ziemia: -88°C; 58 °C Mars: 130 K; 300 K

3 Temperatury niskie Zygmunt Florenty Wróblewski Karol Stanisław Olszewski, 1883 r. pierwsze na świecie skroplenia tlenu i azotu tlen – K argon – 87.3 K azot – 77.3 K wodór – K hel – K hel (lambda) K (ur. 28 października 1845 w Grodnie, zm. 16 kwietnia 1888 w Krakowie) – polski fizyk, członek Akademii Umiejętności (od 1880 r.), profesor Uniwersytetu Jagiellońskiego (od 1882 r.). (ur. 29 stycznia 1846 w Broniszowie Tarnowskim (obecnie wieś Broniszów k. Ropczyc), zm. 24 marca 1915 w Krakowie) – polski fizyk i chemik, profesor Uniwersytetu Jagiellońskiego.

4 Wiedza dzięki pomiarom! 1879 doktorat: Nowe dowody wirowania Ziemi wokół osi (wahadło Foucaulta) – w wieku 26 lat! 1901 utworzenie Szkoły Producentów Instrumentów Naukowych 1908 skroplenie helu 1911 nadprzewodnictwo w rtęci 1913 nagroda Nobla za odkrycie nadprzewodnictwa i za badania kriogeniczne Heike KAMERLINGH- ONNES Experientia mater studiorum est

5 Nadprzewodnictwo rtęci w temperaturze 4.15 K U= E-9

6 Nadprzewodnictwo BSCO

7 1933 rok – Walter Meissner i Robert Ochsenfeld odkryli zjawisko diamagnetyzmu substancji nadprzewodzącej nazwane później zjawiskiem Meissnera (Ochsenfelda) polegające na bardzo silnym odpychaniu pola magnetycznego przez nadprzewodnik Walter Meissner Robert Ochsenfeld Nadprzewodnictwo

8 Zjawiskiem Meissnera (Ochsenfelda) Nadprzewodnictwo

9 Teoria Londonów λ L – londonowska głębokość wnikania pola do nadprzewodnika

10 Nadprzewodnictwo

11

12

13

14 Nadprzewodniki II rodzaju

15 Teoria GLAG (Ginzburg, Landau, Abrikosov, Gorkov) parametr porządku nadprzewodniki I rodzaju nadprzewodniki II rodzaju

16 Statystyki kwantowe Enrico Fermi (ur. 29 IX 1901 w Rzymie, Włochy, zm. 28 XI 1954 w Chicago, USA) – włoski fizyk teoretyk, laureat Nagrody Nobla z dziedziny fizyki w roku 1938, za wytworzenie w reakcjach z neutronami nowych pierwiastków promieniotwórczych; współtwórca pierwszego na świecie reaktora jądrowego (Chicago) – zaprojektował go i uruchomił 2 grudnia 1942 – i bomby atomowej (pracował nad nią w ośrodku badawczym w Los Alamos) Paul Adrien Maurice Dirac (ur. 8 VIII 1902 w Bristolu, zm. 20 X 1984 w Tallahassee) – angielski fizyk teoretyk. Jeden z twórców mechaniki kwantowej i elektrodynamiki kwantowej, laureat Nagrody Nobla z dziedziny fizyki w roku 1933 za wkład w rozwój mechaniki kwantowej. W The Principles of Quantum Mechanics - pierwszy systematyczny wykład teorii operatorów liniowych. W książce tej Dirac wprowadził także zapis wektorów ket i bra, stosowany dzisiaj powszechnie w fizyce.

17 Statystyki kwantowe Satyendra Nath Bose (ur. 1 I 1894 w Kalkucie, zm. 4 II 1974 w Kalkucie), hinduski fizyk, specjalizujący się w fizyce matematycznej. Bose opracował rozkład prawdopodobieństwa dla fotonów, który następnie został rozszerzony przez Alberta Einsteina również na atomy i od ich nazwisk nazwany statystyką Bosego- Einsteina. Praca Bosego Planck's Law and the Hypothesis of Light Quanta, która wprowadzała ten rozkład prawdopodobieństwa, została wydrukowana w niemieckim czasopiśmie naukowym Zeitschrift für Physik dopiero po rekomendacji Einsteina i w jego tłumaczeniu. Od nazwiska Bosego pochodzi również termin bozon. Współpracował między innymi z Marią Skłodowską-Curie oraz Albertem Einsteinem.

18 Statystyki kwantowe Statystyka Fermiego-Diraca Statystyka Bosego - Einsteina

19 Nadprzewodnictwo 1957 rok – teoria BCS (Johna Bardeena, Leona Coopera, i Johna Schrieffera), nagroda Nobla w 1972 roku. Pary Coopera: elektrony o przeciwnych spinach (wypadkowy spin i pęd równe zeru). Elektron przekazuje pęd do sieci – powstaje fonon (kwant drgania sieci), który przekazuje pęd innemu elektronowi

20 Nadprzewodnictwo Nadprzewodniki II rodzaju A. Abrikosow

21 Worteksy – sieć Abrikosova

22 Rok 1986 – rewolucja w dziedzinie nadprzewodników: nadprzewodniki typu II – Alex Müller i Georg Bednorz odkryli zjawisko nadprzewodnictwa wysokotemperaturowego (zachodzącego w temperaturze 30 K dla ceramicznego związku lantanu, baru, miedzi i tlenu – (La 1.85 Ba.15 )CuO 4. Nadprzewodnictwo

23 Alex Müller, Georg Bednorz 1986 The Nobel Prize in Physics 1987: "for their important break-through in the discovery of superconductivity in ceramic materials"

24 Nadprzewodniki wysokotemperaturowe: T c =92 K ! Rok 1987 otrzymano ceramiczny związek YBa 2 Cu 3 O 7 (YBCO 123) nadprzewodzący w temperaturze 92 K. Przekroczono temperaturę ciekłego azotu (77 K). YBa 2 Cu 3 O 7

25 Rewolucja Nadprzewodnikowa

26 YBCO 123 Lattice constants: a = Å b = Å c = Å

27 Nadprzewodniki wysokotemperaturowe Nadprzewodniki II rodzaju Struktura quasi – dwuwymiarowa Bardzo duża siła piningu Struktura worteksów typu szkła spinowego Pole nieodwracalności poniżej H c2 (jeśli istnieje!) Ceramika YBa 2 Cu 3 O 7 crystal, 4.2K, 52G, P. L. Gammel et al. Phys. Rev. Lett. 59, 2592 (1987)

28 STAN SZKLISTY W NWT Linia nieodwracalności (irreversibility line) Energia aktywacji (Kim, Anderson) energia aktywacji w płaszczyźnie sieci Abrikosowa sieć worteksów jest w pełni trójwymiarowa

29 Wiry naleśnikowe (Pancake vortex) Nadprzewodniki wysokotemperaturowe

30 Nadprzewodniki typu Tl-Pb-Bi-Sr-Ba-Ca-Gd-Cu-O Technika PiT (powder in tube) BPSCCO-2223/Ag j c  10 4 A/cm 2, 77 K Taśmy nadprzewodzące II generacji (coated conductors)

31 Nadprzewodniki typu Tl-Pb-Bi-Sr-Ba-Ca-Gd-Cu-O

32 NadprzewodnikT c [K]nNotacja Tl 2 Ba 2 Ca n-1 Cu n O 2n+4 Tl 2 Ba 2 CuO 6 0 – 8012-Tl(n=1) Tl2201 Tl 2 Ba 2 CaCu 2 O Tl(n=2) Tl2212 Tl 2 Ba 2 Ca 2 Cu 3 O Tl(n=3) Tl2223 TlBa 2 Ca n-1 Cu n O 2n+3 TlBa 2 CuO 5 0 – 5011-Tl(n=1) Tl1201 TlBa 2 CaCu 2 O Tl(n=2) Tl1212 TlBa 2 Ca 2 Cu 3 O Tl(n=3) Tl1223 TlBa 2 Ca 3 Cu 4 O Tl(n=4) Tl1234

33 Cienka warstwa Tl 0.6 Pb 0.24 Bi 0.16 Sr 1.8 Ba 0.2 Ca 2 Cu 3 O y na monokrystalicznym podłożu LaAlO 3 T c =111.6 K

34 Cienka warstwa (Tl 0.6 Pb 0.24 Bi 0.16 )(Ba 0.1 Sr 0.9 ) 2 Ca 2 Cu 3 O y przygotowana na podłożu monokrystalicznym LaAlO 3, T c =111.6 K n=1.33 n=1.68 n=0.71 n=0.59 Cienka warstwa Tl 0.6 Pb 0.24 Bi 0.16 Sr 1.8 Ba 0.2 Ca 2 Cu 3 O y na monokrystalicznym podłożu LaAlO 3

35 Cienka warstwa (Tl 0.6 Pb 0.24 Bi 0.16 )(Ba 0.1 Sr 0.9 ) 2 Ca 2 Cu 3 O y n=1.5 n=1.44 n=1.74 J c =0.464*10 6 A/cm 2

36 Cienka warstwa (Tl 0.5 Pb 0.5 )(Sr 0.85 Ba 0.15 ) 2 Ca 2 Cu 3 O z na polikrystalicznym podłożu Ag T c =114.7 K

37 Cienka warstwa (Tl 0.5 Pb 0.5 )(Sr 0.85 Ba 0.15 ) 2 Ca 2 Cu 3 O z na polikrystalicznym podłożu Ag H irr0 [Oe]T c0 [K]nH irr (77K) [Oe] H || c 189    H || ab 480   

38 Cienka warstwa (Tl 0.5 Pb 0.5 )(Sr 0.85 Ba 0.15 ) 2 Ca 2 Cu 3 O z na polikrystalicznym podłożu Ag Parametry fitowania: J c0 =(52.4  2.3)*10 3 A/cm 2 n=1.40  0.02 T c =114.7 K (eksperyment) J c T =11.4*10 3 A/cm 2, (77K) J c pod =70*10 3 A/cm 2, 77K

39 Próbka lita (Tl 0.5 Pb 0.5 )Sr 2 (Ca 1-x Gd x )Cu 2 O y xy"Cu valence"a (nm)c (nm)

40 Próbka lita (Tl 0.5 Pb 0.5 )Sr 2 (Ca 1-x Gd x )Cu 2 O y Lp.xJ c0 (A/cm 2 )J c (77K) (A/cm 2 )T c0 (K)n 1.0.1(6.5±3.8)* ±791.3± ± (38±21)* ± ±0.62.1± (3.1±0.2)* ±286.11± ±0.03

41 Próbka lita (Tl 0.5 Pb 0.5 )Sr 2 (Ca 1-x Gd x )Cu 2 O y xT c50% (K)T c0 (K)T c,onset (K)  T 90%-10% (K) x  T 0 (K) n C          0.014

42 Próbka lita (Tl 0.5 Pb 0.5 )Sr 2 (Ca 1-x Gd x )Cu 2 O y xH irr0 (kOe)nT c0 (K)H irr (77K) (kOe)      

43 Nowości: MgB 2 (r. 2001) Interkalacja boru o strukturze grafitu do heksagonalnej struktury magnezu T c =39 K Nadprzewodnik II rodzaju Klasyczny (BCS) Dwie przerwy energetyczne 10 5 A/cm² at 5 T 10 A/cm² at 20 T 5% C zwiększa H c2 z 16 T do 36 T zmniejszając T c z 39 K do 34 K Better late than never (P.C. Canfield, G.W. Carbtree, Physics Today, March 2003)

44 Nowości: MO 1-x R x FeAs (r. 2008) LaO 0.89 F 0.11 FeAs, T c =26 K SmO 0.9 F 0.1 FeAs, T c =55 K La 0.8 K 0.2 O 0.8 F 0.2 FeAs T c =26.5 K H c0 =122 T (EPL , November 2008) PRL 100, (2008)

45 Nadprzewodniki - lewitacja Gaim Novoselov

46 Nadprzewodniki - zastosowania 10 4 A/cm 2 77K YBCO (EHTS) 10 6 A/cm 2 77K HoBCO (SUMITOMO El.)

47 wysokowydajne elektromagnesy – zastosowanie w transporcie („lewitujące” pociągi), diagnostyce medycznej (nowe, dokładniejsze tomografy), akceleratorach przyspieszających cząstki do ogromnych energii Nadprzewodniki - zastosowania

48 Statystyki kwantowe Statystyka Fermiego-Diraca Statystyka Bosego - Einsteina

49 Nadciekłość Piotr Leonidowicz Kapica ( ) – fizyk rosyjski, badacz fizyki niskich temperatur, odkrywca zjawiska nadciekłości helu w 1937, za co otrzymał nagrodę Nobla z fizyki w Kapica ukończył studia na wydziale elektromechanicznym Politechniki w Piotrogrodzie w roku W roku 1921 wyjechał do Cambridge w Anglii, gdzie rozpoczął pracę u Ernesta Rutherforda w słynnym Laboratorium Cavendisha. Po wojnie zainteresował się innymi dziedzinami badań: zajmował się m.in. fizyką plazmy i kontrolowaną fuzją jądrową. Skonstruował nowego typu generatory mikrofal. W roku 1957 został członkiem prezydium Akademii Nauk ZSRR.

50 Hel: 4 He T w =4.214 K punkt lambda – 2.17 K Nadciekłość

51 Niezwykła struktura wirów: wielokrotność krętu h Nadciekłość CpCp T[K] przepływ przez kapilary efekt termomechaniczny (fontanna) efekt mechanokaloryczny cienka warstwa helu 5*10 -9 m

52 Nadciekłość Hel: 3 He Nadciekłość w atomach litu-6, schłodzonych do temperatury 5*10 -8 K temperatura wrzenia 3 He (ciśnienie normale) - 3,19 K izotop ten nie przejawia nadciekłości aż do temperatury około 0,003 K

53

54 It is well known that the structural and dynamical properties of water are of central importance for life on our planet. However, despite this knowledge its structural and dynamical properties are still far from fully understood - H. Jansson et al. PRL 104 (2010) WODA – SUBSTANCJA PEŁNA TAJEMNIC

55 Aqua vitae woda to ponad 70% masy żywej komórki w cytosolu in vivo lokalne stężenie wielu substancji znacznie przekracza wartości możliwe do osiągnięcia in vitro parametry termodynamiczne opisujące własności białek in vivo mogą być istotnie odmiennych od tych, które zmierzone zostały in vitro

56 Aqua vitae cząsteczki wody są bezpośrednio zaangażowane w stabilizację struktur krystalograficznych białek pośredniczą w oddziaływaniach między makromolekułami biorą bezpośredni udział w katalizie reakcji chemicznej w której mogą pełnić rolę zarówno akceptora, jak i donora protonu

57 Odkrywca Henry Cavendish ( ) 1781 H 2 O 1798 pierwszy precyzyjny pomiar wartości G: (6,6742(15); 0,0014%, J.H. Gundlach et al.. (2000) PRL ) 1766 odkrycie wodoru (inflammable air) odkrył prawa znane jako prawo Coulomba i prawo Ohma 1871 Cavendish Laboratory na Uniwersytecie Cambridge (Paracelsus, Lavoisier) (Avogadro)

58 Podstawowe właściwości atomu tlenu połączony wiązaniami kowalencyjnymi z dwoma atomami wodoru ab initio: O-H Å, ° eksperyment: O-H Å, ° (para wodna) stan ciekły: O-H Å, 105.5° O-D Å Å, 106° molekuła wody jest cienka i ma kształt litery V stabilność molekuły wody: kilka milisekund

59 Podstawowe właściwości Wiązanie wodorowe O-H-O, N-H-N, F-H-F wiązania wodorowe  ~ ps powstanie wiązań  ~ fs wiązanie wodorowe Wiązanie wodorowe w wodzie: część elektrostatyczna - 90%, część kowalencyjna - 10%

60 Podstawowe właściwości -0.7e na O-atom statyczny moment dipolowy p = 1.85 D Atom tlenu wykazuje symetrię tetraedryczną

61 Podstawowe właściwości W atmosferze jedna cząsteczka dimeru występuje na tysiąc cząsteczek wody (monomeru) Dimery statyczny moment dipolowy p = 10 D

62 Woda wzorcem właściwości fizycznych skala temperatur Celsiusa (temperatury zamarzania i wrzenia) wzorzec masy (1 gram, masa 1 cm 3 w temperaturze 4 o C) jednostka energii cieplnej (kaloria, ilość ciepła potrzebna do podgrzania, 1 g o 1 °C od temperatury 14,5 °C do 15,5 °C)

63 Najważniejszy wykres na Ziemi

64 Podstawowe właściwości Siła wiązań wodorowych w wodzie Konsekwencje Nie ma wiązań wodorowychNie ma życia Wiązanie wodorowe nieco słabsze Życie w niższych temperaturach Wiązanie wodorowe nieco silniejsze Życie w wyższych temperaturach Wiązania wodorowe bardzo mocne Nie ma życia

65 Unikatowe właściwości wody Anomalna gęstość – ciekła woda zawiera dwa komponenty: normalny i typu „icelike” Struktura lodu jest relatywnie dziurawa – miedzy cząsteczkami występują stosunkowo duże wolne przestrzenie W temp C gęstość lodu jest dużo mniejsza niż gęstość wody w pobliżu temp. wrzenia (prądy oceaniczne - regulacja globalnego klimatu)

66 Unikatowe właściwości wody Sixty-seven anomalous properties of water Prędkość dźwięku jest mała i wzrasta do temp. ok. 74°C Ściśliwość maleje z temp. do ok. 46.5°C rozszerzalność cieplna wynosi zero w 3.984°C, i wzrasta wraz ze wzrostem ciśnienia wysoka lepkość wody Bardzo wysokie ciepło właściwe – 1 cal/g*deg Wysokie ciepło paraowania – 540 cal/g Mała przewodność cieplna – 0.6 W/m*K

67 Unikatowe właściwości wody Woda przegrzana przegrzanie (bardzo powolne ogrzewanie czystej cieczy w naczyniu o gładkich ściankach, przy braku drgań i wstrząsów mechanicznych) temp. 120 °C małe krople (~5 μm) i woda w kapilarach mogą zostać przegrzane do temp. 280 °C Woda przechłodzona przechłodzenie wody do temp. – 25 °C małe krople (~5 μm) mogą zostać przechłodzone do temp. – 41 °C

68 Unikatowe właściwości wody Efekt Mpemby 1963 (Tanzania) Hipotezy: parowanie (proces endoenergetyczny) przyspieszenie ochłodzenia wody, zmniejszając jej objętości oraz pojemność cieplną w procesie podgrzewania część soli mineralnych rozpuszczonych w wodzie (węglany wapnia i magnezu) zostaje wytrącona

69 Unikatowe właściwości wody Woda nośnikiem informacji ? wiązania wodorowe nie są trwałe ! (kilka ps) krótko żyjący klaster złożony z pięciu molekuł łącząc się z drugim klastrem tworzą strukturę o czasie życia od 10 do 14 s. (pięciokątne pierścienie) Czy może istnieć klaster stabilny? Obliczono, że może istnieć „kryształ” wody złożony z 912 cząstek, o czasie życia rzędu godzin

70 Unikalne własności wody Woda z topniejącego lodu Po stopieniu woda posiada bardziej uporządkowaną strukturę (zawiera zarodki klatratów lodu) – aktywne oddziaływanie na składniki biologiczne różne definicje "zamarzania" (warstwa lodu na powierzchni wody versus zamarzanie wody w całej objętości)

71 Woda i globalne ocieplenie Woda jest głównym absorbentem światła słonecznego w atmosferze. Masa 1.3*10 16 kg pary wodnej w atmosferze (~0.33% wagowych) jest odpowiedzialna za ok. 70% całej absorpcji promieniowania, głównie w zakresie podczerwieni. Woda znacząco przyczynia się do efektu cieplarnianego (greenhouse effect) zapewniając ciepłą, nadającą się do zamieszkania planetę. Ujemne sprzężenie zwrotne w formie powstawania chmur, odbijających promienie słoneczne, łagodząc globalne ocieplenie. Zawartość wody w atmosferze zmienia się drastycznie w prezypadku klimatu gąrącego i tropiku o dużej wilgotności jak również klimatu zimnego i suchego, polarnego na pustyniach śnieżnych

72 komputerowa symulacja dynamiki molekularnej 256 molekuł (21 Å x 21 Å x 21 Å), w stanie ciekłym, temp C ciśnienie atmosferyczne Nowości

73 fluktuująca sieć wiązań wodorowych temp C spontaniczne formowanie małych wnęk próżniowych Nowości

74 Kilka wnęk w małej odległości łączy się w większe próżniowe obszary W interfejsie ciecz – para wodna małe grupy molekuł wody wykazują tendencję do opuszczania powierzchni cieczy. Parowanie dezintegruje sieć wiązań wodorowych Nowości

75 Klasyczne wyjaśnienie małych (anomalnych) gęstość – niejednorodności: obszary normalne i obszary o niskiej gęstości typu „icelike” Komputerowa symulacja sieci wiązań wodorowych zależnych od ich geometrii Nowości

76 ciekła woda rozszerza się homogenicznie anomalne własności: - długość wiązań rośnie liniowo z temperaturą - objętości maleje liniowo w funkcji kątowej dystorsji Nowości

77 Molekuły wody tworzą tetraedryczne wiązania wodorowe? Relaksacja typu Deby’a Pomiar przenikalności elektrycznej (  =  ’+i  ”) Relaksacja w funkcji częstości i temperatury Nowości

78 Pik Debye’a dla niskich częstości Proces relaksacji cztery rzędy wielkości wolniejszy niż ten, wynikający z relaksacji lepkościowej Struktura typu tetraedrycznego występuje tylko w formie klastrów Specyficzny kolektywny ruch struktury wiązań wodorowych Woda wykazuje strukturalne i dynamiczne niejednorodności w znacząco większej skali długości Nowości

79 Yongmei Zheng, Hao Bai, Zhongbing Huang, Xuelin Tian, Fu-Qiang Nie, Yong Zhao, Jin Zhai i Lei Jiang, Directional water collection on wetted spider silk, Nature 463 (2010) 640 Ukierunkowana migracja kropelek rosy po nici pajęczej (pająk Uloborus walckenaerius) Kropelki tworzą się głównie na wrzecionowatych zgrubieniach, a następnie migrują w kierunku środków tych zgrubień, łącząc się w większe krople Nowości

80 Unikalna struktura nici: periodyczne wrzecionowate węzły oraz nanwłókna oddzielone połączeniami Mikronowe krople są kierowane przez gradient energii powierzchniowej oraz różnicę w ciśnieniu Laplace’a Autorzy tworząc sztuczne nici o opisanych własnościach, zaobserwowali takie samo zjawisko Możliwość wytwarzania sztucznych nici pozwalających na praktyczne ich zastosowanie do wychwytywania wody z pary wodnej lub do oddzielania aerozoli z powietrza.

81 Przewodność cieplna (W/m*K) stopy aluminium200 stal58 żelbet1,7 cegła0,8 woda0,6 gips0,51 drewno0,2 wełna szklana0,040 wełna skalna0,037 styropian EPS0,036

82 Ciepło parowania SubstancjaWartość ciepła parowania Aluminium kJ/kg żelazo6 340 kJ/kg woda2 257 kJ/kg etanol879 kJ/kg wodór454 kJ/kg rtęć301 kJ/kg

83 KOLOIDY MAGNETYCZNE (FRROFLUIDY, CIECZE MAGNETYCZNE) PREKURSOREM NANOMATERIAŁÓW Jak otrzymać ciecz magnetyczną? Temperatura Curie dla wszystkich znanych ferromagnetyków jest (na ogół) znacznie niższa od temperatury topnienia! Fe Co Nd 2 Fe 14 B~320>1700 Ni Gd173273

84 Pierwsze prace 1779 – G. Knight opiłki żelaza w wodzie 1932 – F. Bitter roztwór koloidalny, rozmiary cząsteczek: 10 4 Å 1938 – W.C. Elmore, rozmiary cząstek: 200 Å (stabilny ferrofluid) 1958 – D.J. Craik & P.M. Griffiths 1964 – J.R. Neuringer & R.E. Rosensweig, ferrohydrodynamika

85 Low viscosity magnetic fluid obtained by the colloidal suspension of magnetic particles by S.S. Papell NASA (1965)

86 S.S. Papell NASA (1965) kontrola przepływu paliwa rakietowego w warunkach nieważkości średni rozmiar cząstek ok. 140 nm

87 Warunki stabilności oddziaływanie dipol – dipol oddziaływanie Van der Waals’a – Londona elastyczne oddziaływanie odpychające ruchy Browna sedymentacja w polu grawitacyjnym sedymentacja w gradiencie pola magnetycznego

88 Warunki stabilności agregacja sedymentacja oddziaływanie magnetyczne gdzie: D – średnica pojedynczej cząstki, I s – namagnesowanie nasycenia na jed. objętości

89 Warunki stabilności siły Van der Waals’a - Londona dla małych odległości dla dużych odległości potencjał odpychający (Rosensweig et al., 1965) gdzie: N – liczba cząsteczek na jed. pola, b – poprawka na grubość warstwy

90 Warunki stabilności Ferromagnetyczne cząstki w niemetalicznej cieczy pokrywanie cząstek warstwą powierzchniowo czynnych molekuł w formie długich łańcuchów (np. substancje polarne) dla rozmiarów cząstek poniżej 100 Å oddziaływanie magnetyczne jest zaniedbywalne (dla cząstek o niewielkim namagnesowaniu nasycenia)

91 Warunki stabilności Ferromagnetyczne cząstki w metalicznej cieczy efektywne pokrywanie cząstek metalami, tworzącymi miedzymetaliczne związki z żelazem (np. dodanie cyny do rtęci) wzrost cząstek w wyniku „starzenia” w temperaturze ok C (zmiana z ok. 40 Å do ok. 80 Å )

92 Warunki stabilności Ferromagnetyczna ciecz w polu grawitacyjnym ruch cząstek w dół musi być równoważony dyfuzją do góry, do staniu równowagi (ruchy Browna) gradient koncentracji cząstek wyznacza równanie:

93 Warunki stabilności Ferromagnetyczna ciecz w gradientowym polu magnetycznym Stabilność dla gradientów 10 3 Oe/cm i większych uzyskuje się dla cząstek o rozmiarze rzędu 60 Å Efekt grawitacyjny można zaniedbać, jeśli M s dH/dz >> (  -  c )g

94 Magnetyzm ferrofluidów

95

96 rozmiar cząstek ~ 10 nm  =(1/6)D 3 M s, M s – magnetyzacja nasycenia lub magnetyzacja domeny momenty magnetyczne rozłożone przypadkowo w zewnętrznym polu – duża wartość namagnesowania nasycenia brak remanencji i koercji superparamagnetyzm

97 Magnetyzm ferrofluidów tylko część cząstek ma wkład do namagnesowania: część cząstek posiada magnetyczne warstwy na powierzchni (chemiczne oddziaływanie cząstek oraz warstwy stearyczne polarne) agregacja powoduje powstawanie klastrów, w których zamknięty jest strumień magnetyczny

98 Preparatyka

99 mielenie (z udziałem cieczy dyspersyjnej, przez czas rzędu 1000 godz., cząstki ponadwymiarowe usuwane są za pomocą wir ó wki) wytrącanie (np. z soli żelaza przy pomocy amoniaku w obecności cieczy dyspersyjnej) stabilizacja stearyczna substancją polarną

100 Preparatyka

101 Przykładowa reakcja: FeCl 3 + 3NH 4 OH → FeO(OH) + 3NH 4 Cl + H 2 O FeCl 2 + 2NH 4 OH → Fe(OH) 2 + 2NH 4 Cl 2FeO(OH) + Fe(OH) 2 → Fe 3 O 4 + 2H 2 O. otrzymuje się cząstki magnetytu rzędu 17 nm oraz ok. 15% agregatów o rozmiarze rzędu 800 nm

102 Zastosowania P. Berger et al., Vol. 76 No. 7 July 1999 Journal of Chemical Education Przewodność cieplna koloidu jest ok. pięć razy większa od powietrza

103 Zastosowania

104 Sample of rat liver with ferrofluid concentrations (arrows) [Johannsen 1999].

105 Zastosowania Mouse with tumour (left) before hyperthermic ablation and (right) afterwards. Tumor is indicated by the arrow [Jordan 1999].

106 Zastosowania

107 Najnowsze osiągnięcia

108 Wersja do pracy impulsowej diament laser Laser do pracy ciągłej

109 Zastosowania Spektroskopia – większa energia w porównaniu z laserami czerwonymi – możliwość pobudzania większej ilości rodzajów cząsteczek (wykrywanie skażeń biologicznych i chemicznych) Komunikacja podwodna – minimum absorpcji wody przypada na falę o długości ~ 430 nm Przyrządy pomiarowe – krótsza długość fali oznacza większą precyzję (w porównaniu do laserów czerwonych)

110 Zastosowania Druk wysokiej rozdzielczości Zastosowania w wojskowości Monitoring zanieczyszczeń Tranzystory oparte o azotki (wysoką odporność termiczną, chemiczną i radiacyjną, dobre przewodnictwo cieplne, lepsze przewodnictwo elektryczne (w porównaniu z krzemem), praca w wysokich częstotliwościach, w wysokiej temperaturze i w innych, szczególnie „niesprzyjających” warunkach)

111 Fizyka współczesna Ewolucja i budowa Wszechświata Początki kosmologii – rok 1917: A. Einstein opublikował pracę: „Kosmologiczne rozważania nad ogólną teorią względności”: model statyczny. de Sitter & Lamaitre: wszechświat nie jest statyczny; przestrzenia chwilowe zależą od czasu – wszechświat podlegający ewolucji (ale pusty).

112 Fizyka współczesna Ewolucja i budowa Wszechświata W 1929 roku E. Hubble odkrył badając widma dalekich obiektów astronomicznych przesunięcie linii widmowych ku podczerwieni, co zinterpretował, wykorzystując zjawisko Dopplera. Wynika z tego, że galaktyki oddalają się jednakowo we wszystkich kierunkach proporcjonalnie do ich odległości od obserwatora. V r =Hr, H – stała Hubble’a (53 km/s na Mps)

113 Fizyka współczesna Ewolucja i budowa Wszechświata Teoria Wielkiego Wybuchu. 1. Era Plancka (od 0 do 10-43sekundy ) 3. Era wielkiej unifikacji (od do sekundy ) 4.Era inflacji (od do sekundy ) 5.Powstanie materii (od do 10-5 sekundy ) 6.Era nukleosyntezy (od 1 sekundy do 4 minuty ) 7.Rozprzęganie materii i promieniowania (od 4 minuty do lat ) 8.Powstawanie galaktyk (od lat do 2 mld lat ) 9.Ewolucja chemiczna galaktyk (od 2 mld lat do dziś) 10.Powstawanie układów planetarnych

114 Fizyka współczesna Ewolucja i budowa Wszechświata Era Plancka - od 0 do sekundy: -gęstość wynosiła kg/m 3, a temperatura kelwinów. Era wielkiej unifikacji - o d do sekundy: - wszystkie oddziaływania, z wyjątkiem grawitacyjnego, mające wpływ na cząstki - elektromagnetyczne, słabe i silne były nieodróżnialne - między oddziaływaniami występowała symetria. Została ona złamana w chwili t= sekundy.

115 Fizyka współczesna Ewolucja i budowa Wszechświata Era inflacji - Od do sekundy Konsekwencją złamania symetrii było wydzielenie się wielkiej ilości energii. Próżnia zmieniła wówczas swój stan. Wyzwolona energia spowodowała gwałtowne przyspieszenie ekspansji Wszechświata. Doprowadziło to do wygładzenia wszelkich większych niejednorodności. jakie mogły istnieć we wcześniejszych fazach. Dlatego dzisiaj Wszechświat w dużych skalach jest jednorodny i izotropowy, tzn. we wszystkich kierunkach wygląda tak samo.

116 Fizyka współczesna Ewolucja i budowa Wszechświata Powstanie materii - od do s. Ekspansja staje się wolniejsza. Wszechświat nadal zmniejsza swą gęstość i temperaturę. Rozpad istniejących wówczas ciężkich cząstek spowodował powstanie niewielkiej nadwyżki materii nad antymaterią. W tym czasie przestrzeń wypełniała plazma kwarkowo - gluonowa (stąd niekiedy tą erę nazywa się erą plazmy kwarkowo - gluonowej). Po sekundy, gdy temperatura opadła do wartości 2*10 15 K. oddziaływanie słabe oddzieliło się od oddziaływania elektromagnetycznego. Wszechświat wypełniały wówczas głównie fotony, neutrina, elektrony i swobodne kwarki W chwili t=10 -5 s i T= 3*10 12 K - łączenie się kwarków w protony i neutrony.

117 Fizyka współczesna Ewolucja i budowa Wszechświata ERA NUKLEOSYNTEZY - od 1 sekundy do 4 minut: T=5*10 9 K. Istniejące jeszcze wówczas pozytony anihilowały z elektronami, zwiększając liczbę fotonów. Rozpoczęła się wtedy era nukleosyntezy, w trakcie której powstały proste jądra, atomowe. Protony przyłączały neutrony, tworząc jądra deuteru. Te z kolei absorbowały następne protony lub neutrony, w wyniku czego powstawały jądra helu-3 i trytu. Dalsze reakcje produkowały cząstki alfa. czyli jądra helu-4. Pod koniec ery nukleosyntezy, która trwała około 4 minut, około 77% masy Wszechświata stanowiły protony (czyli jądra wodoru), a resztę - cząstki alfa (jądra helu-4). Występowały też niewielkie ilości deuteru, helu-3 oraz litu. Jądra ciężkich pierwiastków praktycznie nie powstały. Temperatura i gęstość Wszechświata były już zbyt małe. by mogły one reagować i produkować cięższe pierwiastki.

118 Fizyka współczesna Ewolucja i budowa Wszechświata Rozprzęganie materii i promieniowania - o d 4 min. do lat Wszechświat wypełniają protony, cząstki alfa i swobodne elektrony, zanurzone w kąpieli fotonów i neutrin. Neutrina nie oddziaływały z materią, natomiast fotony wymieniały energię z elektronami, tak więc ich temperatura była równa temperaturze materii. Wszechświat ciągle się rozszerzał i stygnął. Po okresie lat, T=3000 K. W tym momencie elektrony połączyły się z protonami i cząstkami alfa, tworząc elektrycznie obojętne atomy wodoru i helu. Ponieważ fotony prawie nie oddziałują z obojętnymi atomami, od tej chwili Wszechświat stał się praktycznie przezroczysty dla promieniowania. Fotony pozostałe po tej fazie powinny być rejestrowane również dzisiaj.

119 Fizyka współczesna Ewolucja i budowa Wszechświata Powstawanie galaktyk - od lat do 2 mld lat Zalążki galaktyk powstawały już w erze inflacji. Inflacyjna ekspansja nie przebiegała identycznie w całym Wszechświecie: niektóre obszary rozszerzały się nieco szybciej, inne nieco wolniej. Te, które rozszerzały się wolniej, miały większą gęstość. Siły grawitacyjne przyciągały materię do obszarów o większej gęstości. Z obszarów tych utworzyły się galaktyki i większe struktury - gromady i supergromady galaktyk. Ponieważ światło rozchodzi się ze skończoną prędkością widzimy je takimi, jakie były kilkanaście miliardów lat temu, czyli zaledwie miliard czy dwa miliardy lat po Wielkim Wybuchu.

120 Fizyka współczesna Ewolucja i budowa Wszechświata Ewolucja chemiczna galaktyk - od 2 mld lat do chwili obecnej: Gdy galaktyki już powstały, skupiły w sobie większość materii Wszechświata. Dlatego od tej chwili ewolucja Wszechświata polega na zmianach zachodzących we wnętrzach galaktyk. Początkowo gaz, z którego się utworzyły, składał się prawie wyłącznie z wodoru i helu. Niestabilności grawitacyjne powodowały, że.obłoki tęgo gazu zapadały się. tworząc. pierwsze pokolenie gwiazd. W gwiazdach zachodziły reakcje jądrowe, które przekształcały jądra wodoru w jądra helu, a w późniejszych fazach - także jądra helu w jądra węgla i tlenu. Najistotniejszą rolę w ewolucji chemicznej galaktyk pełnią gwiazdy masywne (o masach przekraczających 8 mas Słońca). W końcowych etapach rozwoju powstają w nich również jądra innych pierwiastków, a swój żywot kończą w formie gwiazd supernowych.

121 Fizyka współczesna Ewolucja i budowa Wszechświata

122 Poszukiwania Arno Penziasa i Roberta Wilsona: Odkrycie promieniowania elektromagnetycznego o długości 7.35 cm – 3.5 K. Promieniowanie reliktowe – promieniowanie tła (pozostałość ery rozprzęgania)

123 Fizyka współczesna Ewolucja i budowa Wszechświata Dokładne pomiary: 2.7 K, charakter promieniowania CDC. od 1992r. - badanie promieniowania tła przy pomocy satelity COBE,

124 Fizyka współczesna Ewolucja i budowa Wszechświata

125 Typy galaktyki GwiazdyMateria Procent całej międzygwiazdowapopulacji spiralnestarepył i gazOk.77% młode eliptycznestaregazOk. 20% nieregularnemłodepył i gazOk. 3%

126 Fizyka współczesna Ewolucja i budowa Wszechświata Droga Mleczna jest galaktyką spiralną, liczącą około 500 miliardów gwiazd. Powstała z olbrzymiej chmury gazowo-pyłowej ok. 10 miliardów lat temu. W jej wnętrzu znajduje się gęste sferyczne jądro, złożone też z gwiazd które może też zawierają czarną dziurę. Wokół jądra rozciąga się dysk ukształtowany w ramiona spiralne, zawierający młode gorące gwiazdy. Jądro i dysk otacza rzadkie halo z bardzo starych gwiazd.. nasza galaktyka ma jądro o średnicy około lat świetlnych, dysk o średnicy ok lat świetlnych.

127 Fizyka współczesna Ewolucja i budowa Wszechświata

128 O. Olenberg, C. Rasmusen, Fizyka współczesna, PWN, Warszawa V. Acosta, C.L. Cowan, B.J. Graham, Podstawy fizyki współczesnej, PWN,Warszawa J. Norwood, Fizyka współczesna, PWN, Warszawa C.F. v. Weizsacker, J. Juilfs, Fizyka współczesna, PWN, Warszawa Rybka, Astronomia ogólna. M. Heller, Ewolucja kosmosu i kosmologii. C. Kittel, Wstęp do fizyki ciała stałego, PWN, Warszawa E.H. Wichmann, ''Fizyka kwantowa'' (PWN, Warszawa, 1973) R. Shankar, ''Mechanika kwantowa'' (PWN, Warszawa, 2006) Podręczniki ogólnego kursu fizyki: D. Holliday, R. Resnick, Fizyka, tom I i II. C. Kittel at al., Mechanika. R. Feyman at. al., Feymana wykłady z fizyki (pięć tomów)


Pobierz ppt "Co to jest temperatura? Temperatura – wielkość proporcjonalna do średniej energii kinetycznej cząsteczek Skale temperatur: Skala Celsjusza - oparta na."

Podobne prezentacje


Reklamy Google