Porównanie statystyk 1/(e x -1) e -x 1/(e x +1). Rozkład Maxwella dla temperatur T 1 <T 2 <T 3.

Slides:



Advertisements
Podobne prezentacje
ATOM.
Advertisements

Źródła zmian ewolucyjnych
Warunek równowagi hydrostatycznej
procesy odwracalne i nieodwracalne
hasło: student Justyna Kubacka
Kwasi-swobodna produkcja mezonów. starszak: Joanna Przerwa.
Wykład Fizyka statystyczna. Dyfuzja.
Metody Pomiaru Neutronów dla Tokamaków
Studia niestacjonarne II
N izotony izobary izotopy N = Z Z.
Tajemniczy świat atomu
Wstęp do fizyki kwantowej
Dlaczego badamy mezony η i η? Joanna Stepaniak Warszawa,
Czy ciemna materia jest supersymetryczna?
Silnie oddziałujące układy nukleonów
Defekt masy Doświadczenie Francka – Hertza
WIDMO CZYLI ŚWIATŁO ROZSZEPIONE NA KOLORY
FIZYKA dla studentów POLIGRAFII Kwantowa natura promieniowania
Odkrycie jądra atomowego
FIZYKA dla studentów POLIGRAFII Jądro atomowe. Jądro atomowe Doświadczenie Rutherforda Na jaką odległość może zbliżyć się do jądra cząstka ? Wzór słuszny.
, Prawo Gaussa …i magnetycznego dla pola elektrycznego…
FIZYKA dla studentów POLIGRAFII Układy i procesy termodynamiczne
Metody i Technologie Jądrowe, 2008/9
Energia wiązania nukleonu w jądrze w funkcji liczby masowej jadra A: Energia Jądrowa Warunek energetyczny – deficyt masy:
O świeceniu gwiazd neutronowych i czarnych dziur
Neutrina z supernowych
TOKAMAK czyli jak zamknąć Słońce w obwarzanku ?
N izotony izobary izotopy N = Z Z.
Wykład 10 Proste zastosowania mechaniki statystycznej
Temat: Prawo ciągłości
T: Promieniowanie ciała doskonale czarnego
Fotony.
EWOLUCJA GWIAZD Na podstawie diagramu Hertzsprunga - Russella.
Temperatura, ciśnienie, energia wewnętrzna i ciepło.
Ewolucja Gwiazd.
Ciało doskonale czarne
Reakcje jądrowe Reakcja jądrowa – oddziaływania dwóch obiektów, z których przynajmniej jeden jest jądrem. W wyniku reakcji jądrowych powstają: Nowe jądra.
PULSACJE GWIAZDOWE Jadwiga Daszyńska-Daszkiewicz, semestr zimowy 2009/
Promieniowanie Cieplne
Krzysztof M. Graczyk IFT, Uniwersytet Wrocławski
Kinetyczna teoria gazów
Politechnika Rzeszowska
Teoria promieniowania cieplnego
Treści multimedialne - kodowanie, przetwarzanie, prezentacja Odtwarzanie treści multimedialnych Andrzej Majkowski 1 informatyka +
Rozkład Maxwella dla temperatur T 1
Maria Goeppert-Mayer Model Powłokowy Jądra Atomowego.
Astronomia gwiazdowa i pozagalaktyczna II Wielkoskalowa struktura Wszechświata: od CMB do dzisiejszej struktury wielkoskalowej.
Krótka Historia Wszechświata
Christensen-Dalsgaard Christensen-Dalsgaard, Stellar Structure and Evolution, Rozdział 11.5 Tadeusz Jarzębowski, Astronomia neutrinowa Urania.
Astrofizyka z elementami kosmologii
Jądro atomowe - główny przedmiot zainteresowania fizyki jądrowej
Modele jądra atomowego Od modeli jądrowych oczekujemy w szczególności wyjaśnienia: a) stałej gęstości materii jądrowej, b) zależności /A od A, c) warunków.
Promieniowane ciała doskonale czarnego (CDC)
Entropia gazu doskonałego
Równowaga hydrostatyczna
budowa, otrzymywanie, właściwości
INŻYNIERIA MATERIAŁÓW O SPECJALNYCH WŁASNOŚCIACH Przyrost temperatury podczas odkształcenia.
Czy substancje można przetwarzać?
Właściwości CH 4 Fizyczne Chemiczne  Gaz  Bezbarwny  Ma gęstość mniejszą od powietrza  Nierozpuszczalny w wodzie  Alkan  Bezwonny.
Tytuł prezentacji: Nazwa wydziału: Wydział Górnictwa i Geoinżynierii Kierunek: Zarządzanie i Inżynieria Produkcji Wykonała: Barbara Smołka Miejsce i data.
Promieniowanie ciała doskonale czarnego Pilipczuk Marcin GIG IV
Promieniowanie ciała doskonale czarnego Kraków, r. Aleksandra Olik Wydział GiG Górnictwo i geologia Rok I, st. II, grupa II.
1.Promieniowanie ciała doskonale czarnego ciała doskonale czarnego Anna Steć Gr.3 ZiIP, GiG Przedmiot: Fizyka Współczesna.
N izotony izobary izotopy N = Z Z.
Wzory termodynamika www-fizyka-kursy.pl
Oddziaływania relatywistycznych jąder atomowych
Promieniowanie Słońca – naturalne (np. światło białe)
Podsumowanie W3  E x (gdy  > 0, lub n+i, gdy  <0 )
Podsumowanie W3  E x klasyczny model oddz. atomu z polem E
Zapis prezentacji:

Porównanie statystyk 1/(e x -1) e -x 1/(e x +1)

Rozkład Maxwella dla temperatur T 1 <T 2 <T 3

katastrofa w ultrafiolecie

Katastrofa w UV

Widmo Słońca w porównaniu z rozkładem dla ciała doskonale czarnego o T eff =T eff (Sun)

Rozkład Fermiego-Diraca dla T=0 K i T>0 K

Rozkład Fermiego-Diraca dla różnych temperatur

Przypadki graniczne rozkładu Fermiego-Diraca

Kubiak 1994

Gaz „normalny” Gaz zdegenerowany

N. Langer

Równanie stanu Schwarzschild 1958

N. Langer

nieprzezroczystość materii, , zależy od temperatury gęstości składu chemicznego nieprzezroczystość determinuje transport energii

Kubiak 1994

Wysokie temperatury  =0.02(1+X) (rozp. Thomsona) Pośrednie temperatury  =  1  T _ 3.5 (wzór Kramersa) bardzo niskie temperatury  =  1  1/2 T 4

Nieprzezroczystość,  (OPAL), w zależności od logT i log  /T 6 3 (T 6 =T/10 6 ) Pamyatnykh 1999, AcA 49, 119

„Opacity” wewnątrz modelu M=12 M , X=0.70, Z=0.02: OP (Seaton et al.) vs. OPAL (Livermore) vs. LAOL (Los Alamos) Pamyatnykh 1999, AcA 49, 119

OPAL 1996 Iglesias & Rogers OP 2005 Seaton i in. Low Temperature Rosseland Opacities Aleksander & Ferguson OPLIB (nowe Los Alamos) Colgan i in. 2013, 2015

Energia wiązania na jeden nukleon

Kubiak 1994

E ~30 MeV ~Z 1 Z 2 MeV r0r0 r1r1 E1E1 r

 E1E1 E2E2 E Rezonans dla E 1 i E 2

N. Langer Zależność przekroju czynnego i czynnika S(E) od energii dla reakcji 3 He+ 4 He → 7 Be+γ

Christensen-Dalsgaard 2008

Baza danych o reakcjach jądrowych

Opolski, Cugier, Ciurla 1995

Cykl CNO

Opolski, Cugier, Ciurla 1995