Świat fizyki

podręcznik dla szkół ponadgimnazjalnych
zakres podstawowy

podręcznik dla szkół ponadgimnazjalnych
zakres podstawowy
2012
R
ZamKor

7

4.4. Prawo rozpadu promieniotwórczego. Metoda datowania
izotopowego . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 175
. ..................190
. .....................201
. ................214
......................................224
...........................................229
.......................................230
. .........................................235
........................................239
...............................242
......................................245
......................................................247
............................253
..................................................259
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 263
Uwaga!

214
4.7. Reakcje jądrowe,
Słońce i bomba wodorowa
Po zapoznaniu się z treścią tego paragrafu potrafisz:
Wymienić i objaśnić różne rodzaje reakcji jądrowych.
Zastosować zasady zachowania: liczby nukleonów, ładunku elektrycznego
oraz energii w reakcjach jądrowych.
Opisać proces fuzji (syntezy) lekkich jąder na przykładzie cyklu pp.
Reakcje jądrowe
Odkrycie, że jądra atomowe mogą ulegać przemianom, oraz pierwsze badania tych
przemian i ich opis zawdzięczamy Ernestowi Rutherfordowi i Marii Skłodowskiej-
-Curie. Przemiany jąder atomowych prowadzące do powstania innych izotopów,
a także jąder innych pierwiastków, nazywamy reakcjami jądrowymi.
Do reakcji jądrowych zaliczamy znane ci już reakcje rozpadu. Przykładem rozpadu
alfa jest przemiana jądra radu 226 88
Ra w jądro radonu 222 86
Rn:
226
88
Ra →
222
86
Rn+ α
4
2
a rozpadu beta – przemiana izotopu ołowiu 214 82
Pb w izotop bizmutu 214 83
Bi:
214
82
Pb →
214
83
Bi+ −
β
Inny rodzaj reakcji jądrowych to reakcje rozszczepienia jąder. Przykładem może
być reakcja rozszczepienia jądra uranu wywołana uderzeniem neutronu, prowadząca
do powstania jąder kryptonu i baru oraz emisji trzech neutronów i dwóch
kwantów :
0
1
1
0
n+ U→ Kr+ Ba+ 3 n+ 2γ Wzór 4.3
235
92
94
36
139
56
1
0

fizyka agrawitacja
jądrowa
215
Przebieg reakcji jądrowych zapisujemy tak, że po lewej stronie podajemy składniki
reakcji (w powyższej reakcji jest to neutron 1 0 n oraz jądro uranu 235 92
U), a po prawej
produkty reakcji (w powyższej reakcji jest to jądro kryptonu 94 36
Kr, jądro baru 139 56Ba
oraz trzy neutrony 1 0 n i dwa kwanty ).
We wszystkich znanych reakcjach jądrowych całkowita liczba nukleonów nie ulega
zmianie. Jest to zasada zachowania liczby nukleonów.
Suma liczb masowych wszystkich jąder i cząstek biorących
udział w reakcji jest równa sumie liczb masowych produktów.
Sprawdźmy, że w reakcji (4.3) jest spełniona zasada zachowania liczby nukleonów.
Zapisane po lewej stronie równania składniki reakcji to jeden swobodny neutron
i jądro uranu składające się z 235 nukleonów, więc w sumie w reakcji bierze udział
1 + 235 = 236 nukleonów. Produktami reakcji zapisanymi po prawej stronie równania
(zawierającymi nukleony lub będące nukleonami) są: jądro kryptonu złożone
z 94 nukleonów, jądro baru zawierające 139 nukleonów i 3 neutrony swobodne.
Łączna liczba nukleonów po reakcji to 94 + 139 + 3, czyli także 236 nukleonów.
Zasada zachowania liczby nukleonów jest więc spełniona.
W reakcjach jądrowych spełniona jest również zasada zachowania ładunku.
Łączny ładunek składników biorących udział w reakcji jest równy
łącznemu ładunkowi produktów reakcji.
Sprawdźmy, że ma to miejsce w reakcji rozszczepienia uranu. O ładunku składników
i produktów reakcji decyduje liczba protonów, gdyż neutrony są elektrycznie
obojętne. Ładunek protonu to ładunek elementarny e, więc liczba protonów jest
równa liczbie ładunków elementarnych.
Ładunek składników reakcji rozszczepienia uranu zapisanych po lewej stronie równania
to ładunek 92 protonów znajdujących się w jądrze uranu. Ładunek produktów
reakcji to suma ładunków 36 protonów zawartych w jądrze kryptonu i 56 w jądrze
baru, czyli także ładunek 92 protonów.
W reakcjach jądrowych obowiązuje także zasada zachowania energii. Suma energii
spoczynkowych i kinetycznych reagujących składników jest równa sumie energii
spoczynkowych i kinetycznych produktów reakcji.

216
Stosując tę zasadę, można np. obliczyć energię kinetyczną E kp
produktów reakcji
226
222
4
rozpadu alfa 88
Ra →
86Rn+ 2α.
Stąd otrzymujemy:
m Ra
· c 2 m Rn
· c 2 m
· c 2 E kp
E kp
m Ra
· c 2 m Rn
· c 2 m
· c 2
Jeżeli w reakcji są emitowane kwanty promieniowania , to w bilansie energetycznym
należy uwzględnić również ich energię. Przykładowo dla reakcji rozszczepienia
uranu (wzór 4.3) musimy wziąć pod uwagę energię dwóch kwantów gamma
emitowanych w wyniku tej reakcji.
Zasady zachowania liczby nukleonów i ładunku pozwalają nam przewidywać wynik
reakcji jądrowych.
Przykład 4.5
Jądro sodu 24 11
Na ulega rozpadowi beta. Odpowiedzmy na pytanie,
jaki izotop powstaje w tej reakcji.
24
11
Na →
Z
A
X
0
+ − 1
Stosujemy zasadę zachowania ładunku:
11 Z (1) skąd Z 12
Zatem liczba atomowa powstającego jądra Z 12, co oznacza, że jest
to jądro jednego z izotopów magnezu.
Stosujemy zasadę zachowania liczby nukleonów.
24 A 0 skąd A 24
Otrzymujemy jądro o liczbie masowej 24 i atomowej 12. Jest to jądro
24
12
Mg .
Rozważana przemiana to:
24
24
0
Na → Mg+ −
β
11
12
β
1

fizyka agrawitacja
jądrowa
217
Reakcje jądrowe występują powszechnie w przyrodzie. Są między innymi źródłem
energii gwiazd. Mogą być również wywołane sztucznie przez człowieka. Pierwszą
wymuszoną reakcję jądrową przeprowadził w 1919 roku Ernest Rutherford. Bombardował
on azot cząstkami i stwierdził pojawienie się jąder tlenu i jąder wodoru
(protonów), choć początkowo w aparaturze ich nie było. Pojawiły się w wyniku
następującej reakcji:
14
7
N+ α→ O+
p
4
2
Reakcje jądrowe są wykorzystywane w nauce i technice. Bombardując tarcze złożone
z różnych pierwiastków strumieniem cząstek uzyskiwanym w reaktorach atomowych
lub akceleratorach (urządzeniach do przyspieszania cząstek), wywołuje się
reakcje jądrowe. Pozwalają nam one poznawać kolejne tajemnice natury lub produkować
izotopy używane w różnych urządzeniach technicznych lub w medycynie.
17
8
1
1
Reakcje termojądrowe
W poprzednim paragrafie omówiono możliwości kontrolowanego (elektrownia
jądrowa) i niekontrolowanego (bomba atomowa) uwalniania energii w procesach
rozszczepienia ciężkich jąder. Z wykresu przedstawionego na rysunku 4.23 wynika,
że podobnie jak dla ciężkich jąder, również dla najlżejszych energia wiązania
przypadająca na nukleon jest mniejsza niż dla jąder pośrednich. Źródłem energii
mogą więc być także procesy fuzji (łączenia) jąder lekkich. Jednak aby doprowadzić
do połączenia lekkich jąder, trzeba je do siebie zbliżyć. Jądra działają na siebie
siłami odpychania elektrostatycznego, które rosną wraz ze zbliżaniem się jąder do
siebie. Dopiero w odległości rzędu 10 –15 m zaczynają działać jądrowe siły przyciągania
łączące nukleony w jądro. Aby jądra mogły się zbliżyć do siebie na tak małą
odległość, muszą mieć bardzo dużą energię kinetyczną. Taką energię mają cząstki
materii o bardzo wysokiej temperaturze, jak np. we wnętrzu gwiazd. W gwiazdach
reakcje fuzji lekkich jąder zachodzą nieustannie. Do przeprowadzenia fuzji
jądrowej potrzebne jest więc bardzo wysokie ciśnienie i temperatura rzędu milionów
stopni. Reakcje fuzji zachodzące w takich warunkach nazywamy reakcjami
termojądrowymi.

218
Reakcje w gwiazdach
We wnętrzu gwiazd (również Słońca), gdzie temperatura osiąga wartość milionów
kelwinów, dochodzi do oderwania chmur elektronowych od jąder. Zderzenia
szybko poruszających się jąder atomowych prowadzą do reakcji termojądrowych.
We wnętrzu małych gwiazd, o masach zbliżonych do masy Słońca, największą rolę
odgrywają procesy zachodzące pomiędzy szybko poruszającymi się protonami (jądrami
wodoru). Tworzą one tzw. cykl proton-proton – cykl pp 9 . Zilustrowano go
na rysunku 4.36.
1
H
+
2
H
1
H
1
H
1
H
3
He
1
H
1
H
2
H
4
3
He
He
1
H
1
H
+
Rys. 4.36
W wyniku przebiegu reakcji syntezy z czterech jąder wodoru (czterech protonów)
tworzy się jądro 2 4 He i zostaje wydzielona energia 28,4 MeV równoważna deficytowi
masy jądra 2 4 He. Szacuje się, że ilość lekkich jąder w Słońcu wystarczy na podtrzymanie
reakcji termojądrowych przez czas rzędu 10 10 lat.
W naszym Słońcu syntezie ulega w każdej sekundzie 657 milionów ton wodoru,
z którego powstają 653 miliony ton helu. Deficytowi masy 2 4 He wynoszącemu 4 miliony
ton jest równoważna energia promieniowania, dzięki której Słońce świeci.
9
Aby dokładnie przeanalizować cykl pp, przeczytaj uzupełnienie na stronie 219.

fizyka agrawitacja
jądrowa
219
Uzupełnienie
Poznaj dokładniej procesy zachodzące w gwiazdach.
Opisane procesy cyklu pp zachodzące wewnątrz gwiazd i będące źródłem ich energii przebiegają
w kilku etapach. Reakcje prowadzące do syntezy jądra 4 2
He przedstawione są poniżej:
1
1
1 2
0
H+ 1H→ 1
H+ β + 1
+ ν 2 1 3
3
3
4
1
1
H+ 1H→ 2He+γ 2
He+ 2He→ 2He+
2
1H
Cząstka 0 +1
β to pozyton, jest neutrinem elektronowym – cząstką elementarną, która bardzo
słabo oddziałuje z innymi cząstkami.
W gwiazdach większych od Słońca, w których wnętrzu panują wyższe temperatury, największą
rolę odgrywają reakcje zachodzące z udziałem węgla, tlenu i azotu. Tworzą one tzw. cykl CNO
przedstawiony na rysunku 4.37.
Cykl CNO:
12 1
a) 13
13
13
6C+ 1H→ 7N*
+γ b) 0
13 1 14
7
N* →
6
C + + 1
β+
ν c)
6C+ 1H→ 7N+
γ
14 1 15
15 15
d)
7
N+ 1H→ 8O*+
γ e) 0
15 1 12 4
8
O* →
7
N + + 1
β+
ν f) 7
N+ 1H→ 6C+ 2α
1
H
4
He
a)
1
H
f)
12
C
b)
15
N
+
13
N
+
15
O
13
C
e)
14
N
c)
1
H
d)
1
H
Rys. 4.37

220
Efektem przebiegu pełnego cyklu jest wytworzenie jądra 4 2
He oraz ponowne powstanie jądra
12
6C, co oznacza, że cykl CNO to cykl zamknięty, a węgiel nie ulega zużyciu i może ponownie brać
udział w reakcjach termojądrowych. W cyklu CNO węgiel 12 6C pełni rolę katalizatora umożliwiającego
zajście reakcji syntezy jądra 4 2
He z czterech protonów, podobnie jak w cyklu pp. W wyniku
tej reakcji zostaje także wydzielona energia 28,4 MeV równoważna w przybliżeniu deficytowi
masy jądra 4 2
He.
Energia wydzielana w procesach syntezy prowadzi do ogrzewania wnętrza gwiazdy
i pozwala na podtrzymanie przebiegu procesów reakcji termojądrowych. Część
energii jest emitowana na zewnątrz gwiazd w postaci promieniowania i dociera
np. do Ziemi.
Bomba wodorowa (termojądrowa)
Sztucznie wywoływane reakcje termojądrowe zachodzą podczas wybuchu bomb
termojądrowych (wodorowych). W bombach tych olbrzymia energia jest wyzwalana
podczas gwałtownie zachodzącej fuzji,
1
czyli łączenia lekkich jąder, takich jak wodór
(stąd nazwa bomba wodorowa). Bomby termojądrowe
należą do dwustopniowych bomb nuklearnych.
Budowę takiej bomby przedstawia
rysunek 4.38. Do inicjowania reakcji termojądrowych
wykorzystuje się zapalniki będące w
istocie bombami atomowymi. W wyniku eksplozji
ładunku I stopnia (ładunek uranowy 1)
2
dochodzi do gwałtownego wzrostu ciśnienia
wywieranego na ładunek II stopnia (wodorowy
2) i zwiększenia temperatury do milionów
Rys. 4.38
stopni. Umożliwia to rozpoczęcie procesu łączenia
jąder izotopów wodoru w jądra helu 4 2
He i prowadzi do wybuchu termojądrowego
ładunku II stopnia. W jego wyniku są wyzwalane olbrzymie ilości energii,
podobnie jak podczas reakcji zachodzących w gwiazdach. Bomby termojądrowe
mogą mieć, w przeciwieństwie do bomb atomowych, praktycznie nieograniczoną
moc, co czyni z nich jedno z najbardziej śmiercionośnych narzędzi zagłady.
I stopień
II stopień

fizyka agrawitacja
jądrowa
221
Obecnie sześć państw jest w posiadaniu broni termojądrowej: USA, Rosja, Francja,
Wielka Brytania, Chiny, Indie.
Uzupełnienie
Porównanie energii uwalnianej w reakcjach syntezy i rozszczepienia
Porównajmy ilość energii uwalnianej podczas wybuchu bomby atomowej i bomby wodorowej.
Reakcja fuzji jąder wodoru daje około 28,4 MeV (na jedno wytworzone jądro helu). Rozszczepienie
jednego jądra uranu wyzwala około 200 MeV. Jednak biorąc pod uwagę masę jąder (jądro
helu ma około 50 razy mniejszą masę), możemy zauważyć, że energia wyzwalana na jednostkę
masy ładunku nuklearnego jest w przypadku wybuchu termojądrowego znacznie większa niż
podczas wybuchu bomby atomowej. Oznacza to, że podczas wybuchu bomby termojądrowej
wyzwala się znacznie więcej energii niż przy wybuchu bomby atomowej o porównywalnej masie.
Przeprowadzenie kontrolowanej reakcji fuzji lekkich jąder jest o wiele trudniejsze
niż kontrolowanej reakcji rozszczepienia. Z tego powodu reakcje syntezy zostały dotychczas
praktycznie wykorzystane jedynie w przemyśle zbrojeniowym w konstrukcji
bomb termojądrowych. Od wielu lat prowadzi się badania nad możliwościami wykorzystania
energii powstającej w reakcjach syntezy w energetyce, gdyż w procesach syntezy,
w przeciwieństwie do reakcji rozszczepienia ciężkich jąder w reaktorach, powstaje
znacznie mniej promieniotwórczych jąder, które mogą być groźne dla człowieka.
Przykład 4.6
Obliczmy masę m węgla, który należałoby spalić, aby uzyskać energię
równą energii wydzielonej podczas powstania 1 kg helu 2 4 He w wyniku
fuzji jąder wodoru 1 1 H. Wytworzeniu jednego jądra helu towarzyszy
wydzielenie około 28,4 MeV energii. Masa jednego jądra 2 4 He
jest równa około 6,64 · 10 –27 kg. Zatem w 1 kg helu znajduje się około
1,51 · 10 26 jąder tego pierwiastka. Wytworzeniu 1 kg helu towarzyszy
więc wydzielenie około 6,5 · 10 14 J energii. Ciepło spalania węgla wynosi
około 33 · 10 6 J/kg. Masa węgla, który trzeba spalić, by uzyskać
energię 6,5 · 10 14 J, jest równa:
m= ⋅ 14
65 , 10 J
8
≈0,
2⋅ 10 kg=
20 000 t
6 J
33⋅10
kg

222
Podsumowanie
Przemiany jądra atomowego, w wyniku których mogą powstać jego izotopy
oraz jądra innych pierwiastków, nazywamy reakcjami jądrowymi.
We wszystkich reakcjach jądrowych obowiązuje zasada zachowania liczby
nukleonów, ładunku elektrycznego oraz energii.
Reakcje termojądrowe to reakcje fuzji lekkich jąder zachodzące w temperaturze
rzędu milionów stopni i przy bardzo dużym ciśnieniu.
Głównym źródłem energii w gwiazdach są procesy fuzji jąder wodoru,
w wyniku których powstają jądra helu 4 2He. W gwiazdach wielkości Słońca
kluczową rolę odgrywają procesy zachodzące pomiędzy protonami
(cykl pp).
Bomba termojądrowa jest dwustopniową bombą nuklearną, w której rolę
zapalnika pełni bomba atomowa, doprowadzająca do wzrostu ciśnienia
i temperatury wewnątrz ładunku termojądrowego i inicjacji reakcji fuzji
lekkich jąder, w wyniku której są wyzwalane olbrzymie ilości energii.
Energia wyzwalana w procesie eksplozji bomby termojądrowej jest praktycznie
nieograniczona.
Od wielu lat są prowadzone prace nad pokojowym wykorzystaniem reakcji
termojądrowych jako źródła energii. Dotychczas nie udało się zbudować
stabilnie pracujących generatorów energii wykorzystujących fuzję lekkich
jąder. Największą trudność stanowi utrzymywanie warunków niezbędnych
do zajścia reakcji, czyli bardzo wysokich temperatur i ciśnień.
Zadania
1. Jądro 137 55
Cs ulega rozpadowi beta. Korzystając z zasady zachowania liczby
nukleonów oraz zasady zachowania ładunku, odpowiedz na pytanie:
Jakie jądro otrzymujemy w wyniku tej reakcji?
2. Sprawdź, że zasady zachowania liczby nukleonów i ładunku są spełnione
w następujących reakcjach:
226
91
Pa →
222
89
Ac+ α
4
2

fizyka agrawitacja
jądrowa
223
214
82
Pb →
214
83
Bi+ −
β
0
1
3. W niektórych czujnikach przeciwpożarowych znajduje się izotop ameryku
241 95
Am , który jest alfapromieniotwórczy. Korzystając z zasady zachowania
liczby nukleonów i ładunku, podaj, jaki pierwiastek powstaje
w wyniku rozpadu alfa ameryku 241 95
Am, oraz uzupełnij w zeszycie zapis
tej reakcji:
241
95
Am → ............... + α
4
2
4. Reakcja rozszczepienia uranu może prowadzić do powstania innych
produktów niż krypton i bar. Korzystając z zasady zachowania ładunku
i liczby nukleonów, uzupełnij w zeszycie poniższy zapis reakcji.
235
92
U+ n Sr+ 2 n+ ...............
1
0
94
38
1
0
5. W wyniku reakcji rozpadu pierwiastków promieniotwórczych bardzo
często powstają izotopy, które również są nietrwałe. Tworzą one tzw. szeregi
promieniotwórcze. Jednym z nich jest podany niżej szereg rozpoczynający
się od uranu 238 92
U. Korzystając z zasad zachowania liczby nukleonów
i ładunku, uzupełnij w zeszycie przedstawione poniżej reakcje
rozpadów prowadzące do powstania stabilnego izotopu ołowiu 206 82
Pb.
238
92
U
..........→
230
90
222
86
214
82
234 4
234
→
90Th+
2α 90
234 0
234
92U+ −1
β
92
Th +
Th →.......... + β
U→
230
90
Th+
4
222
→............
2α ............→ 86
Rn Po +
218 4
218
→
84 2α 84
218
83
214
82
4
2
0
−1
α
Rn +
4
2
α
Po Pb + ..........
218
0
Pb Bi + ..........
83
Bi →........... +
−1
β
210 4
210
210
...........→ 82
Pb +
2α 82Pb
83Bi + ...........
210
83
Bi Po +
210
0
210
→
84 −1
β
84
206
82
Pb jest stabilny
Po Pb + ...........
6. Wymień najistotniejsze różnice między bombą atomową i termojądrową.
206
82

Spis tematów:
5.1. Nasza Galaktyka
5.2. Inne galaktyki
5.3. Prawo Hubble’a
5.4. Teoria Wielkiego Wybuchu
Świat
ROZDZIAŁ 5
galaktyk

230
5.1. Nasza Galaktyka
Po zapoznaniu się z treścią tego rozdziału potrafisz:
Opisać budowę naszej Galaktyki.
Podać wiek Układu Słonecznego.
Obserwacja 5.1
Do przeprowadzenia tej obserwacji musisz wybrać miejsce znacznie
oddalone od miejskich świateł, z którego będzie widoczne całe niebo.
Miejsca takiego najlepiej poszukać poza miastem w czasie sierpniowych
wakacji lub zimowych ferii szkolnych. Obserwację należy przeprowadzić
przy bezchmurnej pogodzie w bezksiężycową noc, gdy tło nieba jest bardzo
ciemne. Kiedy wzrok przyzwyczai się do ciemności (co następuje po
około 15 minutach), dostrzeżesz, że przez całe niebo przebiega jaśniejszy
pas zwany Drogą Mleczną. Ten mglisty pas to w rzeczywistości bardzo
wiele słabo świecących gwiazd. Jeśli dysponujesz lornetką, popatrz przez
nią na najjaśniejsze miejsca w Drodze Mlecznej.
Rys. 5.1
Podobnej obserwacji po raz pierwszy dokonał
w 1610 roku Galileusz. Ze zdumieniem stwierdził,
że korzystając z nawet niewielkiej lunetki, można
zobaczyć na niebie niezwykle dużo gwiazd, szczególnie
w pobliżu Drogi Mlecznej. Z dala od niej
liczba gwiazd w polu widzenia lunetki jest zdecydowanie
mniejsza.
Współczesne badania astronomiczne dowiodły,
że gwiazdy, z których każda jest podobna do naszego
Słońca, nie są rozmieszczone w przestrzeni
przypadkowo, lecz powiązane grawitacyjnie tworzą
olbrzymie układy zwane galaktykami. Kształt

świat atgalaktyka 231
typowej galaktyki przypomina dysk używany
w zawodach sportowych (rys. 5.1) lub złączone
ze sobą brzegami dwa płytkie talerze. Układ
Słoneczny znajduje się wewnątrz tego zbiorowiska
gwiazd. Jeśli kierujemy wzrok wzdłuż
prostej leżącej w płaszczyźnie galaktycznego
dysku, to dostrzegamy coraz więcej i coraz bardziej
odległych gwiazd, które zlewają się w jasną
poświatę. Gdy natomiast patrzymy w kierunku
prostopadłym do płaszczyzny galaktycznego
dysku, to za bliżej znajdującymi się gwiazdami
Rys. 5.2
widzimy rejony poza naszą Galaktyką (rys. 5.2).
Sytuację tę można porównać do wędrówki
przez las. Patrząc przed siebie, widzimy drzewa
i krzewy znajdujące się coraz dalej, które w pewnym momencie tworzą zielone tło.
Gdy nasz wzrok skierujemy w górę, poprzez gałęzie możemy dostrzec niebieskie
(lub zachmurzone) niebo.
Ciekawostka
Nazwa „galaktyka” pochodzi od greckiego słowa galaktikos, tzn. ‘mleczny’. Według mitologii
greckiej widoczna na niebie Droga Mleczna powstała z rozlanego mleka Hery, którym bogini
karmiła małego Herkulesa.
Ze współczesnych obserwacji astronomicznych wynika, że średnica naszej Galaktyki
to w przybliżeniu 100 000 lat świetlnych. Średnia grubość galaktycznego
dysku wynosi około 1000 lat świetlnych, przy czym największe zgrubienie znajduje
się w jego centralnej części. W skład Galaktyki wchodzi 200–400 miliardów
(2 . 10 11 –4 . 10 11 ) gwiazd powiązanych siłami grawitacji, a także obłoki tzw. materii
międzygwiazdowej składającej się z gazów (głównie wodoru) i pyłów. Gwiazdy
i materia międzygwiazdowa nie są rozmieszczone równomiernie, lecz tworzą zagęszczenia
zwane ramionami spiralnymi. W centrum Galaktyki najprawdopodobniej
znajduje się czarna dziura o masie ocenianej na co najmniej 2 miliony mas
Słońca. Rejony bliskie środka Galaktyki są widoczne we fragmencie Drogi Mlecznej
w gwiazdozbiorze Strzelca, który z terenów naszego kraju można dostrzec późnym
wieczorem w sierpniu, nisko nad południową częścią widnokręgu.

232
Uzupełnienie
O drugiej prędkości kosmicznej i czarnych dziurach.
Aby ciało bezpowrotnie uleciało w przestrzeń międzyplanetarną, musimy mu nadać szybkość
zwaną drugą szybkością kosmiczną. Jej wartość wynosi dla Ziemi około 11,2 km/s, a dla Księżyca
2,4 km/s. O wartości prędkości, którą należy nadać ciału, aby na zawsze oderwało się od planety
lub gwiazdy, decydują masa tej planety (gwiazdy) oraz jej promień:
II
2GM
R
We wzorze tym II
oznacza wartość drugiej prędkości kosmicznej (tzw. szybkość ucieczki),
G – stałą grawitacji, M – masę planety lub gwiazdy, R – jej promień.
Zdarza się, że masa gwiazdy jest bardzo duża, a jej promień bardzo mały. Wtedy szybkość
ucieczki będzie niezwykle duża, może nawet osiągnąć szybkość światła. Wówczas nie tylko
żadne ciało nie wyrwie się z tego obiektu, ale i światło nie będzie go mogło opuścić. Taki obiekt
nazywamy czarną dziurą. Ktoś, kto znalazłby się w jej pobliżu, nie przekazałby stamtąd żadnej
informacji, bo nawet błysk światła nie wyrwałby się z jej pola grawitacyjnego. Oczywiście
czarnej dziury nie da się zobaczyć, ale ponieważ oddziałuje ona grawitacyjnie, więc domyślamy
się jej istnienia drogą pośrednią. Aby nasze Słońce przekształcić w czarną dziurę, trzeba byłoby
je zmniejszyć tak, aby miało średnicę 6 km, co jest oczywiście niemożliwe. Jądra niektórych
gwiazd o bardzo dużych masach mogą jednak w końcu stać się czarnymi dziurami.
Słońce wraz z Układem Słonecznym znajduje się w odległości około 27 tys. lat
świetlnych od środka Galaktyki (rys. 5.3).
Rys. 5.3

świat atgalaktyka 233
Powszechnie przyjmuje się, że Słońce wraz z układem planetarnym powstało z jednego
z obłoków materii międzygwiazdowej, licznie występujących w naszej Galaktyce
około 4,6 miliarda lat temu. W skład tych obłoków wchodzą przede wszystkim
gazy (głównie wodór i hel) oraz niewielkie ilości pyłów. Być może w wyniku
impulsu, który pochodził od wybuchu niezbyt odległej gwiazdy, z bezkształtnego
pierwotnie obłoku materii wyłonił się kulisty twór zwany protogwiazdą. Wskutek
sił grawitacyjnych protogwiazda kurczyła się nadal, aż w jej wnętrzu zapanowała
na tyle wysoka temperatura i wysokie ciśnienie, że zostały zainicjowane reakcje
termojądrowe prowadzące do połączenia jąder wodoru w jądra helu (synteza helu).
Reakcje te sprawiły, że protogwiazda (w naszym przypadku Słońce) stała się gwiazdą
i wydajnym źródłem energii.
W końcowych etapach powstawania Słońca z pozostałości obłoku materii międzygwiazdowej
utworzyły się planety. Początkowo było bardzo wiele mniejszych
i większych ciał, które uderzały w siebie (ślady tych uderzeń możemy obserwować na
powierzchni Księżyca w postaci kraterów), jednak z biegiem czasu większość z tych
ciał albo spadła na istniejące planety, albo rozproszyła się w przestrzeni międzyplanetarnej.
Jedynie niewielka część pierwotnej materii obłoku międzygwiazdowego
dotrwała do dziś w formie meteoroidów i znajdowanych na powierzchni Ziemi
meteorytów.
Określenie wieku meteorytów, a także wieku próbek gruntu księżycowego przywiezionych
przez astronautów amerykańskich i rosyjskie automatyczne sondy księżycowe,
było możliwe dzięki metodzie datowania izotopowego (patrz paragraf 4.3).
W astronomii powszechnie stosuje się rubidowo-strontową metodę datowania. Bada
się zjawisko rozpadu izotopu rubidu 87 Rb, w wyniku którego powstaje stront 87 Sr
o czasie połowicznego rozpadu, który wynosi T 1/2
= 49 miliardów lat. Wiek niektórych
meteorytów wyznaczony tą metodą szacuje się na 4,6 miliarda lat. Wyznaczony
w podobny sposób wiek skał księżycowych okazał się nieznacznie krótszy (4,5 mld
lat), co potwierdza fakt, że nasz naturalny satelita powstał nieco później niż Ziemia
jako „odprysk” po uderzeniu w nią dużego ciała niebieskiego, zapewne większego
od Marsa. Wiek najstarszych skał ziemskich ocenia się na około 4 miliardy lat, czyli
niewiele mniej niż wiek meteorytów. Należy jednak pamiętać, że obiekty jeszcze
starsze zostały zniszczone przez zachodzące procesy geologiczne.

234
Podsumowanie
Wyznaczony metodą datowania izotopowego wiek Układu Słonecznego
wynosi ok. 4,6 miliarda lat.
Ze współczesnych obserwacji astronomicznych wynika, że średnica naszej
Galaktyki ma w przybliżeniu 100 000 lat świetlnych.
Średnia grubość galaktycznego dysku wynosi około 1000 lat świetlnych,
przy czym największe zgrubienie znajduje się w jego centralnej części.
W skład Galaktyki wchodzi 200–400 miliardów (2 · 10 11 –4 · 10 11 ) gwiazd
powiązanych siłami grawitacji.

świat atgalaktyka 235
5.2. Inne galaktyki
Po zapoznaniu się z treścią tego rozdziału potrafisz:
Podać przybliżoną liczbę galaktyk dostępnych naszym obserwacjom.
Podać przybliżoną liczbę gwiazd w galaktyce.
Nasza Galaktyka, którą widzimy od środka, jest tylko jedną z bardzo wielu galaktyk
obserwowanych we Wszechświecie.
Obserwacja 5.2
Obserwację należy przeprowadzić w miejscu oddalonym od świateł,
przy ciemnym niebie, w bezksiężycowy późny wieczór (około godziny
21–22), w październiku lub listopadzie. Odszukaj na niebie gwiazdozbiór
Kasjopei i położony w pobliżu (nieco niżej) gwiazdozbiór
Andromedy. Zamieszczona obok mapka (rys. 5.4) może okazać się
pomocna.
GALAKTYKA
ANDROMEDY
Rys. 5.4
Gdy wzrok przyzwyczai się do ciemności, pomiędzy gwiazdozbiorem
Andromedy i Kasjopei dostrzeżesz niewielką, słabo świecącą plamkę,
która otrzymała nazwę Galaktyka Andromedy.

236
Dawniej sądzono, że widoczna w gwiazdozbiorze
Andromedy słabo świecąca plamka jest
obłokiem materii międzygwiazdowej, dlatego
nazywano ją Wielką Mgławicą. W rzeczywistości
jest to galaktyka podobna pod względem
rozmiarów i liczby gwiazd do naszej Galaktyki,
czyli Drogi Mlecznej. Galaktyka Andromedy
(rys. 5.5), oznaczana przez astronomów
symbolem M31, to najdalej położony obiekt,
który może dostrzec człowiek nieuzbrojonym
okiem. Jej odległość od nas wynosi 2,54 miliona
lat świetlnych, co oznacza, że światło docierające
obecnie od tej galaktyki zostało wyemitowane
przez znajdujące się w niej gwiazdy
Rys. 5.5
ponad dwa miliony lat temu!
Galaktyki widoczne na fotografiach nieba są różnie usytuowane. Niektóre z nich
widzimy „z góry” i dostrzegamy, że (podobnie jak w naszej Galaktyce) gwiazdy są
skupione w ramionach spiralnych (rys. 5.6).
Rys. 5.6

świat atgalaktyka 237
Inne galaktyki widać pod pewnym kątem (jak na przykład Galaktykę Andromedy).
Niektóre galaktyki są widoczne „z boku” (rys. 5.7), co dowodzi, że ich grubość
w porównaniu ze średnicą jest niewielka.
Rys. 5.7
Ciekawostka
Obecnie uważa się, że widoczna przez największe teleskopy materia w postaci planet, gwiazd,
gromad gwiazd, materii międzygwiazdowej, galaktyk itd. stanowi zaledwie ok. 5% całej materii
i energii wypełniającej Wszechświat, przy czym gwiazdy zawierają zaledwie ok. 0,5% całkowitej
materii i energii. Przypuszcza się, że około 25% materii i energii przypada na tzw. ciemną materię,
o której istnieniu wnioskuje się tylko z pośrednich obserwacji, a aż 70% łącznie rozpatrywanej
materii i energii stanowi tzw. ciemna energia.
Liczba galaktyk w dostępnej naszym obserwacjom części Wszechświata wynosi
co najmniej 170 miliardów, a więc jest porównywalna z liczbą gwiazd w naszej
Galaktyce. Biorąc pod uwagę, że każda z galaktyk składa się z około 100 miliardów
gwiazd, możemy obliczyć, że łączna liczba gwiazd we Wszechświecie wynosi

238
co najmniej 10 22 (dziesięć tysięcy trylionów). Jest to niewyobrażalnie duża liczba.
Najdalsze galaktyki (rys. 5.8) zaobserwowano w odległości około 13 miliardów lat
świetlnych, czyli 5000 razy dalej niż Galaktyka Andromedy. Odległość pomiędzy
sąsiednimi galaktykami wynosi przeciętnie od kilkuset tysięcy do kilku milionów
lat świetlnych.
Rys. 5.8
Galaktyki skupiają się w grupy liczące kilkadziesiąt galaktyk oraz gromady obejmujące
co najmniej kilka tysięcy galaktyk.

świat atgalaktyka 239
5.3. Prawo Hubble’a
Po zapoznaniu się z treścią tego rozdziału potrafisz:
Podać wiek Wszechświata.
W 1929 roku amerykański uczony Edwin Hubble (czytaj: Habl) dokonał jednego
z największych odkryć astronomicznych XX wieku. Prowadząc obserwacje widm
galaktyk, stwierdził, że im dalej od nas znajduje się jakaś galaktyka, z tym większą
oddala się szybkością. Jeśli szybkość oddalania się galaktyki oznaczymy symbolem
r
, a jej odległość od obserwatora symbolem r, to prawo Hubble’a możemy
zapisać wzorem:
r
H · r
gdzie H jest tzw. stałą Hubble’a (H 2,30 · 10 –18 s –1 ). Odległość r wyrażamy w kilometrach,
a szybkość w kilometrach na sekundę.
Z prawa Hubble’a wynika, że jeśli obserwujemy dwie galaktyki, z których jedna
jest np. trzykrotnie dalej niż druga, to dalsza galaktyka ma szybkość „ucieczki”
trzykrotnie większą niż bliższa. Warto zwrócić uwagę, że nie ma tu znaczenia, na
której z galaktyk znajduje się hipotetyczny obserwator. Każdy z nich stwierdziłby, że
pozostałe galaktyki oddalają się względem niego. Innymi słowy, żadna z galaktyk,
w tym również nasza Galaktyka, nie jest wyróżniona. Zmierzone szybkości „ucieczki”
najdalszych obserwowanych galaktyk są niewyobrażalnie duże, gdyż sięgają 96%
szybkości światła, czyli 288 000 km/s.
Opisane prawem Hubble’a odkrycie „ucieczki” galaktyk doprowadziło uczonych do
wniosku, że obserwowane w skali kosmicznej zjawisko jest wynikiem rozszerzania
się trójwymiarowej przestrzeni, w której się znajdujemy. Dla zrozumienia tego efektu
wykonaj następujące doświadczenie.

240
Doświadczenie 5.1
Nadmuchaj zwykły balonik mniej więcej do połowy, a następnie zaznacz
pisakiem cztery punkty na jednej linii w ten sposób, aby pomiędzy
kolejnymi punktami była taka sama odległość ok. 1 cm (rys. 5.9).
Następnie dodmuchaj balonik i zmierz odległości pomiędzy kolejnymi
zaznaczonymi już punktami.
Przekonasz się, że odległości pomiędzy punktami wzrosły tak samo
(na przykład dwukrotnie), natomiast im dalej znajdował się każdy kolejny
punkt od pierwszego, tym bardziej się od niego oddalił. Zwróć
uwagę, że nie ma znaczenia, który z punktów wybierzemy jako punkt
początkowy. W miarę nadmuchiwania balonika wszystkie pozostałe
punkty będą się oddalać od wybranego punktu.
Rys. 5.9
Oddalanie się od siebie punktów na dwuwymiarowej rozszerzającej się powierzchni
balonika jest analogiczne do „ucieczki” galaktyk w trójwymiarowej przestrzeni
Wszechświata. Dla nas, jako istot trójwymiarowych, rozszerzanie się przestrzeni
jest trudne do wyobrażenia, więc dla zrozumienia tego efektu posługujemy się modelem
powierzchni dwuwymiarowego balonika. Obserwowany efekt „ucieczki”
galaktyk nie jest więc wynikiem ich olbrzymich szybkości rozumianych w tradycyjnym
sensie (jak na przykład duże szybkości rakiet kosmicznych), ale stanowi
rezultat rozszerzania się przestrzeni całego trójwymiarowego Wszechświata. Efekt
ten jest niezwykle mały w skali Układu Słonecznego lub nawet naszej Galaktyki,
ale ma bardzo istotne znaczenie w skali całego Wszechświata.

świat atgalaktyka 241
Jeśli założymy, że opisana przez prawo Hubble’a „ucieczka” galaktyk trwała w trakcie
ostatnich kilkunastu miliardów lat, to należy przypuszczać, że w odległej przeszłości
rozmiary całego Wszechświata były bardzo małe. Weźmy pod uwagę jakąś
galaktykę, która obecnie znajduje się w odległości r, a jej aktualna szybkość „ucieczki”
wynosi r
.
Gdyby szybkości oddalania się galaktyk nie zmieniały się w czasie, to galaktyka ta
przebyłaby odległość r w czasie T W
wyrażonym wzorem:
Z prawa Hubble’a wiemy, że
więc
T
W
r
= Wzór 5.1
υ
r
r
H · r
r
T = W Hr ⋅ = 1
H
Odwrotność stałej Hubble’a byłaby równa czasowi T W
, który nazywamy umownym
wiekiem Wszechświata.
Po podstawieniu wartości liczbowej stałej Hubble’a otrzymujemy:
T W
1,38 · 10 10 lat
czyli około 14 miliardów lat, jako przybliżony czas istnienia Wszechświata.

242
5.4. Teoria Wielkiego Wybuchu
Po zapoznaniu się z treścią tego rozdziału potrafisz:
Opisać teorię Wielkiego Wybuchu.
Odkryty przez Edwina Hubble’a fakt „ucieczki” galaktyk jest jednym z argumentów
przemawiających za poprawnością teorii Wielkiego Wybuchu (ang. Big Bang),
która opisuje dotychczasową ewolucję Wszechświata. Zgodnie z tą teorią Wszechświat
powstał w wyniku gigantycznej eksplozji, która nastąpiła 13,8 miliarda lat
temu. Słowo „eksplozja” nie oddaje istoty sprawy, gdyż powstanie Wszechświata nie
polegało na jego gwałtownym rozszerzaniu się w pustej przestrzeni, lecz dotyczyło
rozszerzania się (ekspansji) samej przestrzeni.
O naturze Wielkiego Wybuchu i o warunkach panujących w chwili „zero” nic nie
wiadomo. Tym bardziej trudno cokolwiek powiedzieć o przyczynie Wielkiego Wybuchu.
To zagadnienie jest m.in. przedmiotem dyskusji uczonych zajmujących się
filozofią przyrody. Nie ma również podstaw, aby rozważać, co było przed Wielkim
Wybuchem, gdyż według niektórych teorii nie istniał wtedy czas, przestrzeń i materia.
Współczesna kosmologia (nauka zajmująca się Wszechświatem jako całością), korzystając
z osiągnięć astrofizyki, fizyki cząstek elementarnych i fizyki teoretycznej,
potrafi opisać ekstremalny stan materii po upływie zaledwie 5 · 10 –44 sekundy od
powstania Wszechświata (według znanego nam pojęcia czasu). Temperatura materii
w tym stanie wynosiła 10 32 (100 bilionów trylionów) kelwinów, a gęstość 10 96 kg/m 3 .
Takiej temperatury i gęstości nie można odtworzyć w żadnym laboratorium.
Zaledwie kilkanaście minut po powstaniu Wszechświata gęstość materii i jej temperatura
były zbliżone do tych panujących w środku Słońca. W ówczesnym Wszechświecie
zaistniały na olbrzymią skalę warunki sprzyjające syntezie helu. Wyniki obserwacji
wskazują, że hel stanowi aż 24% widocznej materii Wszechświata. Obecnie
pierwiastek ten powstaje we wnętrzu gwiazd jako wynik reakcji termojądrowych,
jednak nawet przez kilkanaście miliardów lat wszystkie gwiazdy we Wszechświecie

świat atgalaktyka 243
nie mogły go utworzyć w tak dużej ilości, którą obserwujemy. Ten nadmiar helu
jest jednym z istotnych dowodów poprawności teorii Wielkiego Wybuchu.
Bardzo młody Wszechświat gwałtownie się rozszerzał, a jego temperatura
malała. Około 380 000 lat po powstaniu Wszechświata obniżyła się ona do
ok. 3 000 kelwinów. Zaczęły się tworzyć stabilne atomy wodoru i helu, które skupiały
się w obłoki będące tworzywem dla powstających później gwiazd. Gęstość
materii na tyle zmalała, że promieniowanie mogło się od niej oddzielić i zaczęło się
rozprzestrzeniać we Wszechświecie. Istnienie tego promieniowania, które zgodnie
z teorią Wielkiego Wybuchu powinno wypełniać cały Wszechświat, przewidzieli
w 1948 roku George Gamow i Ralph Alpher, zaś odkrycia dokonali w 1964 Arno
Penzias i Robert Wilson (za co w roku 1978 otrzymali Nagrodę Nobla). Promieniowanie
to, zwane promieniowaniem reliktowym i będące pozostałością po
Wielkim Wybuchu, dociera do Ziemi ze wszystkich kierunków. Jego długości odpowiadają
zakresowi mikrofal i dalekiej podczerwieni, tzn. promieniowaniu, które
wysyłałoby ciało o temperaturze zaledwie 2,73 stopnia powyżej bezwzględnego zera
(2,73 K). W trakcie kilkunastu miliardów lat promieniowanie reliktowe wskutek
ekspansji Wszechświata „schłodziło się” do obecnie obserwowanej temperatury.
Ze współczesnych badań naukowych wynika, że tempo rozszerzania się Wszechświata
rośnie 1 . Powodować to może tzw. ciemna energia, o której wiemy tylko tyle,
że wywołuje efekt przeciwny do przyciągania grawitacyjnego. Należy się spodziewać,
że wyniki badań prowadzonych przez orbitalne obserwatoria astronomiczne
pozwolą na lepsze zrozumienie istoty ciemnej energii.
Podsumowanie
Wszechświat powstał około 13,8 miliarda lat temu w Wielkim Wybuchu.
Potwierdzeniem teorii Wielkiego Wybuchu są:
– odkryta przez Edwina Hubble’a „ucieczka” galaktyk,
– dochodzące do nas ze wszystkich stron promieniowanie reliktowe,
– nadmiar helu we Wszechświecie.
1
W 2011 roku Saul Perlmutter, Brian P. Schmidt i Adam G. Riess otrzymali Nagrodę Nobla za to odkrycie.

244
Zadania
1. Oblicz czas, którego potrzebowałaby rakieta, aby dotrzeć do centrum
naszej Galaktyki. Przyjmij, że rakieta porusza się ze stałą szybkością
16,7 km/s.
2. W pewnym modelu przyjęto, że średnica naszej Galaktyki d = 600 km
(tzn. tyle, ile w przybliżeniu odległość pomiędzy wschodnią i zachodnią
granicą Polski). Oblicz, ile będzie wynosić w tym modelu odległość Ziemia–Słońce.
3. Oblicz, w jakiej odległości znajduje się galaktyka, której szybkość „ucieczki”
wynosi 10% szybkości światła.
4. Oblicz, ile wynosiłby wiek Wszechświata, gdyby wartość stałej Hubble’a
była większa o 10%.

świat atgalaktyka 245
Sprawdź swoją wiedzę
1. Układ Słoneczny powstał:
a) ok. 100 000 lat temu, b) ok. 4,6 miliona lat temu,
c) ok. 4,6 miliarda lat temu, d) ok. 13,8 miliarda lat temu.
2. Liczba gwiazd w naszej Galaktyce wynosi:
a) ok. 100 tysięcy, b) ok. 100 milionów,
c) ok. 4 miliardów 600 milionów, d) ponad 200 miliardów.
3. Zaobserwowano, że pewna galaktyka oddala się od nas z szybkością
3600 km/s. Znajdująca się dwukrotnie dalej galaktyka będzie się oddalać
z szybkością:
a) 1800 km/s,
b) taką samą jak bliższa galaktyka,
c) 7200 km/s,
d) 36 000 km/s.
4. Według współczesnych ocen Wszechświat powstał:
a) ok. 4,6 miliona lat temu, b) ok. 4,6 miliarda lat temu,
c) ok. 13,8 miliona lat temu, d) ok. 13,8 miliarda lat temu.
5. Przerysuj krzyżówkę do zeszytu i wpisz do niej odpowiednie wyrazy.
Odczytaj otrzymane hasło. Wyjaśnij, co ono oznacza.
1.
2.
3.
4.
5.
6.
7.
1. Podejmował w XVI w. próby odkrycia zmian w położeniu gwiazd.
2. Na przykład
14
C.

246
3. Odkrywca Neptuna.
4. Duży meteoroid przelatujący nisko nad Ziemią.
5. Gwiazdozbiór, w którym znajduje się najdalszy obiekt widoczny gołym
okiem.
6. Między ostatnią i pierwszą kwadrą.
7. Droga Mleczna.

odpowiedzi
253
Odpowiedzi
do zadań rachunkowych

254 odpowiedzi
1. Grawitacja
Strona Nr zadania Odpowiedź
18 2 3R
18 3 25 razy mniejsza
18 4 F g
≈ 1,99 · 10 20 N
27 3 g K
≈ 1,6 m/s 2 , t = 2 s
42 1a max
= 20 m/s
42 2 F r
= 2250 N
56 2 ≈ 29,9 km/s
57 4b F Io
/F Eu
≈ 5
57 5 I K
≈ 1,7 km/s
Sprawdź swoją wiedzę (str. 64–67)
Nr pytania 1 2 3 4 5 6 7
Odpowiedź b d d c d c b
Nr pytania 8 9 10 11 12 13 14
Odpowiedź d a c d c c d
2. Astronomia
Strona Nr zadania Odpowiedź
77 1 a) x ≈ 206,3 km; b) y ≈ 82,5 m
77 2 T = 2,56 s

odpowiedzi
255
Strona Nr zadania Odpowiedź
78 3 268 000 razy większa
78 4 a) T K
≈ 17 dni 19 godzin
b) T M
≈ 2546 dni ≈ 6,97 lat
c) T N
≈ 4 820 000 godzin ≈ 200 800 dni ≈ 550 lat
d) T PC
≈ 4,46 · 10 10 godzin ≈ 1,86 · 10 9 dni ≈ 5,09 · 10 6 lat
78 5
Nazwa
Średnia odległość od Ziemi
kilometry
jednostki
astronomiczne
lata świetlne
Księżyc 384 400 0,00257 ok. 4,06 · 10 –8
Słońce 149 600 000 1 ok. 1,58 · 10 –5
Proxima
Centauri
4,014 · 10 13 268 000 4,24
85 1 b) Należy się domyślać, że bohater poematu trzykrotnie
dostrzegał pełny cykl faz Księżyca, czyli upłynęło 3 · 29,5
doby.
85 2 Srebrny Glob, Miesiąc, Miesiączek (ludowe), Książę Nocy,
Słońce Umarłych (Słowacki)
86 6 F K
≈ 0,165 · F Z
97 1 M planet
≈ 0,134% M S
Sprawdź swoją wiedzę (str. 98–99)
Nr pytania 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11
Odpowiedź c c d c b a c b b a b

256 odpowiedzi
3. Fizyka atomowa
Strona Nr zadania Odpowiedź
110 3 max
≈ 2,64 · 10 –7 m
110 4 n max
= 3000
110 5 E k max
≈ 13,54 · 10 –19 J
143 2 a) E fotonu
≈ 0,31 · 10 –18 J (E fotonu
≈ 1,9 eV)
b) E fotonu
≈ 0,41 · 10 –18 J (E fotonu
≈ 2,55 eV)
143 3 E fotonu
≈ 3,32 · 10 –18 J; tak
Sprawdź swoją wiedzę (str. 144–147)
Nr pytania 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12
Odpowiedź d a b d c d b d c c c a
4. Fizyka jądrowa
Strona Nr zadania Odpowiedź
166 1 Szybkość cząstki jest około 85,4 razy mniejsza od szybkości
cząstki .
166 4 a) 2 Gy; b) 0,5 Gy
166 5 E = 350 mJ
188 2 A = 218; Z = 84; polon; 84 protony i 134 neutrony,
84 elektrony
189 4 A = 214; Z = 82; ołów; 82 protony i 132 neutrony
189 6 t = 24 doby

odpowiedzi
257
Strona Nr zadania Odpowiedź
189 7 ok. 11 460 lat
189 8 ok. 17 190 lat
189 9 b) 28 650 lat
200 1 E w
≈ 2,2 MeV
200 2 m ≈ 8 · 10 –36 kg ≈ 4,8 · 10 –9 m p
213 4 a) m uranu
≈ 316 kg; b) ok. 524 wagony
213 5 t wody
≈ 34,3°C
222 1 jądro baru 137 56
Ba
Sprawdź swoją wiedzę (str. 224–227)
Nr pytania 1 2 3 4
Odpowiedź b (B, C); A, F); D, E) a d
Nr pytania 5 6 7 8 9 10 11 12
Odpowiedź b c d c b c a a
Nr pytania 13 14 15 16 17 18 19 20
Odpowiedź c a b b c d a b
5. Świat galaktyk
Strona Nr zadania Odpowiedź
244 1 t ≈ 4,85 · 10 8 lat (ok. 500 milionów lat)
244 2 x ≈ 9,481 · 10 –8 km ≈ 0,095 mm

258 odpowiedzi
Strona Nr zadania Odpowiedź
244 3 r = 1,30 · 10 22 km (ok. 1,4 miliarda lat świetlnych)
244 4 T W
≈ 1,25 · 10 10 lat
Sprawdź swoją wiedzę (str. 245)
Nr pytania 1 2 3 4 5
Odpowiedź c d c d Big Bang

skorowidz
o
259
Skorowidz

260 skorowidz
o A
aktywność promieniotwórcza 177
analiza spektralna 123
Arystoteles 19
B
Becquerel Henri 150
Bohr Niels 127
bomba
atomowa 201
wodorowa 220
Brahe Tycho 74
C
ciemna energia 243
Curie Piotr 155
cykl
CNO 219
pp 218
czarna dziura 232
czas połowicznego rozpadu 179, 180
częstotliwość
graniczna 106
w ruchu po okręgu 39
D
datowanie substancji 185
dawka
pochłonięta 159
skuteczna 160
deficyt masy 190
Demokryt 127
deuter 172
dozymetr 161
Droga Mleczna 230
druga prędkość kosmiczna 50
E
Einstein Albert 105
ekliptyka 82
elektronowolt 158
elektrownia jądrowa 204
energia
spoczynkowa 191
wiązania 191
F
fazy Księżyca 79
fotokomórka 102
foton 105, 154
fuzja jąder lekkich 217
G
Galaktyka 230
galaktyki 230
Galileusz 9
H
Hubble Edwin 239
I
izotop 172
J
jądro
atomowe 127, 170
niestabilne 175
stabilne 175
jednostka
astronomiczna 45
masy atomowej 192
jonizacja 60, 150, 157
Jowisz 45, 70, 92
K
kąt paralaksy 71
Kepler Johannes 10
komety 94, 95
komora mgłowa 157
Kopernik Mikołaj 8
Księżyc 70
kwant 104
L
liczba
atomowa 171
masowa 172
licznik Geigera-Müllera 152
linie Fraunhofera 122
M
Mars 45, 70, 91
masa krytyczna 199
materia międzyplanetarna 94
Merkury 45, 91
meteor 96
meteoroidy 94
meteoryt 96
miesiąc synodyczny 81
moc dawki 161
model
Bohra 126, 141
planetarny 171
moderator 205
N
nadfiolet 114
Neptun 45, 92
neutron 171

skorowidz
o
261
Newton Isaac 11
nów 81
nukleon 171
O
obłok Oorta 95
ochrona radiologiczna 163
oddziaływania
jądrowe 173
silne 173
okres w ruchu po okręgu 39
orbita geostacjonarna 52
ostatnia kwadra 81
P
pas Kuipera
paralaksa
geocentryczna 72
heliocentryczna 74
pełnia 81
pierwiastki promieniotwórcze 151
pierwsza
kwadra 81
prędkość kosmiczna 48
planetoidy 94
Planck Max 104
planety 8, 87
karłowate 94
Pluton 92, 94
podczerwień 114
polon 151
postulaty Bohra 127
praca wyjścia 105
prawo
Hubble’a 239
Keplera
drugie 10
pierwsze 10
trzecie 45
powszechnej grawitacji 14
rozpadu promieniotwórczego 180
pręty
bezpieczeństwa 205
sterujące 205
projekt Manhattan 208
promieniotwórczość 150
promieniowanie
alfa 154
beta 154
gamma 154
jądrowe 155
jonizujące 150
reliktowe 243
termiczne 113
protogwiazda 233
proton 171
przyspieszenie
dośrodkowe 41
grawitacyjne 22
ziemskie 23
Ptolemeusz 9, 88
R
rad 151
reakcja
łańcuchowa 197
rozszczepienia 193, 197
syntezy 221
reakcje
jądrowe 214
termojądrowe 217
reaktor jądrowy 205, 207
rok świetlny 76
rozpad
alfa 175
beta 176, 177
promieniotwórczy 175
rozszczepienie jądra 197
ruch jednostajny po okręgu 29
Rutherford Ernest 127, 168, 170, 217
S
satelita geostacjonarny 52
Saturn 45, 70, 92
seria Balmera 120
siła
dośrodkowa 33
grawitacji 14
siły jądrowe 172
Skłodowska-Curie Maria 155, 168
Słońce 232
spadanie swobodne 20
stała
grawitacji 16
Plancka 104
rozpadu promieniotwórczego 181
Rydberga 119
stan
nieważkości 58
wzbudzony 177

262 skorowidz
o T
teoria
geocentryczna 9, 80, 88
heliocentryczna 9, 88
tryt 172
U
Układ Słoneczny 8, 230
Uran 45, 90
W
Wenus 45, 70, 91
widmo
absorpcyjne 121
ciągłe 117
emisyjne 121
liniowe 119
wiek Wszechświata 241
Wielki Wybuch 242
wzbogacanie uranu 199
wzór Balmera uogólniony 120
Z
zaćmienie
Księżyca 83
Słońca 81, 82
zasada
dynamiki druga 22
zachowania
ładunku 215
liczby nukleonów 215
Ziemia 8
zjawisko fotoelektryczne 102
Ź
źródło promieniotwórcze 177

263
Źródła ilustracji i fotografii
Okładka: (głośnik 1) XONOVETS/Shutterstock.com, (głośnik 2) fusebulb/Shutterstock.com, (pokrętła)
Martin M303/Shutterstock.com, (suwaki) Denis Semenchenko/Shutterstock.com, (obraz z oscyloskopu)
Eliks/Shutterstock.com, (plazma) Eric Boucher/Shutterstock.com
Tekst główny: s. 6–7 (obłoki gazu) Anatolii Vasilev/Shutterstock.com, (Jowisz) AstroStar/Shutterstock.com,
(Ziemia) Egyptian Studio/Shutterstock.com, (Księżyc) AstroStar/Shutterstock.com; s. 8 (Kopernik)
reprodukcja, (s. tytułowa De Revolutionibus. reprodukcja; s. 9 (układ geocentryczny) Grzegorz
Petka, (układ heliocentryczny) reprodukcja; s. 11 (Isaac Newton) reprodukcja; s. 13 (dom narodzin
Newtona) Awe Inspiring Images/Shutterstock.com, (fragment jabłoni Newtona) Barcroft Media/Getty
Images. s. 14 (s. tytułowa Matematycznych podstaw filozofii przyrody) Andrew Dunn/Wikipedia [licencja
CC 2.0]; s. 20 (Krzywa Wieża w Pizie) Steven Bostock/Shutterstock.com; s. 21 (spadanie monet) Zamkor;
s. 28 (diabelski młyn) Vitalliy/Shutterstock.com; s. 30 (doświadczenie ze szklanką i kulką) Zamkor;
s. 34 (znak „Niebezpieczeństwo poślizgu”) Zamkor; s. 46 (satelita Landsat 8) NASA/Goddard Space Flight
Center; s. 49 (szkic Ziemi) reprodukcja; s. 52 (anteny satelitarne) cozyta/Shutterstock.com; s. 54 (śmieci
kosmiczne) NASA Orbital Debris Program Office; s. 58 (stan nieważkości) NASA; s. 63 (książki) Zamkor;
s. 68–69 (zaćmienie Słońca) Gl0ck/Shutterstock.com, (Saturn) oorka/Shutterstock.com, (Jowisz) manjik/
Shutterstock.com, (Mars. Michael Rosskothen/Shutterstock.com, (Ziemia) NikoNomad/Shutterstock.com,
(Księżyc) Rafael Pacheco/Shutterstock.com, (mgławica) Procy/Shutterstock.com; s. 73 (promień lasera
wysłany z Ziemi) NASA, (odbłyśnik laserowy na Księżycu) NASA; s. 84 (całkowite zaćmienie Księżyca)
Damian Jableka/WSiP, (częściowe zaćmienie Księżyca) Damian Jableka/WSiP; s. 87 (ruch Mars. na
tle gwiazd) Cenk E. Tezel, Tunç Tezel (TWAN); s. 91 (Merkury) NASA/Johns Hopkins University
Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington, (Wenus. Pioneer Venus Orbiter Team/
NASA, (Mars. StockTrek; s. 92 (Jowisz) NASA/JPL, (Saturn) NASA/JPL/Space Science Institute, (Uran)
NASA, ESA, L. Sromovsky (University of Wisconsin, Madison), H. Hammel (Space Science Institute),
and K. Rages (SETI); s. 93 (Neptun) NASA/JPL; s. 94 (krater Kopernik) NASA; (fres. Pokłon Trzech Króli)
reprodukcja; s. 96 (Krater Barringera) D. Roddy, U.S. Geological Survey/Wikipedia [public domain];
s. 100–101 (kolorowa wstęga) yurok/Shutterstock.com; s. 104 (Max Planck) Wikipedia [public domain];
s. 105 (Albert Einstein) Ferdinand Schmutzer/Wikipedia (public domain); s. 116 (detektory UV) Zamkor;
s. 117 (widmo światła białego) Zamkor; s. 118 (Ne), (Ar), (He) Pslawinski/Wikipedia [licencja CC 2.5],
(widma emisyjne pierwiastków) Zamkor; s. 119 (widmo wodoru) Zamkor; s. 121 (spektroskopy) Zamkor;
s. 122 (widmo emisyjne i widmo absorpcyjne helu), (powstawanie widm emisyjnych i absorpcyjnych)
Zamkor; s. 123 (widmo absorpcyjne atmosfery Słońca) Zamkor; s. 125 (znaczek) Zamkor, (widmo)
Zamkor; s. 126 (nanodruty) C. Blumenstein, J. Schäfer, R. Claessen, www.physik.uni-wuerzburg.de;
s. 139 (widmo światła białego) Zamkor; (serie widmowe wodoru) Zamkor; s. 146 (widmo światła
białego), (widmo emisyjne wodoru) Zamkor; s. 148–149 (model atomu) Sashkin/Shutterstock.com;
s. 150 (Henri Becquerel) reprodukcja; s. 151 (naświetlona klisza Becquerela) reprodukcja, (Maria i Piotr
Curie) reprodukcja; s. 152 (kamień i drucik), (zielone korale) Zamkor; s. 153 (siatka żarowa) Zamkor;
s. 157 (komora Wilsona) C.T.R. WILSON/SCIENCE PHOTO LIBRARY/Eas. News. s. 161 (dozymetry)
Maciej Budzanowski; s. 162 (mapa mocy dawki promieniowania γ w Polsce) Mapy radioekologiczne
Polski, red. nauk. R. Strzelecki, Państwowy Instytut Geologiczny, Warszawa 1993; s. 163 (znak „Uwaga,
promieniowanie”) Zamkor; s. 168 (Ernes. Rutherford); s. 170 (pomoce do symulacji doświadczenia)
Zamkor; s. 186 (akcelerator) Ruh, Arthur Walter, ETH-Bibliothek Zürich, Bildarchiv; s. 202 (eksplozja
jądrowa) National Nuclear Security Administration/Nevada Site Office; s. 206 (elektrownia jądrowa)
SpaceKris/Shutterstock.com; s. 207 (basen do chłodzenia zużytego paliwa jądrowego) Roger Ressmeyer/
Corbis/FotoChannels. s. 208 (pierwszy reaktor atomowy) Gary Sheehan (Atomic Energy Commission)/
NARA [public domain]; s. 228–229 (Galaktyka Wiatraczek) European Space Agency & NASA [Licencja
CC 3.0]; s. 230 (Dyskobol) MatthiasKabel/Wikipedia (licencja CC-BY 2.5); s. 231 (Droga Mleczna)

264
Steve Jurvetson/Wikipedia [licencja CC 3.0]; s. 232 (położenie Słońca w Drodze Mlecznej) ESO/NASA/
JPL-Caltech/M. Kornmesser/R. Hurt; s. 236 (M31) NASA, (Galaktyka Wiatraczek) European Space Agency
& NASA [Licencja CC 3.0]; s. 231 (galaktyka widziana z boku) Adam Block/Mount Lemmon SkyCenter/
University of Arizona [licencja CC 3.0]; s. 238 (Ekstremalnie Głębokie Pole Hubble’a) NASA; s. 240 (kobieta
pompująca balonik) Zamkor; s. 252 (dwa detektory), (otwarty detektor), (folia naświetlona radonem)
Zamkor
Pozostałe ilustracje: Katarzyna Mentel
Wydawnictwa Szkolne i Pedagogiczne oświadczają, że podjęły starania, mające na celu dotarcie do właścicieli
i dysponentów praw autorskich wszystkich zamieszczonych utworów. Wydawnictwa Szkolne i Pedagogiczne, przytaczając
w celach dydaktycznych utwory lub fragmenty, postępują zgodnie z art. 29 ustawy o prawie autorskim. Jednocześnie
Wydawnictwa Szkolne i Pedagogiczne oświadczają, że są jedynym podmiotem właściwym do kontaktu autorów tych
utworów lub innych podmiotów uprawnionych w wypadkach, w których twórcy przysługuje prawo do wynagrodzenia.