Fizyka LO Turek
Start
Nauczyciele
Nauczanie
Konkursy
Ciekawostki
Aktualno¶ci
Astronomia
Struktura materii
Do¶wiadczenia domowe
Testy z fizyki
Spis tre¶ci i wyszukiwarka
Hosted by:
W krêgu fizyki LO Turek
« Poprzednia  Nastêpna »
Czy wiesz, ¿e..
cykloida
cykloida
cykloida
cykloida

Cykloida i brachistochrona
Ka¿dy punkt znajduj±cy siê na obwodzie tocz±cego siê bez po¶lizgu po linii prostej ko³a ze sta³a szybko¶ci±, porusza siê ruchem z³o¿onym. Jednocze¶nie przesuwa siê do przodu (ruch postêpowy) i wykonuje obrót wokó³ osi przechodz±cej prze ¶rodek ko³a. Torem ruchu jest krzyw± zwan± cykloid±. £uk cykloidy ma d³ugo¶æ 8R, gdzie R to promieñ tocz±cego siê ko³a.
Prêdko¶æ poszczególnych fragmentów ko³a mo¿e byæ rozpatrywana jako suma ich prêdko¶ci w ruchu jednostajnym po okrêgu i w ruchu postêpowym roweru. Prêdko¶ci te s± skierowane w t± sam± prêdko¶æ punktów tocz±cego siê ko³a stronê w najwy¿szym punkcie ko³a, a przeciwnie w najni¿szym. Wypadkowa prêdko¶æ górnego punktu (na rysunku z prawej punkt A) jest dwa razy wiêksza od prêdko¶ci liniowej ¶rodka ko³a, a punktu styku ko³a z pod³o¿em (punkt B) wynosi zero. Dlatego ko³o toczy siê dziêki tarciu statycznemu (tarcie spoczynkowe).
Punkt le¿±cy wewn±trz tocz±cego siê ko³a zakre¶la tak zwan± cykloidê skrócon± (trzeci rysunek od góry), która nie ma ostrzy. Punkt le¿±cy na zewn±trz ko³a zakre¶la wyd³u¿one i nak³adaj±ce siê cykloidy (dolny rysunek). Je¶li punkt znajduje siê poni¿ej poziomu toczenia, na lewej stronie pêtli, to ma prêdko¶æ wypadkow± zwrócon± do ty³u. Taka sytuacja wystêpuje na wystaj±cych poni¿ej poziomu szyn, czê¶ciach kó³ wagonów kolejowych.
brachistochrona Cykloida jest brachistochron±. Historycznie brachistochrona to krzywa, po której czas staczania siê w sta³ym polu grawitacyjnym bez tarcia miêdzy dwoma sta³ymi punktami jest najkrótszy. Galileusz s±dzi³, ¿e jest to ³uk okrêgu. Okaza³o siê, ¿e najkrótszy czas bêdzie gdy torem jest fragment ³uku odwróconej cykloidy.
wahad³o izochroniczne Okres drgañ wahad³a matematycznego, czyli ma³ego ciê¿arka zawieszonego na nitce, dla ma³ych wychyleñ prawie nie zale¿y od amplitudy. W³asno¶æ, ¿e okres drgañ nie zale¿y od amplitudy nazywamy izochronizmem. Jednak gdy k±t wychylenia s± wiêksze od 10 obserwuje siê wyd³u¿enie okresu. Je¶li nitka z kulk± o d³ugo¶ci R, umieszczona jest miêdzy arkadami cykloidy zakre¶lonej przez ko³o o promieniu R, odchylaj±c siê przylega do ¶cianek cykloidy, to wykazuje ¶cis³y izochronizm, to znaczy jest niezale¿na od amplitudy dla dowolnych, a nie tylko ma³ych wychyleñ.
W dziale "Do¶wiadczenia domowe" opisano i przedstawiono na filmie do¶wiadczenie: Cykloida, pokazuj±ce tocz±c± siê obrêcz z zaznaczonym torem jednego punktu i zsuwanie siê pi³eczki po torze w kszta³cie cykloidy.
Równania i przyk³ady cykloid oraz innych krzywych mo¿na znale¼æ na stronie http://mathworld.wolfram.com/topics/Roulettes.html

Mikrofalówki
mikrofalówka W kuchenkach mikrofalowych czêstotliwo¶æ mikrofal jest tak dobrana, aby by³y one poch³aniane przez wodê. Fala elektromagnetyczna zmusza cz±steczki wody, bêd±ce dipolami, do wykonywania bardzo szybkich drgañ, przez co wzrasta energia wewnêtrzna wody, a co za tym idzie jej temperatura. Woda zawarta jest praktycznie we wszystkim, co mo¿na zje¶æ, tak wiêc potrawy nie trzeba zanurzaæ w wodzie, aby j± w ten sposób podgrzaæ. Mikrofale w kuchence s± wytwarzane w urz±dzeniu zwanym magnetronem i za pomoc± specjalnego falowodu, w postaci blaszanej rury, doprowadzone do komory roboczej kuchenki. Wszystkie wewnêtrzne ¶ciany kuchenki wykonane s± z metalu, dziêki czemu fale odbijaj± siê od nich, trafiaj±c w koñcu na potrawê, która j± poch³ania. Mikrofale s± w stanie wnikn±æ w potrawê na g³êboko¶æ 5 cm, tak wiêc g³êbiej po³o¿one warstwy ogrzewaj± siê drog± przewodnictwa cieplnego. Dlatego te¿ potrawy powinny byæ wstawiane w postaci rozdrobnionej.

¦rodek masy uk³adu Ziemia - Ksiê¿yc
Parametry Ksiê¿yca
Masa Ksiê¿yca jest 81 razy mniejsza ni¿ masa Ziemi, a promieñ Ksiê¿yca jest 3,66 razy mniejszy ni¿ promieñ Ziemi. ¦rednia gêsto¶æ Ksiê¿yca jest oko³o 1,6 razy mniejsza ni¿ Ziemi. Okres obrotu Ksiê¿yca wokó³ w³asnej osi wynosi 27 dni 7 godzin 43 minuty i nieca³e 12 sekund (jest to miesi±c gwiazdowy lub syderyczny). Poniewa¿ Ziemia siê obraca wokó³ S³oñca to wzglêdem nas okres obiegu wynosi 29 dni i oko³o 13 godzin (jest to miesi±c ksiê¿ycowy lub synodyczny). Tyle samo wynosi obrót wokó³ w³asnej osi - dlatego widzimy tylko jedn± stronê Ksiê¿yca. Dok³adniej "na raty" mo¿na z Ziemi obserwowaæ oko³o 59% powierzchni Ksiê¿yca, co jest spowodowane jednoczesnym ruchem obiegowym Ksiê¿yca po elipsie wokó³ Ziemi, ruchem obrotowym wokó³ w³asnej osi oraz ró¿nym ustawieniem osi obrotu Ziemi. Takie niewielkie odchylenia Ksiê¿yca nazywamy libracjami. Odleg³o¶æ miêdzy ¶rodkami Ziemi i Ksiê¿yca jest tylko 60 razy wiêksza od promienia Ziemi. Uk³ad Ziemia - Ksiê¿yc mo¿na wiêc traktowaæ jako uk³ad podwójny.
ruch uk³adu dwóch cia³
Ruch uk³adu Ziemia - Ksiê¿yc
Wed³ug ogólnej teorii ruchu uk³adu dwóch cia³, oba cia³a pod wp³ywem wzajemnego oddzia³ywania powinny poruszaæ siê wokó³ wspólnego ¶rodka masy, ustawiaj±c siê naprzeciwko siebie. Poruszaj± siê one wtedy po okrêgach lub elipsach. Rysunek obok przedstawia animacjê ruchu dwóch cia³, z których jedno z nich ma dwukrotnie wiêksz± masê ni¿ drugie i torami s± okrêgi.
Na rysunku powy¿ej zaznaczony jest ¶rodek masy uk³adu Ziemia - Ksiê¿yc. Ksiê¿yc ma 81 razy mniejsz± masê ni¿ Ziemia wiêc punkt ten jest 80 razy bli¿ej ¶rodka Ziemi. Poniewa¿ ¶rednia odleg³o¶æ Ksiê¿yca od Ziemi jest tylko 60 razy wiêksza od promienia Ziemi (waha siê od 56 do 64 poniewa¿ torem jest elipsa) to ¶rodek masy uk³adu le¿y wewn±trz Ziemi. Si³y wzajemnego oddzia³ywania s± jednakowe co wynika z trzeciej zasady dynamiki i ruch obu cia³ odbywa siê wokó³ zaznaczonego ¶rodka masy.
Je¿eli jedno z cia³ ma du¿o wiêksz± masê ni¿ drugie, to ¶rodek masy praktycznie pokrywa siê z ¶rodkiem cia³a o du¿ej masie. Tak jest w przypadku S³oñca i planet. S³oñce ma 1000 razy wiêksz± masê ni¿ planety i dlatego uznajemy je za nieruchome.

uk³ad Ziemia - Ksiê¿yc
Przyp³ywy i odp³ywy
Poniewa¿ najbardziej oddzia³ywaniom grawitacyjnym poddaje siê ciecz to oddzia³ywanie grawitacyjne Ksiê¿yca i S³oñca wywo³uje na Ziemi p³ywy czyli przyp³ywy i odp³ywy mórz. Wypiêtrzenie powierzchni oceanu spowodowane oddzia³ywaniem Ksiê¿yca wynosi 54 cm, natomiast S³oñca oko³o 25 cm. Gdy S³oñce, Ziemia i Ksiê¿yc znajduj± siê na jednej linii (czyli w czasie nowiu i pe³ni) si³y p³ywowe siê sumuj± i wypiêtrzenie na ¶rodku oceanu siêga 79cm, natomiast gdy Ksiê¿yc znajduje siê w pierwszej lub trzeciej kwadrze to p³ywy s± najs³absze i wynosz± 30 cm. Przy brzegach sytuacja mo¿e byæ inna, na przyk³ad w zatoce Fundy w Kanadzie ró¿nice wysoko¶ci poziomu wód wynosz± 16 metrów. Na niewielkim akwenie wodnym jakim jest Ba³tyk ró¿nice wysoko¶ci wynosz± jedynie 2 cm.
Aby wyja¶niæ p³ywy wywo³ywane przez Ksiê¿yc rozpatrzmy dwa punkty A i B (patrz rysunek), znajduj±ce siê po przeciwnej stronie Ziemi. Na ka¿dy element masy Ziemi dzia³aj± dwie si³y: przyci±gania Ksiê¿yca i od¶rodkowa, wywo³ana obrotem uk³adu Ziemia-Ksiê¿yc wokó³ wspólnego ¶rodka masy. Na pó³kuli bli¿szej Ksiê¿yca (punkt A) przewa¿a si³a przyci±gania grawitacyjnego, a na dalszej (punkt B) si³a od¶rodkowa zwi±zana z ruchem obrotowym Ziemi. Powoduje to powstanie spiêtrzeñ wód oceanicznych w obszarze najbli¿szym Ksiê¿yca i jednocze¶nie w najdalszym. Spiêtrzenia te przesuwaj± siê w miarê dobowego obrotu Ziemi, w wyniku czego przyp³ywy (i odpowiednio przesuniête w czasie odp³ywy) wystêpuj± co oko³o 12 godzin i 25 minut. Nie zachodzi to w dok³adnie 12 godzin, poniewa¿ gdy Ziemia dokonuje jednego pe³nego obrotu dooko³a w³asnej osi, to Ksiê¿yc, obiegaj±c Ziemiê, przesuwa siê nieco na swojej orbicie i Ziemia potrzebuje w ci±gu doby dodatkowo 50 minut aby ten sam punkt znalaz³ siê naprzeciw Ksiê¿yca.
ksiê¿yce py³owe w punktach libracyjnych
Ksiê¿yce py³owe Ziemi
W 1961 roku polski astronom Kazimierz Kordylewski wysun±³ przypuszczenie o istnieniu wokó³ Ziemi ksiê¿ycy py³owych znajduj±cych siê w punktach libracyjnych L4 i L5 uk³adu Ziemia-Ksiê¿yc. Punkty te znajduj± na orbicie Ksiê¿yca siê w miejscach gdzie nastêpuje zrównowa¿enie si³ grawitacji i bezw³adno¶ci oddzia³uj±cych na cia³o w uk³adzie odniesienia zwi±zanym z tym cia³em i tworz± z Ziemi± i Ksiê¿ycem trójk±t równoboczny. Wynika wiêc z tego, ¿e obiegaj± one Ziemie w tym samym okresie co Ksiê¿yc. Ksiê¿yce py³owe uda³o siê sfotografowaæ gdy zmienia³y kszta³t i rozmiar, ale nie ma stuprocentowej pewno¶ci ich wystêpowania. Uwa¿a siê, ¿e ka¿dy a¿ dwóch ob³oków Kordylewskiego ma sumaryczn± masê wynosz±c± oko³o 10000 kg i ¶rednic± od 14 000 do 50 000 km. Niektórzy uwa¿aj± ksiê¿yce py³owe za przej¶ciowe (krótkotrwa³e), jako ¿e punkty libracyjne L4 i L5 s± niestabilne, ze wzglêdu na perturbacje S³oñca. Prawdopodobnie przestrzeñ w punktach libracyjnych stanowi grawitacyjn± pu³apkê, w której poszczególne py³ki przebywaj± przez pewien czas, a nastêpnie opuszczaj± j±, a ich miejsce zajmuj± nowo schwytane drobinki.
precesja
Precesja Ziemi
Ziemia wykonuje ruch obrotowy wokó³ S³oñca i jednocze¶nie ruch obiegowy wokó³ w³asnej osi. Na skutek oddzia³ywania grawitacyjnego Ksiê¿yca i S³oñca (powstaj± p³ywy czyli przyp³ywy i odp³ywy) i nierównomiernego rozmieszczenia masy Ziemi (sp³aszczenie na biegunach) o¶ obrotu Ziemi nie mo¿e zachowaæ sta³ego po³o¿enia w przestrzeni i zakre¶la sto¿ek. Zjawisko to nazywamy precesj±. O¶ obrotu Ziemi nie jest wiêc prostopad³a do jej p³aszczyzny obiegu wokó³ S³oñca (ekliptyki), ale pochylona pod k±tem ok. 23,5°. Precesjê mo¿na obserwowaæ podczas powolnego ruchu zabawki zwanej b±kiem. Skutkiem precesji Ziemi jest przesuwanie siê gwiazd wzd³u¿ ekliptyki (pozornej drogi rocznego ruchu S³oñca) z prêdko¶ci± niemal jednego stopnia na 72 lata. Jednocze¶nie biegun pó³nocny zakre¶la na niebie du¿y okr±g (o k±cie rozwarcia 23,5°), i coraz to inna gwiazda staje siê "gwiazd± polarn±", czyli gwiazd± znajduj±c± siê w pobli¿u osi obrotu Ziemi. Zakre¶lenie pe³nego okrêgu trwa 26000 lat (360°x72 lata).
Aktualnie Gwiazd± Polarn± jest najja¶niejsza gwiazda Ma³ej Nied¼wiedzicy (Ma³ego Wozu) alfa Ursae Minoris. Alfa Ursae Minoris (Gwiazda Polarna) jest gwiazd± potrójn±, której najja¶niejszy sk³adnik jest gwiazd± zmienn± (cefeid±). Ka¿dy na pewno s³ysza³ kiedy¶ o Gwie¼dzie Polarnej i wydaje mu siê, ¿e
gwiazdozbiór daty w
staro¿ytno¶ci
daty
faktyczne
baran
byk
bli¼niêta
rak
lew
panna
waga
skorpion
wê¿ownik
strzelec
kozioro¿ec
wodnik
ryby
21.III-20.04
21.IV-21.V
22.V-21.VI
22.VI-22.VII
23.VII-23.VIII
24.VIII-23.IX
24.IX-23.X
24.X-23.XI
brak znaku
24.XI-21.XII
23.XII-20.I
21.I-19.II
20.II-20.III
19.IV-13.V
14.V-20.VI
21.VI-20.VII
21.VII-10.VIII
11.VIII-16.IX
17.IX-30.X
31.X-22.XI
23.XI-29.XI
30.XI-17.XII
18.XII-18.I
19.I-15.II
16.II-11.III
12.III-18.IV
swoj± popularno¶æ zawdziêcza ona swojej jasno¶ci. Tak naprawdê, jest ona jednak a¿ 23 razy s³absza od najja¶niejszej gwiazdy nieba - Syriusza i jest gwiazd± ¶redniej jasno¶ci. Kolejnymi "gwiazdami polarnymi" bêd±: za 1200 lat Alrai w gwiazdozbiorze Cefeusza, za 5000 lat Alderamin, za 12000 Wega, za 22000 Thuban a za 25000 lat ponownie alfa Ursae Minoris.
Podobnie przesuwa siê po ekliptyce punkt równonocy wiosennej. W staro¿ytno¶ci znajdowa³ siê on w gwiazdozbiorze Barana, obecnie wêdruje przez gwiazdozbiór Ryb, a niebawem wejdzie w gwiazdozbiór Wodnika. Zmiana po³o¿enia ekliptyki na tle gwiazd powoduje zmiany terminów znaków zodiaku, czyli terminów w których S³oñce znajduje siê na tle okre¶lonych gwiazdozbiorów. W staro¿ytno¶ci podzielono ekliptykê na 12 równych odcinków i na ich podstawie utworzono gwiazdozbiory, zwane znakami zodiaku, przypisuj±c im konkretne gwiazdy. Obecnie w wyniku precesji S³oñce wêdruje inn± drog± i jest widoczne na tle tych samych gwiazdozbiorów w innych terminach, co pokazuje tabela obok. Dodatkowo obecnie S³oñce wchodzi w trzynasty gwiazdozbiór - Wê¿ownik. Tradycyjne podzia³y urodzonych pod konkretnymi znakami zodiaku s± wiêc nieaktualne a horoskopy gazetowe s± tylko zabaw±.
tsunami
Skrócenie ziemskiej doby
Najsilniejsze od czterdziestu lat trzêsienie Ziemi, które zasz³o 26 grudnia 2004 roku i wywo³ane nim tragiczne tsunami (s± to pojedyncze fale d³ugie, powstaj±ce na skutek trzêsienia ziemi wystêpuj±cego pod dnem morskim) spowodowa³y zmiany kszta³tu naszej planety. Jak obliczono efektem tego trzêsienia by³o przesuniêcie siê bieguna pó³nocnego o 2,5 cm w kierunku po³udnika 154°E. Przesuniêcie w tym kierunku ju¿ obserwowano przy poprzednich kataklizmach. Po silnych wstrz±sach Ziemia staje siê bardziej kulista i przez to zaczyna siê szybciej obracaæ. Wynika to z zasady zachowania momentu pêdu. Skoro nie dzia³a na Ziemiê ¿aden zewnêtrzny moment si³y to moment pêdu musi pozostaæ sta³y (zobacz pytania problemowe dotycz±ce zasady zachowania momentu pêdu). Je¶li nast±pi³o wyrównanie powierzchni to masa przesunê³a siê w stronê ¶rodka Ziemi i ¶redni promieñ nieznacznie zmala³. Wtedy prêdko¶æ obrotu musi wzrosn±æ aby moment pêdu nie uleg³ zmianie. Dlatego w wyniku ostatniego kataklizmu dzieñ siê skróci³ o 2,68 ms (to jedynie 0,00268 sekundy) i nast±pi³a niewielka modyfikacja pola grawitacyjnego Ziemi. Teraz nie ma siê co dziwiæ, ¿e ci±gle brakuje czasu, skoro dnia ubywa.

Zwalnianie ruchu obrotowego Ziemi
Jak powiedziano wcze¶niej Ksiê¿yc i Ziemia poruszaj± siê wokó³ wspólnego ¶rodka masy. Powoduje to powstawanie p³ywów oceanicznych, atmosferycznych i litosferze czyli wewn±trz Ziemi. W przypadku Ksiê¿yca brak jest atmosfery i zbiorników wodnych, zostaje wiêc jedynie litosfera. Dziêki oporom ruchu (tarcie wewnêtrzne) przemieszczenia mas) (wód, atmosfery, litosfery) zwi±zane s± z wykonaniem pracy kosztem energii mechanicznej uk³adu. Stracona w ten sposób przez uk³ad energia mechaniczna ulega dyssypacji czyli zamienia siê na energiê wewnêtrzn±. Powoduje to
Epoka geologiczna Wiek mln lat Godzin w dniu Dni w roku
Wspó³czesno¶æ
Kreda
Perm
Karbon
Dewon
Sylur
-
70
270
300
380
440
24,0
23,7
22,8
22,6
22,0
21,5
365,2
270,3
364,1
387,5
398,7
407,1
zwalnianie szybko¶ci obrotu poruszaj±cych siê cia³. Si³y p³ywowe wewn±trz Ksiê¿yca na spowolni³y ju¿ na tyle rotacjê Ksiê¿yca, ¿e sta³a siê ona zsynchronizowana z ruchem obiegowym wokó³ Ziemi i dziêki temu Ksiê¿yc jest zwrócony do Ziemi stale t± sam± stron±. Poniewa¿ Ziemia ma 81 razy wiêksz± masê ni¿ Ksiê¿yc to spowolnienie trwa bardzo d³ugo i nastêpuje nieustanne wyd³u¿anie doby. Obecnie Nastêpuje wyd³u¿enie o 4,4*10-8 sekundy na jeden obrót czyli dobê co daje 0,0016 sekund na stulecie. W takim tempie zrównanie ruchu obiegowego Ksiê¿yca i ruchu obrotowego Ziemi nast±pi³o by dopiero za 5,5 miliarda lat i doba wynosi³aby wtedy 1000 godzin, ale wcze¶niej za 5 mld lat S³oñce stanie siê czerwonym olbrzymem i najprawdopodobniej uk³ad Ziemia - Ksiê¿yc tego nie przetrzyma. Efekt wyd³u¿ania siê doby potwierdzaj± badania paleontologiczne co przedstawia tabela obok.
Zrównanie okresów obrotów nastêpuje szybciej gdy masy obiegaj±cych siê obiektów s± podobne. Taka sytuacja ma miejsce w uk³adzie Pluton - Charon, gdzie oba obiekty zwrócone s± do siebie tymi samymi stronami.
W uk³adzie izolowanym, a za taki uk³ad mo¿emy uwa¿aæ Ziemiê i Ksiê¿yca, ca³kowity moment pêdu jest sta³y. Zmniejszanie siê momentu pêdu ruchu obrotowego Ziemi powoduje wzrost momentu pêdu ruchu obiegowego uk³adu. Mo¿na udowodniæ, ¿e Ksiê¿yc poruszaæ siê bêdzie wtedy nieznacznie wolniej i jego odleg³o¶æ od Ziemi powoli bêdzie rosn±æ, co stwierdzono do¶wiadczalnie wykonuj±c pomiary laserowe. Jak wyliczono Ksiê¿yc oddala siê od Ziemi oko³o 3,8 cm na rok. Za 5,5 mld lat przy tym samym tempie oddalania, jego odleg³o¶æ wzros³aby z 60 promieni ziemskich do 73 ziemskich promieni.
Bardzo silne dzia³anie p³ywowe wywiera masywny Jowisz (jego masa jest 318 razy wiêksza ni¿ masa Ziemi) na swoje najbli¿sze planety: Io, Europe, Ganimedesa i Kalisto. Szczególnie jest to widoczne na Io. Wydzielana energia wewn±trz tego ksiê¿yca jest tak du¿a, ¿e ten niewielki obiekt do dzi¶ zachowa³ p³ynne wnêtrze co prowadzi do dzia³alno¶ci wulkanicznej obserwowanej przez Voyagery.

« Poprzednia  Nastêpna »
Czy wiesz, ¿e..