Astrokemia. Tähtitieteen erikoiskurssi 53855, 7 op. Harju & Sipilä PIII-IV ma BK106. Fysiikan laitos
|
|
- Kalle Lahtinen
- 7 vuotta sitten
- Katselukertoja:
Transkriptio
1 Astrokemia Tähtitieteen erikoiskurssi 53855, 7 op Harju & Sipilä Fysiikan laitos 2011 PIII-IV ma BK106
2 Luentosuunnitelma L Alkuaineiden runsaudet ja niiden alkuperä L Avaruuden molekyylit L Tähtienvälinen aine - koostumus ja olosuhteet L Kemialliset reaktiot L Esimerkkejä astrokemiallisista reaktioketjuista L Vetymolekyyli L Kaasutilan kemiaa ääriolosuhteissa L Jään kemiaa L Kemia varhaisessa maailmankaikkeudessa L Reaktiokertoimien määrittäminen laboratoriossa L Kemialliset mallit L Harjoitustyö mallinnuksesta L Yhteenveto
3 Alkuaineiden kosmiset runsaudet Katsaus taaksepäin Miten runsauksia määritetään? Aurinkokunta Tähtienvälinen aine Läheiset tähdet Yleisimmät alkuaineet Isotooppisuhteet Big Bang -nukleosynteesi Deuterium Helium Litium ja Beryllium Alkuperäiset runsaussuhteet Rekombinaatio Alkuaineiden synty tähdissä Tähden elämä Pienimassaiset tähdet Keskiraskaat tähdet Massiiviset tähdet Supernovat
4 Historiaa (1) 1817 Fraunhofer tutki tummia viivoja Auringon spektrissä 1859 Kirchhoff ja Bunsen tunnistivat useita alkuaineita Auringon spektrissä 1868 Uusi alkuaine He löydetään Auringon spektristä (Janssen, Lockyer) 1929 Russel arvioi silmämääräisesti 56 alkuaineen suhteelliset runsaudet Auringon spektriviivojen kirkkauksien perusteella. Vety osoittautui yleisimmäksi alkuaineeksi.
5 Historiaa (2) Maanpäälliset laboratoriomittaukset 1900-luvun alussa analysoitiin maankuoren ja meteoriittien koostumusta 1917 Harkins totesi, että varausluvultaan parilliset alkuaineet ovat yleisempiä kuin parittomat 1938 Goldschmidt julkaisee 66 alkuaineen kosmiset runsaudet meteoriittidatan perusteella Auringon ja Maan alkuainerunsauksien todettiin olevan enimmäkseen samaa luokkaa (Poikkeuksia: H,He,Li,C,N,O, jalokaasut)
6 Historiaa (3) Tähtien spektroskopiassa suurta edistystä: mm. spektriluokkien OBAFGKM yhteys pintalämpötilaan, atmosfäärimallit ja tarkemmat menetelmät runsauksien määrittämiseksi
7 Alkuaineiden runsaudet tähdissä Tähden atmosfäärin alkuainerunsauksien määritys nykyisin: 1) luodaan numeerinen atmosfäärimalli 2) lasketaan synteettinen spektri 3) verrataan tätä havaittuun spektriin
8 Runsaudet aurinkokunnassa (1) 36 ensimmäisen alkuaineen keskimääräiset runsaudet suhteessa vetyyn Auringon fotosfäärissä ja meteoriiteissä. Runsaus on annettu muodossa log[x]/[h] Z Aurinko Meteoriitit A/M Z Aurinko Meteoriitit A/M 1 H K 5.12 (0.13) 5.11 (0.02) He (0.02) 20 Ca 6.36 (0.02) 6.33 (0.01) Li 1.10 (0.10) 3.30 (0.04) Sc 3.17 (0.10) 3.08 (0.01) Be 1.40 (0.09) 1.41 (0.04) Ti 5.02 (0.06) 4.95 (0.04) B 2.70 (0.21) 2.77 (0.04) V 4.00 (0.02) 3.99 (0.02) C 8.39 (0.04) 7.39 (0.04) Cr 5.67 (0.03) 5.67 (0.01) N 7.93 (0.11) 6.32 (0.04) Mn 5.39 (0.03) 5.51 (0.01) O 8.69 (0.05) 8.43 (0.04) Fe 7.45 (0.08) 7.49 (0.01) F 4.56 (0.3) 4.45 (0.06) Co 4.92 (0.04) 4.90 (0.01) Ne 8.00 (0.07) 28 Ni 6.25 (0.04) 6.23 (0.02) Na 6.33 (0.03) 6.30 (0.02) Cu 4.21 (0.04) 4.28 (0.04) Mg 7.54 (0.06) 7.56 (0.01) Zn 4.60 (0.08) 4.66 (0.04) Al 6.47 (0.07) 6.46 (0.01) Ga 2.88 (0.10) 3.11 (0.02) Si 7.54 (0.05) 7.55 (0.01) Ge 3.41 (0.14) 3.62 (0.04) P 5.45 (0.04) 5.44 (0.04) As 2.35 (0.02) 16 S 7.33 (0.11) 7.19 (0.04) Se 3.40 (0.04) 17 Cl 5.5 (0.3) 5.26 (0.06) Br 2.61 (0.04) 18 Ar 6.40 (0.06) 36 Kr 3.30 (0.06) Taulukko on kokonaisuudessaan esitetty lähteessä Palme & Jones (2003, Treatise on Geochemistry, p. 41) - C, N, O eivät täysin tiivistyneet meteoriitteihin - Li vähentynyt Auringossa ydinreaktioiden takia - Jalokaasujen runsaudet Auringossa perustuvat koronan spektroskopiaan ja malleihin
9 Runsaudet aurinkokunnassa (2) Auringon fotosfäärille ja eräälle hiilimeteoriittityypille (CI kondriitit) johdetut runsaudet happea (O) raskaammille alkuaineille (poislukien jalokaasut) ovat varsin samanlaiset. Näiden uskotaan vastaavan Auringon alkusumun runsauksia, siis tilannetta n. 4.6 miljardia vuotta sitten. Tähtitieteilijän kemiaa (osuudet massasta): X=0.735 (H), Y=0.248 (He), Z=0.017 (kaikki muut eli metallit )
10 Runsaudet tähtienvälisessä aineessa (1) Yksi standardikohteista: ζ Ophiuchi (O9III, etäisyys 140 pc) Spektrit mitattu Hubblen GHRS-spektrograafilla (UV) Tähtienvälinen kaasu koostu pääasiassa vedystä ja heliumista He raskaamman alkuaineen runsaudet on määrätty Auringon lähiympäristön pilvissä (local ISM, säteellä 1.5 kpc)
11 Runsaudet tähtienvälisessä aineessa (2) Alkuaineiden runsaudet tähtienvälisessä aineessa verrattuna aurinkokunnan runsauksiin tiivistymislämpötilan funktiona ISM-runsaudet on johdettu ζ Oph -tähden suunnassa tehdyistä absorptioviivahavainnoista (Savage & Sembach 1996, ARA&A 34, 279) Helposti haihtuvien aineiden runsaudet ovat kertoimen 2 sisällä samat kuin Auringossa Kuvion oikeassa laidassa näkyvä kato johtuu ko. aineiden tiivistymisestä pölyhiukkasiin Jakauma edustaa todennäköisesti faasitasapainoa siinä lämpötilassa, jossa pölyhiukkaset ovat muodostuneet Vaikeus: alkuaineet ovat sekä kaasutilassa että kiinteitä hiukkasina
12 Nuoret F- ja G-tähdet Läheisten nuorten tähtien fotosfääreissä havaittujen runsauksien on ehdotettu edustavan Local ISM -arvoja Esim. Sofia & Meyer (2001, ApJ 544, L221), log[x]/[h]+12.0: B-tähdet F- ja G-tähdet Aurinko C 8.28 ± ± ± 0.11 N 7.81 ± ± 0.11 O 8.54 ± ± ± 0.08 Mg 7.36 ± ± ± 0.06 Si 7.27 ± ± ± 0.05 Fe 7.45 ± ± ± Nuoret ( 2 Gyr) F- ja G-tähdet antavat jotakuinkin aurinkokunnassa havaitut runsaudet -B-tähdissä havaitut metallipitoisuudet liian alhaisia sopiakseen yhteen ISM-runsauksien kanssa -Johtopäätös: aurinkokunta on toistaiseksi paras standardi paikallisille ISM-runsauksille
13 Läheiset B-tähdet Przybilla et al. (2008, ApJ 688, L103) sai aikaisempaa suurempia metallipitoisuuksia läheisille B-spektriluokan tähdille (ESO/La Silla, FEROS/2.2-m) B-tähdet ISM (kaasu) Aurinkokunta He ± ± 0.02 C 8.32 ± ± ± ± 0.06 N 7.76 ± ± ± ± 0.06 O 8.76 ± ± ± ± 0.06 Ne 8.08 ± ± 0.06 Mg 7.56 ± ± ± ± 0.05 Si 7.50 ± ± ± ± 0.05 Fe 7.44 ± ± ± ± 0.05 Runsaudet muodossa log[x]/[h]+12.0 Tekijät uskovat B-tähdistä saatujen alkuainerunsauksien edustavan tämän hetken ISM-arvoja (kaasu + pöly) Auringon lähiympäristössä. Massaosuudet: X=0.715 (H), Y=0.271 (He), Z=0.014 ( metallit )
14 Kymmenen yleisintä alkuainetta Aurinkokunta ja sen lähiympäristön kaasu aurinkokunta Paikallinen ISM Z alkuaine [X]/[H] osuus massasta kaasu, [X]/[H] pöly, [X]/[H] 1 1 H He O C Ne N Si Mg Fe S Kimura et al. 2003, ApJ 582, 846 Runsaussuhteissa on vaihtelua Linnunradan sisällä ja galaksista toiseen. Metallipitoisuus ([Fe/H]) on pienempi aurinkoa vanhemmissa kohteissa, esim. populaation II tähdissä
15 Isotooppisuhteiden mittaukset (1) Kevyet atomit: Tähtien spektrit ja UV-alueen absorptioviivat kirkkaiden tähtien suunnassa (isotooppien viivojen aallonpituuserot suurempia kuin viivan leveneminen) Esim. D/H - Lyman-viivat (Hubble, FUSE) Yleensä mittaukset rajoittuvat paikalliseen ympäristöön ( 1 kpc), mutta mittauksia tehty myös intergalaktisesta aineesta kvasaarien suunnassa
16 Isotooppisuhteiden mittaukset (2) Muita tapoja: (Radioalueen) rekombinaatioviivat ( 4 He + ) Spin flip -viivat (HI, DI, 3 He + ) Molekyylien rotaatioviivat (esim. HD J = 1 0 (112µm) lämpimissä pilvissä) Kun atomimassa > 12 joudutaan usein turvautumaan molekyyliviivoihin Ongelmana voi olla isotooppien erilainen virittyminen (viivojen optisen paksuuden funktiona), kemiallinen fraktionaatio sekä selektiivinen fotodissosiaatio (esim. HD/H 2, CO:n isotoopit)
17 Joitakin isotooppisuhteita lukumääräsuhde aurinkokunta Local ISM D/H He/H He/ 4 He Li/H a Li/ 6 Li C/ 13 C 89 b N/ 15 N 270 b,c O/ 18 O 490 b O/ 17 O 5.5 b S/ 34 S 22 b 22 lähde: Wilson & Rood 1994, ARA&A, 32, 191 IGM: D/H (primordial) a Populaatio II:n tähdet: 7 Li/H (primordial?) b Anders & Grevesse 1989, Geochim. Cosmochim. Acta 53, 197 c Marti & Kerridge 2010, Science 328, 1112 Galaktinen gradientti: 12 C/ 13 C, 14 N/ 15 N, 16 O/ 18 O kasvavat keskustasta lasketun etäisyyden funktiona
18 Alkuaineiden jaksollinen järjestelmä tähtitieteessä Nykyhetken tilanne - aikojen alussa raskaammat alkuaineet ja pöly puuttuivat Miten tähän on tultu?
19 Alkuaineiden synty Yleinen periaate Big Bang: Z=1-4 (H,He,Li,Be) -kaikki vety (H,D), suurin osa heliumista ( 3 He, 4 He), ja osa litiumista ( 7 Li) -alkuaineita Z=2-4 syntyy lisää tähdissä, seurauksena H ja D vähenenevät Fuusioreaktiot tähdissä: Z=5-26 Supernovaräjähdykset: Z=27-94 (93 Np ja 94 Pu esiintyvät harvinaisina luonnossa) Kosmisten säteiden (p,α) aiheuttama CNO-ytimien spallaatio tähtienvälisessä aineessa tuottaa pääosan alkuaineista Z=4-5
20 Big Bang -nukleosynteesi (1) protonit ja neutronit (ja niiden antihiukkaset) syntyivät laajenevassa ja jäähtyvässä maailmankaikkeudessa noin 1 µs alkuräjähdyksen jälkeen, jolloin termisessä tasapainossa olevien hiukkasten energia oli noin 1GeV (T K) Suurin osa niistä annihiloitui p + p γ, n + n γ, mutta pieni määrä nukleoneja jäi jäljelle Korkeissa lämpötiloissa p ja n voivat muuttua toisikseen, esim. e + p ν e + n (endoterminen E = 0.83MeV) Kun maailmankaikkeus jäähtyi neutronien β-hajoaminen, n e + ν e + p, alkoi verottaa neutronikantaa
21 Big Bang -nukleosynteesi (2) Fuusioreaktio alkoi synnyttää deuterium-ytimiä (d) lämpötilan laskiessa p + n d + γ (eksoterminen E = 2.22 MeV). Reaktio tuli kuitenkin termodynaamisesti edulliseksi hetkellä t 100 s (T < 0.3 MeV, K) Lämpötilassa T MeV ( K) D-ytimiä oli riittävästi helium-ytimien ( 3 He ++, 4 He ++ ) syntyyn
22 Big Bang -nukleosynteesi (3): helium Deuteriumin reaktiot (varausmetrit jätetty pois) d + p 3 He + γ, d + d 3 He + n n + 3 He 4 He + γ, d + 3 He 4 He + p Tritium (t): n + d t + n, d + d t + p, n + 3 He t + p p + t 4 He + γ d + t 4 He + n
23 Big Bang -nukleosynteesi (4) Ytimien D, 3 He ja 3 He lisäksi syntyi hyvin pieniä määriä 7 Lija 7 Be-ytimiä: 4 He + 3 He 7 Be + γ 4 He + t 7 Li + γ 7 Be + n 7 Li + p Litium voi hajota heliumiksi: 7 Li + p 4 He + 4 He Epästabiili tritium muuttui β-hajoamisen kautta 3 He:ksi, ja 7 Be protonisieppauksella 7 Li:ksi (sekä 7 Be että 8 Be epästabiileja, pysyvä muoto 9 Be) Luonnossa ei ole alkuainetta, jonka massaluku A = 5, eikä ole stabiilia ydintä massaluvulla A = 8
24 Big Bang -nukleosynteesi (5) Koska fuusioreaktion vaikutusala pienenee voimakkaasti lämpötilan laskiessa, nukleosynteesi pysähtyi käytännollisesti katsoen heliumiin Neutronien sitoudutta D- ja He-ytimiin n/p-lukumääräsuhde jäätyi arvoon 1/7 (vapaan neutronin keskim. elinikä on noin 15 min) n/p-suhde määrää myös 4 He/ 1 H-lukumääsuhteen 1/12 ( 4 He:n massaosuus Y 0.25) Runsaussuhteet 4 He/H, 3 He/H, D/H ja 7 Li/H riippuvat voimakkaasti baryonien ja fotonien suhteesta (η). Niiden avulla on voitu johtaa baryonien tiheysparametri Ω B, kun fotonien tiheys on voitu mitata kosmisesta taustasäteilystä.
25 Rekombinaatio Maailmankaikkeuden jäähtyessä ytimet ja elektronit yhdistyivät (rekombinoituivat) neutraaleiksi atomeiksi Maailmankaikkeus tuli läpinäkyväksi: CMB Ensin rekombinoitui helium: He ++ + e He + + hν (z 6000, T K) He + + e He + hν (z 2700, T 7000 K) Vety: H + + e H + hν Li: z (t 1.6 milj.v.) (z 1300, T 3600 K, t v.)
26 Tähden elämä Nukleosynteesi jatkuu tähdissä
27 Alkuaineiden synty pienimassaisissa tähdissä (1) Ydinreaktioiden käynnistyminen riippuu voimakkaasti tähden massasta lämpötilan kautta. Ruskea kääpiö M 0.08 M - vedyn palaminen ei ala ollenkaan Pienimassaisilla tähdillä (M 1 M ) vety palaa heliumiksi protoni-protoni-ketjussa. Päähaara (ppi): p + p d + e + + ν e d + p 3 He + γ 3 He + 3 He 4 He + 2p
28 Alkuaineiden synty pienimassaisissa tähdissä (2) Helium syttyy kuitenkin jättiläisvaiheessa (jos M > 0.26M ), kun 3α-reaktio alkaa degeneroituneessa helium-ytimessä (Helium flash) Punaisesta jättiläisesta tulee valkoinen kääpiö, ulko-osat hajoavat avaruuteen planetaarisena sumuna
29 Alkuaineiden keskiraskailla tähdillä (1) Keskiraskailla ja raskailla tähdillä vedyn palaminen heliumiksi tapahtuu hiilisyklin kautta (jos tähtienvälisestä aineesta peräisin olevia CNO-isotooppeja on käytettävissä) CNO-isotopit toimivat tässä vain katalyytteinä
30 Alkuaineiden keskiraskailla tähdillä (2) Heliumin palaminen hiileksi (3α 12 C) käynnistyy jättiläisvaiheessa rauhallisesti. Siirtyy palamiskuoreen hiiliytimen tieltä Reaktio voi jatkua 12 C(α, γ) 16 O, 16 O(α, γ) 20 Ne erityisesti massiivisilla tähdillä Pieni- ja keskimassaisilla tähdillä (1 10M ) ydin ei kuumene niin paljon että hiiliydin syttyisi
31 Alkuaineiden synty massiivisissa tähdissä (1) Hiili muuttuu tehokkaasti hapeksi em. alfa-reaktiossa Heliumin loputtua alkaa hiilen palaminen 12 C + 12 C, joka tuottaa enimmäkseen 20 Ne-ytimiä: 12 C( 12 C, α) 20 Ne mutta myös 12 C( 12 C, γ) 24 Mg ja 12 C( 12 C, p) 23 Na Neonin palaminen alkaa sen hajoamisella hapeksi fotonin vaikutuksesta (fotohajoaminen): 20 Ne(γ, α) 16 O α-hiukkasia ( 4 He-ytimiä) käytetään edelleen: 20 Ne(α, γ) 24 Mg, 24 Mg(α, γ) 28 Si Sivutuotteina syntyy esim. 27 Al, 31 P, ja 32 S Hapen palamisen, 16 O+ 16 O, päätuotteita ovat ns. α-ytimet 28 Si, 32 S, 36 Ar ja 40 Ca
32 Alkuaineiden synty massivisissa tähdissä (2) Piin, 28 Si, palaminen alkaa samalla tavalla kuin neonin, eli fotohajoamisella. Kevyemmät ytimet alkavat vähitellen muodostaa raskaampia, niin kauan kuin sidosenergia nukleonia kohden, Q, kasvaa massan mukana Q = [Zm p + Nm n m(z, N)]c 2 /A Lopputuloksena on nikkeliä ja rautaa, lyhyesti: 28 Si + 28 Si 56 Ni + γ, 56 Ni 56 Fe + 2e + + 2ν e, Ytimen sidosenergia nukleonia kohti saavuttaa maksimin 56 Fe:n kohdalla, jonka jälkeen fuusiossa ei enää vapaudu energiaa
33 Ydinreaktiot massiivisessa tähdessä (M = 20M ) p.aine tuotteet sivutuotteet T (10 9 K) kesto (v) pääreaktio H He 14 N H 4 He (CNO-sykli) He O, C 18 O, 22 Ne He 12 C (s-prosessi) 12 C(α, γ) 16 O C Ne, Mg Na C + 12 C... Ne O, Mg Al, P Ne 16 O + 4 He 20 Ne + 4 He 24 Mg O Si, S Cl, Ar, O + 16 O... K, Ca Si Fe Ti, V, Cr, Si 24 Mg + 4 He... Mn, Co, Ni 28 Si + 4 He 24 Mg... Rautaa raskaampia alkuaineita voi syntyä tähdessä ns. hitaan neutronisieppauksen tuloksena (s-prosessi). Tähän tarvitaan tähtienvälisestä aineesta peräisin olevaa rautaa.
34 Alkuaineiden synty supernovissa (1) Yksittäisen massiivisen tähden elämä päättyy tyypin II supernovana Fe-ytimen romahtamista seuraa ulospäin etenevä iskuaalto, joka käynnistää räjähdysmäisen ydinreaktioiden sarjan ulommissa kuorissa. Tämä alkaa ydinten pilkkoutumisella α-hiukkasiksi ja nukleoneiksi. α-reaktiot tuottavat nopeasti 4 He-ytimien monikertoja aina 64 Ge:hen asti. 40 Ca jälkeen nämä ovat epästabiileja (isotoopit 44 Ti, 52 Fe, 56 Ni, 60 Zn, 64 Ge). Räjähdyksen jälkeen radioaktiivinen hajoaminen tuottaa stabiileja ytimiä 48 Ti, 52 Cr, 56 Fe,...
35 Alkuaineiden synty supernovissa (2) Keskustaan syntyvästä neutronitähdestä lähtee valtava neutriinovuo joka vuorovaikuttaa ytimien kanssa. Harvinaisimmat aineet syntyvyt neutriinojen muuttaessa neutronin protoniksi tai poistaessa nukleonin: 138 Ba 138 La, 180 Hf 180 Ta, 12 C 11 B, 20 Ne 19 F Raskaimpien aineiden, A , uskotaan syntyvän r-prosessin (nopea neutronisieppaus) seurauksena neutriinojen kuumentamassa laajenevassa kuoressa
36 Alkuaineiden synty supernovissa (3) SNe II tuottaa suurin piirtein aurinkokunnassa havaitut runsaussuhteet, paitsi että ytimet 16 O - 40 Ca ovat väliin 48 Ti - 64 Zn nähden 2-3 kertaa runsaampia. Tämän perusteella voidaan päätellä, että SNe II tuottavat 1/3 1/2 "rautapiikin"aineista (Ti,V,Cr,Mn,Fe,Co,Ni,Cu,Zn) Loppu tulee luultavasti tyypin Ia supernovista (valkoisen kääpiön räjähdys kaksoistähtisysteemissä). Nikkelin hajoaminen raudaksi 56 Ni 56 Co 56 Fe tuottaa todennäköisesti suurimman osan niiden luminositeetista kirkkausmaksimin aikana (SNe Ia ovat maailmankaikkeuden kirkkaimpia tähtiä, ja tärkeitä kosmologisen etäisyysskaalan määrittämisessä)
Kosmologia ja alkuaineiden synty. Tapio Hansson
Kosmologia ja alkuaineiden synty Tapio Hansson Alkuräjähdys n. 13,7 mrd vuotta sitten Alussa maailma oli pistemäinen Räjähdyksen omainen laajeneminen Alkuolosuhteet ovat hankalia selittää Inflaatioteorian
LisätiedotKosmos = maailmankaikkeus
Kosmos = maailmankaikkeus Synty: Big Bang, alkuräjähdys 13 820 000 000 v sitten Koostumus: - Pimeä energia 3/4 - Pimeä aine ¼ - Näkyvä aine 1/20: - vetyä ¾, heliumia ¼, pari prosenttia muita alkuaineita
LisätiedotKosmologia: Miten maailmankaikkeudesta tuli tällainen? Tapio Hansson
Kosmologia: Miten maailmankaikkeudesta tuli tällainen? Tapio Hansson Kosmologia Kosmologiaa tutkii maailmankaikkeuden rakennetta ja historiaa Yhdistää havaitsevaa tähtitiedettä ja fysiikkaa Tämän hetken
LisätiedotSupernova. Joona ja Camilla
Supernova Joona ja Camilla Supernova Raskaan tähden kehityksen päättäviä valtavia räjähdyksiä Linnunradan kokoisissa galakseissa supernovia esiintyy noin 50 vuoden välein Supernovan kirkkaus muuttuu muutamassa
LisätiedotTarinaa tähtitieteen tiimoilta FYSIIKAN JA KEMIAN PERUSTEET JA PEDAGOGIIKKA 2014 KARI SORMUNEN
Tarinaa tähtitieteen tiimoilta FYSIIKAN JA KEMIAN PERUSTEET JA PEDAGOGIIKKA 2014 KARI SORMUNEN Oppilaiden ennakkokäsityksiä avaruuteen liittyen Aurinko kiertää Maata Vuodenaikojen vaihtelu johtuu siitä,
LisätiedotAurinko. Tähtitieteen peruskurssi
Aurinko K E S K E I S E T K Ä S I T T E E T : A T M O S F Ä Ä R I, F O T O S F Ä Ä R I, K R O M O S F Ä Ä R I J A K O R O N A G R A N U L A A T I O J A A U R I N G O N P I L K U T P R O T U B E R A N S
LisätiedotAtomin ydin. Z = varausluku (järjestysluku) = protonien määrä N = neutroniluku A = massaluku (nukleoniluku) A = Z + N
Atomin ydin ytimen rakenneosia, protoneja (p + ) ja neutroneja (n) kutsutaan nukleoneiksi Z = varausluku (järjestysluku) = protonien määrä N = neutroniluku A = massaluku (nukleoniluku) A = Z + N saman
LisätiedotKemia 3 op. Kirjallisuus: MaoL:n taulukot: kemian sivut. Kurssin sisältö
Kemia 3 op Kirjallisuus: MaoL:n taulukot: kemian sivut Kurssin sisältö 1. Peruskäsitteet ja atomin rakenne 2. Jaksollinen järjestelmä,oktettisääntö 3. Yhdisteiden nimeäminen 4. Sidostyypit 5. Kemiallinen
LisätiedotMaailmankaikkeuden syntynäkemys (nykykäsitys 2016)
Maailmankaikkeuden syntynäkemys (nykykäsitys 2016) Kvanttimeri - Kvanttimaailma väreilee (= kvanttifluktuaatiot eli kvanttiheilahtelut) sattumalta suuri energia (tyhjiöenergia)
Lisätiedot766334A Ydin- ja hiukkasfysiikka
1 766334A Ydin- ja hiukkasfysiikka Luentomonistetta täydentävää materiaalia: 4 Juhani Lounila Oulun yliopisto, Fysiikan laitos, 01 6 Radioaktiivisuus Kuva 1 esittää radioaktiivisen aineen ydinten lukumäärää
LisätiedotYdin- ja hiukkasfysiikka: Harjoitus 1 Ratkaisut 1
Ydin- ja hiukkasfysiikka: Harjoitus Ratkaisut Tehtävä i) Isotoopeilla on sama määrä protoneja, eli sama järjestysluku Z, mutta eri massaluku A. Tässä isotooppeja keskenään ovat 9 30 3 0 4Be ja 4 Be, 4Si,
LisätiedotAMMATTIKORKEAKOULUJEN TEKNIIKAN JA LIIKENTEEN VALINTAKOE ÄLÄ KÄÄNNÄ SIVUA ENNEN KUIN VALVOJA ANTAA LUVAN!
TEKSTIOSA 6.6.2005 AMMATTIKORKEAKOULUJEN TEKNIIKAN JA LIIKENTEEN VALINTAKOE YLEISOHJEITA Valintakoe on kaksiosainen: 1) Lue oheinen teksti huolellisesti. Lukuaikaa on 20 minuuttia. Voit tehdä merkintöjä
LisätiedotKemiallinen mallinnus II: tulokset ja tulkinta. Astrokemia -kurssin luento
Kemiallinen mallinnus II: tulokset ja tulkinta Astrokemia -kurssin luento 4.4.2011 edellisissä luentokalvoissa esiteltiin kemiallisen mallintamisen perusteita, eli mitä malleihin kuuluu (millaisia efektejä
LisätiedotFysiikan ja kemian perusteet ja pedagogiikka Kari Sormunen Kevät 2012
Fysiikan ja kemian perusteet ja pedagogiikka Kari Sormunen Kevät 2012 Aine koostuu atomeista Nimitys tulee sanasta atomos = jakamaton (400 eaa, Kreikka) Atomin kuvaamiseen käytetään atomimalleja Pallomalli
LisätiedotKEMIA. Kemia on tiede joka tutkii aineen koostumuksia, ominaisuuksia ja muuttumista.
KEMIA Kemia on tiede joka tutkii aineen koostumuksia, ominaisuuksia ja muuttumista. Kemian työturvallisuudesta -Kemian tunneilla tutustutaan aineiden ominaisuuksiin Jotkin aineet syttyvät palamaan reagoidessaan
LisätiedotPHYS-C6360 Johdatus ydinenergiatekniikkaan (5op), kevät 2016
PHYS-C6360 Johdatus ydinenergiatekniikkaan (5op), kevät 2016 Prof. Filip Tuomisto Fuusion perusteet, torstai 10.3.2016 Päivän aiheet Fuusioreaktio(t) Fuusion vaatimat olosuhteet Miten fuusiota voidaan
LisätiedotMustien aukkojen astrofysiikka
Mustien aukkojen astrofysiikka Peter Johansson Fysiikan laitos, Helsingin yliopisto Kumpula nyt Helsinki 19.2.2016 1. Tähtienmassaiset mustat aukot: Kuinka isoja?: noin 3-100 kertaa Auringon massa, tapahtumahorisontin
LisätiedotYdinfysiikkaa. Tapio Hansson
3.36pt Ydinfysiikkaa Tapio Hansson Ydin Ydin on atomin mittakaavassa äärimmäisen pieni. Sen koko on muutaman femtometrin luokkaa (10 15 m), kun taas koko atomin halkaisija on ångströmin luokkaa (10 10
Lisätiedot9. JAKSOLLINEN JÄRJESTELMÄ
9. JAKSOLLINEN JÄRJESTELMÄ Jo vuonna 1869 venäläinen kemisti Dmitri Mendeleev muotoili ajatuksen alkuaineiden jaksollisesta laista: Jos alkuaineet laitetaan järjestykseen atomiluvun mukaan, alkuaineet,
Lisätiedotfissio (fuusio) Q turbiinin mekaaninen energia generaattori sähkö
YDINVOIMA YDINVOIMALAITOS = suurikokoinen vedenkeitin, lämpövoimakone, joka synnyttämällä vesihöyryllä pyöritetään turbiinia ja turbiinin pyörimisenergia muutetaan generaattorissa sähköksi (sähkömagneettinen
LisätiedotKaikki ympärillämme oleva aine koostuu alkuaineista.
YLEINEN KEMIA Yleinen kemia käsittelee kemian perusasioita kuten aineen rakennetta, alkuaineiden jaksollista järjestelmää, kemian peruskäsitteitä ja kemiallisia reaktioita. Alkuaineet Kaikki ympärillämme
LisätiedotYLEINEN KEMIA. Alkuaineiden esiintyminen maailmassa. Alkuaineet. Alkuaineet koostuvat atomeista. Atomin rakenne. Copyright Isto Jokinen
YLEINEN KEMIA Yleinen kemia käsittelee kemian perusasioita kuten aineen rakennetta, alkuaineiden jaksollista järjestelmää, kemian peruskäsitteitä ja kemiallisia reaktioita. Alkuaineet Kaikki ympärillämme
LisätiedotAine ja maailmankaikkeus. Kari Enqvist Helsingin yliopisto ja Fysiikan tutkimuslaitos
Aine ja maailmankaikkeus Kari Enqvist Helsingin yliopisto ja Fysiikan tutkimuslaitos Lahden yliopistokeskus 29.9.2011 1900-luku tiedon uskomaton vuosisata -mikä on aineen olemus -miksi on erilaisia aineita
LisätiedotJAKSOLLINEN JÄRJESTELMÄ
JASOLLINEN JÄRJESTELMÄ Oppitunnin tavoite: Oppitunnin tavoitteena on opettaa jaksollinen järjestelmä sekä sen historiaa alkuainepelin avulla. Tunnin tavoitteena on, että oppilaat oppivat tieteellisen tutkimuksen
LisätiedotYdin- ja hiukkasfysiikka 2014: Harjoitus 5 Ratkaisut 1
Ydin- ja hiukkasfysiikka 04: Harjoitus 5 Ratkaisut Tehtävä a) Vapautunut energia saadaan laskemalla massan muutos reaktiossa: E = mc = [4(M( H) m e ) (M( 4 He) m e ) m e ]c = [4M( H) M( 4 He) 4m e ]c =
LisätiedotAlkuaineita luokitellaan atomimassojen perusteella
IHMISEN JA ELINYMPÄRISTÖN KEMIAA, KE2 Alkuaineen suhteellinen atomimassa Kertausta: Isotoopin määritelmä: Saman alkuaineen eri atomien ytimissä on sama määrä protoneja (eli sama alkuaine), mutta neutronien
LisätiedotMAAILMANKAIKKEUDEN PIENET JA SUURET RAKENTEET
MAAILMANKAIKKEUDEN PIENET JA SUURET RAKENTEET KAIKKI HAVAITTAVA ON AINETTA TAI SÄTEILYÄ 1. Jokainen rakenne rakentuu pienemmistä rakenneosista. Luonnon rakenneosat suurimmasta pienimpään galaksijoukko
LisätiedotVetymolekyylin energiatilat
Vetymolekyyli H 2 Maailmankaikkeuden ensimmäinen ja yleisin neutraali molekyyli Tiheiden tähtienvälisen pilvien pääasiallinen komponentti Luja rakenne, esiintyy hyvin erilaisissa ympäristöissä: -Jupiterin
LisätiedotSuojeleva Aurinko: Aurinko ja kosmiset säteet IHY 2007-2009
Suojeleva Aurinko: Aurinko ja kosmiset säteet IHY 2007-2009 Eino Valtonen Avaruustutkimuslaboratorio, Fysiikan ja tähtitieteen laitos, Turun yliopisto Eino.Valtonen@utu.fi 2 Kosminen säde? 3 4 5 Historia
LisätiedotLuku 2: Atomisidokset ja ominaisuudet
Luku 2: Atomisidokset ja ominaisuudet Käsiteltävät aiheet: Mikä aikaansaa sidokset? Mitä eri sidostyyppejä on? Mitkä ominaisuudet määräytyvät sidosten kautta? Chapter 2-1 Atomirakenne Atomi elektroneja
LisätiedotKokeellisen tiedonhankinnan menetelmät
Kokeellisen tiedonhankinnan menetelmät Ongelma: Tähdet ovat kaukana... Objektiivi Esine Objektiivi muodostaa pienennetyn ja ylösalaisen kuvan Tarvitaan useita linssejä tai peilejä! syys 23 11:04 Galilein
LisätiedotGalaksit ja kosmologia 53926, 5 op, syksy 2015 D114 Physicum
Galaksit ja kosmologia 53926, 5 op, syksy 2015 D114 Physicum Luento 12: Varhainen maailmankaikkeus 24/11/2015 www.helsinki.fi/yliopisto 24/11/15 1 Tällä luennolla käsitellään 1. Varhaisen maailmankaikkeuden
LisätiedotIonisoiva säteily. Tapio Hansson. 20. lokakuuta 2016
Tapio Hansson 20. lokakuuta 2016 Milloin säteily on ionisoivaa? Milloin säteily on ionisoivaa? Kun säteilyllä on tarpeeksi energiaa irrottaakseen aineesta elektroneja tai rikkoakseen molekyylejä. Milloin
LisätiedotMääräys STUK SY/1/ (34)
Määräys SY/1/2018 4 (34) LIITE 1 Taulukko 1. Vapaarajat ja vapauttamisrajat, joita voidaan soveltaa kiinteiden materiaalien vapauttamiseen määrästä riippumatta. Osa1. Keinotekoiset radionuklidit Radionuklidi
LisätiedotMamk / Tekniikka ja liikenne / Sähkövoimatekniikka / Sarvelainen 2015 T8415SJ ENERGIATEKNIIKKA Laskuharjoitus
Mamk / Tekniikka ja liikenne / Sähkövoimatekniikka / Sarvelainen 2015 T8415SJ ENERGIATEKNIIKKA Laskuharjoitus KEMIALLISIIN REAKTIOIHIN PERUSTUVA POLTTOAINEEN PALAMINEN Voimalaitoksessa käytetään polttoaineena
LisätiedotAlikuoret eli orbitaalit
Alkuaineiden jaksollinen järjestelmä Alkuaineen kemialliset ominaisuudet määräytyvät sen ulkokuoren elektronirakenteesta. Seuraus: Samanlaisen ulkokuorirakenteen omaavat alkuaineen ovat kemiallisesti sukulaisia
LisätiedotSäteilyturvakeskuksen määräys turvallisuusluvasta ja valvonnasta vapauttamisesta
1 (33) LUONNOS 2 -MÄÄRÄYS STUK SY/1/2017 Säteilyturvakeskuksen määräys turvallisuusluvasta ja valvonnasta vapauttamisesta Säteilyturvakeskuksen päätöksen mukaisesti määrätään säteilylain ( / ) 49 :n 3
Lisätiedotn=5 n=4 M-sarja n=3 L-sarja n=2 Lisäys: K-sarjan hienorakenne K-sarja n=1
10.1 RÖNTGENSPEKTRI Kun kiihdytetyt elektronit törmäävät anodiin, syntyy jatkuvaa säteilyä sekä anodimateriaalille ominaista säteilyä (spektrin terävät piikit). Atomin uloimpien elektronien poistamiseen
LisätiedotAtomimallit. Tapio Hansson
Atomimallit Tapio Hansson Atomin käsite Atomin käsite on peräisin antiikin Kreikasta. Filosofi Demokritos päätteli (n. 400 eaa.), että äärellisen maailman tulee koostua äärellisistä, jakamattomista hiukkasista
LisätiedotFYSN300: YDINASTROFYSIIKKAA. K.S. Krane: Luku 19 J. Lilley: Luvut 11.5-11.7
FYSN300: YDINASTROFYSIIKKAA K.S. Krane: Luku 19 J. Lilley: Luvut 11.5-11.7 1 Ydinastrofysiikka? Ytimien ominaisuudet Maailmankaikkeuden ominaisuudet Linnunrata Aurinkokunta Universumissa arviolta > 170
LisätiedotSisäiset tasapainoehdot
11. Tähtien rakenne Tähdet ovat kaasupalloja, jotka koostuvat pääosin vedystä ja heliumista. Tähtien massat ovat välillä 0.08-120 M (etenkin yläraja on huonosti tunnettu). Tähdet loistavat melko vakaasti
LisätiedotKemiallinen mallinnus I: mallintamisen perusteita. Astrokemia -kurssin luento
Kemiallinen mallinnus I: mallintamisen perusteita Astrokemia -kurssin luento 28.3.2011 mallinnuksella halutaan rakentaa fysikaalinen ja kemiallinen kuvaus kohteesta selvittämään havaittuja ominaisuuksia
LisätiedotLuento Ydinfysiikka. Ytimien ominaisuudet Ydinvoimat ja ytimien spektri Radioaktiivinen hajoaminen Ydinreaktiot
Luento 3 7 Ydinfysiikka Ytimien ominaisuudet Ydinvoimat ja ytimien spektri Radioaktiivinen hajoaminen Ydinreaktiot Ytimien ominaisuudet Ydin koostuu nukleoneista eli protoneista ja neutroneista Ydin on
Lisätiedot2.2 RÖNTGENSÄTEILY. (yli 10 kv).
11 2.2 RÖNTGENSÄTEILY Erilaisiin sovellutustarkoituksiin röntgensäteilyä synnytetään ns. röntgenputkella, joka on anodista (+) ja katodista () muodostuva tyhjiöputki, jossa elektrodien välille on kytketty
LisätiedotHiilen ja vedyn reaktioita (1)
Hiilen ja vedyn reaktioita (1) Hiilivetyjen tuotanto alkaa joko säteilevällä yhdistymisellä tai protoninvaihtoreaktiolla C + + H 2 CH + 2 + hν C + H + 3 CH+ + H 2 Huom. Reaktio C + + H 2 CH + + H on endoterminen,
LisätiedotSukunimi: Etunimi: Henkilötunnus:
K1. Onko väittämä oikein vai väärin. Oikeasta väittämästä saa 0,5 pistettä. Vastaamatta jättämisestä tai väärästä vastauksesta ei vähennetä pisteitä. (yhteensä 10 p) Oikein Väärin 1. Kaikki metallit johtavat
LisätiedotTehtävä 2. Selvitä, ovatko seuraavat kovalenttiset sidokset poolisia vai poolittomia. Jos sidos on poolinen, merkitse osittaisvaraukset näkyviin.
KERTAUSKOE, KE1, SYKSY 2013, VIE Tehtävä 1. Kirjoita kemiallisia kaavoja ja olomuodon symboleja käyttäen seuraavat olomuodon muutokset a) etanolin CH 3 CH 2 OH höyrystyminen b) salmiakin NH 4 Cl sublimoituminen
LisätiedotJaksollinen järjestelmä ja sidokset
Booriryhmä Hiiliryhmä Typpiryhmä Happiryhmä Halogeenit Jalokaasut Jaksollinen järjestelmä ja sidokset 13 Jaksollinen järjestelmä on tärkeä kemian työkalu. Sen avulla saadaan tietoa alkuaineiden rakenteista
Lisätiedotraudan ja nikkelin paikkeilla: on siis mahdollista vapauttaa ytimen energiaa joko fuusioimalla tätä pienempiä ytimiä tai fissioimalla raskaampia.
Vinkkejä tenttiin lukemiseen Virallisesti kurssin kirjoina on siis University Physics ja Eisberg&Resnick, mutta luentomoniste paljastaa, mitä olen pitänyt tärkeänä, joten jos et ymmärrä luentomuistiinpanojen
LisätiedotKeski-Suomen fysiikkakilpailu
Keski-Suomen fysiikkakilpailu 28.1.2016 Kilpailussa on kolme kirjallista tehtävää ja yksi kokeellinen tehtävä. Kokeellisen tehtävän ohjeistus on laatikossa mittausvälineiden kanssa. Jokainen tehtävä tulee
LisätiedotOppikirja (kertauksen vuoksi)
Oppikirja (kertauksen vuoksi) Luento seuraa suoraan oppikirjaa: Malcolm H. Levitt: Spin Dynamics Basics of Nuclear Magnetic Resonance Wiley 2008 Oppikirja on välttämätön sillä verkkoluento sisältää vain
LisätiedotMaan ja avaruuden välillä ei ole selkeää rajaa
Avaruus Mikä avaruus on? Pääosin tyhjiön muodostama osa maailmankaikkeutta Maan ilmakehän ulkopuolella. Avaruuden massa on pääosin pimeässä aineessa, tähdissä ja planeetoissa. Avaruus alkaa Kármánin rajasta
Lisätiedot6 YDINFYSIIKKAA 6.1 YTIMEN RAKENTEESTA
6 YDINFYSIIKKAA 6.1 YTIMEN RAKENTEESTA Atomin elektronirakenne tunnettiin paljon ennen ytimen rakenteen tuntemista: elektronien irrottamiseen atomista tarvitaan paljon pienempiä energioita (muutamia ev)
Lisätiedot13.3 Supernovat. Maailmankaikkeuden suurienergisimpiä ilmiöitä: L max 10 9 L. Raskaiden alkuaineiden synteesi (useimmat > Fe )
13.3 Supernovat Maailmankaikkeuden suurienergisimpiä ilmiöitä: L max 10 9 L nähdään suurilta etäisyyksiltä tärkeitä etäisyysmittareita Raskaiden alkuaineiden synteesi (useimmat > Fe ) Kirkkausmaksimi:
LisätiedotMitä energia on? Risto Orava Helsingin yliopisto Fysiikan tutkimuslaitos CERN
Mitä energia on? Risto Orava Helsingin yliopisto Fysiikan tutkimuslaitos CERN 17. helmikuuta 2011 ENERGIA JA HYVINVOINTI TANNER-LUENTO 2011 1 Mistä energiaa saadaan? Perusenergia sähkö heikko paino vahva
LisätiedotTähtitiede Tutkimusta maailmankaikkeuden laidoilta Aurinkokuntaan
Tähtitiede Tutkimusta maailmankaikkeuden laidoilta Aurinkokuntaan Jyri Näränen Paikkatietokeskus, MML jyri.naranen@nls.fi http://personal.inet.fi/tiede/naranen/ Oheislukemista Palviainen, Asko ja Oja,
LisätiedotAtomimallit. Tapio Hansson
Atomimallit Tapio Hansson Atomin käsite Atomin käsite on peräisin antiikin Kreikasta. Filosofi Demokritos päätteli (n. 400 eaa.), että äärellisen maailman tulee koostua äärellisistä, jakamattomista hiukkasista
LisätiedotFYSN300 Nuclear Physics I. Välikoe
Välikoe Vastaa neljään viidestä kysymyksestä 1. a) Hahmottele stabiilien ytimien sidosenergiakäyrä (sidosenergia nukleonia kohti B/A massaluvun A funktiona). Kuvaajan kvantitatiivisen tulkinnan tulee olla
LisätiedotKE4, KPL. 3 muistiinpanot. Keuruun yläkoulu, Joonas Soininen
KE4, KPL. 3 muistiinpanot Keuruun yläkoulu, Joonas Soininen KPL 3: Ainemäärä 1. Pohtikaa, miksi ruokaohjeissa esim. kananmunien ja sipulien määrät on ilmoitettu kappalemäärinä, mutta makaronit on ilmoitettu
LisätiedotMolekyylien jäätyminen ja haihtuminen tähtienvälisissä pilvissä
Molekyylien jäätyminen ja haihtuminen tähtienvälisissä pilvissä 14.3.2011 Kertausta: Tähtienvälinen pöly (1) Tähtienvälinen pöly on sekoitus metallisia silikaatteja ja hiilen eri muotoja riippuen alkuperästä
LisätiedotCHEM-A1200 Kemiallinen rakenne ja sitoutuminen
CHEM-A1200 Kemiallinen rakenne ja sitoutuminen Orgaaninen reaktio Opettava tutkija Pekka M Joensuu Orgaaniset reaktiot Syyt Pelkkä törmäys ei riitä Varaukset (myös osittaisvaraukset) houkuttelevat molekyylejä
Lisätiedotluku 1.notebook Luku 1 Mooli, ainemäärä ja konsentraatio
Luku 1 Mooli, ainemäärä ja konsentraatio 1 Kemian kvantitatiivisuus = määrällinen t ieto Kemian kaavat ja reaktioyhtälöt sisältävät tietoa aineiden rakenteesta ja aineiden määristä esim. 2 H 2 + O 2 2
LisätiedotNeutriino-oskillaatiot
Neutriino-oskillaatiot Seminaariesitys Joonas Ilmavirta Jyväskylän yliopisto 29.11.2011 Joonas Ilmavirta (JYU) Neutriino-oskillaatiot 29.11.2011 1 / 16 Jotain vikaa β-hajoamisessa Ytimen β-hajoamisessa
LisätiedotKäytetään nykyaikaista kvanttimekaanista atomimallia, Bohrin vetyatomi toimii samoin.
1.2 Elektronin energia Käytetään nykyaikaista kvanttimekaanista atomimallia, Bohrin vetyatomi toimii samoin. -elektronit voivat olla vain tietyillä energioilla (pääkvanttiluku n = 1, 2, 3,...) -mitä kauempana
LisätiedotPimeän energian metsästys satelliittihavainnoin
Pimeän energian metsästys satelliittihavainnoin Avaruusrekka, Kumpulan pysäkki 04.10.2012 Peter Johansson Matemaattis-luonnontieteellinen tiedekunta / Peter Johansson/ Avaruusrekka 04.10.2012 13/08/14
LisätiedotSäteily ja suojautuminen Joel Nikkola
Säteily ja suojautuminen 28.10.2016 Joel Nikkola Kotitehtävät Keskustele parin kanssa aurinkokunnan mittakaavasta. Jos maa olisi kolikon kokoinen, minkä kokoinen olisi aurinko? Jos kolikko olisi luokassa
LisätiedotNIMI: Luokka: c) Atomin varaukseton hiukkanen on nimeltään i) protoni ii) neutroni iii) elektroni
Peruskoulun kemian valtakunnallinen koe 2010-2011 NIMI: Luokka: 1. Ympyröi oikea vaihtoehto. a) Ruokasuolan kemiallinen kaava on i) CaOH ii) NaCl iii) KCl b) Natriumhydroksidi on i) emäksinen aine, jonka
LisätiedotVuorovaikutuksien mittamallit
Vuorovaikutuksien mittamallit Hiukkasten vuorovaikutuksien teoreettinen mallintaminen perustuu ns. mittakenttäteorioihin. Kenttä viittaa siihen, että hiukkanen kuvataan paikasta ja ajasta riippuvalla funktiolla
Lisätiedot15. Tähtienvälinen aine
15. Tähtienvälinen aine Interstellaarinen materia: galaksien sisällä Intergalaktinen materia: galaksien välillä Yleisiä ominaisuuksia: 1) Interstellaarisen aineen määrä: tähtienvälinen kaasu n. 10% Linnunradan
LisätiedotTähtitaivaan alkeet Juha Ojanperä Harjavalta
Tähtitaivaan alkeet Juha Ojanperä Harjavalta 14.1.-10.3.2016 Kurssin sisältö 1. Kerta Taivaanpallo ja tähtitaivaan liike opitaan lukemaan ja ymmärtämään tähtikarttoja 2. kerta Tärkeimmät tähdet ja tähdistöt
LisätiedotMassaspektrometria. magneetti negat. varautuneet kiihdytys ja kohdistus
Massaspektrometria IHMISEN JA ELINYMPÄ- RISTÖN KEMIAA, KE2 Määritelmä Massaspektrometria on tekniikka-menetelmä, jota käytetään 1) mitattessa orgaanisen molekyylin molekyylimassaa ja 2) määritettäessä
Lisätiedotperushiukkasista Perushiukkasia ovat nykykäsityksen mukaan kvarkit ja leptonit alkeishiukkasiksi
8. Hiukkasfysiikka Hiukkasfysiikka kuvaa luonnon toimintaa sen perimmäisellä tasolla. Hiukkasfysiikan avulla selvitetään maailmankaikkeuden syntyä ja kehitystä. Tutkimuskohteena ovat atomin ydintä pienemmät
LisätiedotNeutriinofysiikka. Tvärminne Jukka Maalampi Fysiikan laitos, Jyväskylän yliopisto
Neutriinofysiikka Tvärminne 27.5.2010 Jukka Maalampi Fysiikan laitos, Jyväskylän yliopisto Neutriinon keksiminen Ongelma 1900-luvun alusta: beetahajoamisessa syntyvän neutriinon energiaspektri on jatkuva.
LisätiedotNUKLIDIEN PYSYVYYS. Stabiilit nuklidit
VI NUKLIDIEN PYSYVYYS Stabiilit nuklidit Luonnon 92 alkuaineessa on kaiken kaikkiaan 275 pysyvää nuklidia. Näistä noin 60%:lla on sekä parillinen (even) protoniluku että parillinen (even) neutroniluku.
LisätiedotLHC -riskianalyysi. Emmi Ruokokoski
LHC -riskianalyysi Emmi Ruokokoski 30.3.2009 Johdanto Mikä LHC on? Perustietoa ja taustaa Mahdolliset riskit: mikroskooppiset mustat aukot outokaiset magneettiset monopolit tyhjiökuplat Emmi Ruokokoski
LisätiedotCBRNE-aineiden havaitseminen neutroniherätteen avulla
CBRNE-aineiden havaitseminen neutroniherätteen avulla 18.11.2015 Harri Toivonen, projektin johtaja* Kari Peräjärvi, projektipäällikkö Philip Holm, tutkija Ari Leppänen, tutkija Jussi Huikari, tutkija Hanke
Lisätiedot17VV VV 01021
Pvm: 4.5.2017 1/5 Boliden Kevitsa Mining Oy Kevitsantie 730 99670 PETKULA Tutkimuksen nimi: Kevitsan vesistötarkkailu 2017, huhtikuu Näytteenottopvm: 4.4.2017 Näyte saapui: 6.4.2017 Näytteenottaja: Mika
LisätiedotPHYS-C6360 Johdatus ydinenergiatekniikkaan (5op), kevät 2019
PHYS-C6360 Johdatus ydinenergiatekniikkaan (5op), kevät 2019 Prof. Filip Tuomisto Fuusion perusteet, maanantai 11.3.2019 Reaktorivierailu ma 25.3. klo 10.00 Osoite: Otakaari 3 Pakollinen ilmoittautuminen:
Lisätiedot766334A Ydin- ja hiukkasfysiikka
1 76633A Ydin- ja hiukkasfysiikka Luentomonistetta täydentävää materiaalia: 3 5-3 Kuorimalli Juhani Lounila Oulun yliopisto, Fysiikan laitos, 011 Kuva 7-13 esittää, miten parillis-parillisten ydinten ensimmäisen
LisätiedotTekijä lehtori Zofia Bazia-Hietikko
Tekijä lehtori Zofia Bazia-Hietikko Tarkoituksena on tuoda esiin, että kemia on osa arkipäiväämme, siksi opiskeltavat asiat kytketään tuttuihin käytännön tilanteisiin. Ympärillämme on erilaisia kemiallisia
LisätiedotChem-C2400 Luento 3: Faasidiagrammit Ville Jokinen
Chem-C2400 Luento 3: Faasidiagrammit 16.1.2019 Ville Jokinen Oppimistavoitteet Faasidiagrammit ja mikrorakenteen muodostuminen Kahden komponentin faasidiagrammit Sidelinja ja vipusääntö Kolmen faasin reaktiot
LisätiedotTeoreetikon kuva. maailmankaikkeudesta
Teoreetikon kuva Teoreetikon kuva hiukkasten hiukkasten maailmasta maailmasta ja ja maailmankaikkeudesta maailmankaikkeudesta Jukka Maalampi Fysiikan laitos Jyväskylän yliopisto Lapua 5. 5. 2012 Miten
Lisätiedot(Huom! Oikeita vastauksia voi olla useita ja oikeasta vastauksesta saa yhden pisteen)
KE2-kurssi: Kemian mikromaalima Osio 1 (Huom! Oikeita vastauksia voi olla useita ja oikeasta vastauksesta saa yhden pisteen) Monivalintatehtäviä 1. Etsi seuraavasta aineryhmästä: ioniyhdiste molekyyliyhdiste
LisätiedotMUUTOKSET ELEKTRONI- RAKENTEESSA
MUUTOKSET ELEKTRONI- RAKENTEESSA KEMIAA KAIK- KIALLA, KE1 Ulkoelektronit ja oktettisääntö Alkuaineen korkeimmalla energiatasolla olevia elektroneja sanotaan ulkoelektroneiksi eli valenssielektroneiksi.
LisätiedotKenttätutkimus hiiliteräksen korroosiosta kaukolämpöverkossa
1 (17) Tilaajat Suomen KL Lämpö Oy Sari Kurvinen Keisarinviitta 22 33960 Pirkkala Lahti Energia Olli Lindstam PL93 15141 Lahti Tilaus Yhteyshenkilö VTT:ssä Sähköposti 30.5.2007, Sari Kurvinen, sähköposti
LisätiedotPellettien pienpolton haasteet TUOTEPÄÄLLIKKÖ HEIKKI ORAVAINEN VTT EXPERT SERVICES OY
Pellettien pienpolton haasteet TUOTEPÄÄLLIKKÖ HEIKKI ORAVAINEN VTT EXPERT SERVICES OY Esityksen sisältö Ekopellettien ja puupellettien vertailua polttotekniikan kannalta Koetuloksia ekopellettien poltosta
LisätiedotYdinfysiikka lääketieteellisissä sovelluksissa
Ydinfysiikka lääketieteellisissä sovelluksissa Ari Virtanen Professori Jyväskylän yliopisto Fysiikan laitos/kiihdytinlaboratorio ari.j.virtanen@jyu.fi Sisältö Alkutaival Sädehoito Radiolääkkeet Terapia
Lisätiedotelektroni = -varautunut tosi pieni hiukkanen nukleoni = protoni/neutroni
3.1 Atomin rakenneosat Kaikki aine matter koostuu alkuaineista elements. Jokaisella alkuaineella on omanlaisensa atomi. Mitä osia ja hiukkasia parts and particles atomissa on? pieni ydin, jossa protoneja
LisätiedotFysiikan menetelmät ja kvalitatiiviset mallit Rakenneyksiköt
Fysiikan menetelmät ja kvalitatiiviset mallit Rakenneyksiköt ISBN: Veera Kallunki, Jari Lavonen, Kalle Juuti, Veijo Meisalo, Anniina Mikama, Mika Suhonen, Jukka Lepikkö, Jyri Jokinen Verkkoversio: http://www.edu.helsinki.fi/astel-ope
LisätiedotLinnunradan rakenne 53925, 5 op, syksy 2016 D116 Physicum
Linnunradan rakenne 53925, 5 op, syksy 2016 D116 Physicum Luento 6: Linnunradan yleisrakenne II, halo, pallomaiset tähtijoukot ja galaksin keskusta 17/10/2016 Peter Johansson/ Linnunradan rakenne Luento
LisätiedotKemiaa kylmissä ja kuumissa ytimissä
Kemiaa kylmissä ja kuumissa ytimissä 28.2.2011 Pimeä sumu Kylmä (T 10K ), suhteellisen tiheä (n > 10 3 cm 3 ) molekyylipilvi Valokuvauslevyllä (lähes) tähdetön läiskä, johtuu pölyn aiheuttamasta absorbtiosta
Lisätiedot17VV VV Veden lämpötila 14,2 12,7 14,2 13,9 C Esikäsittely, suodatus (0,45 µm) ok ok ok ok L. ph 7,1 6,9 7,1 7,1 RA2000¹ L
1/5 Boliden Kevitsa Mining Oy Kevitsantie 730 99670 PETKULA Tutkimuksen nimi: Kevitsan vesistötarkkailu 2017, elokuu Näytteenottopvm: 22.8.2017 Näyte saapui: 23.8.2017 Näytteenottaja: Eerikki Tervo Analysointi
LisätiedotPuhtaat aineet ja seokset
Puhtaat aineet ja seokset KEMIAA KAIKKIALLA, KE1 Määritelmä: Puhdas aine sisältää vain yhtä alkuainetta tai yhdistettä. Esimerkiksi rautatanko sisältää vain Fe-atomeita ja ruokasuola vain NaCl-ioniyhdistettä
LisätiedotTähtien rakenne ja kehitys
Tähtien rakenne ja kehitys Fysiikan täydennyskoulutuskurssi - Avaruustutkimus 5.6.2007 FT Thomas Hackman Thomas.Hackman@helsinki.fi Thomas Hackman, HY:n observatorio 1 1. Perustietoa ja käsitteitä Magnitudit
LisätiedotCERN-matka
CERN-matka 2016-2017 UUTTA FYSIIKKAA Janne Tapiovaara Rauman Lyseon lukio http://imglulz.com/wp-content/uploads/2015/02/keep-calm-and-let-it-go.jpg FYSIIKKA ON KOKEELLINEN LUONNONTIEDE, JOKA PYRKII SELITTÄMÄÄN
LisätiedotAlkuräjähdysteoria. Kutistetaan vähän...tuodaan maailmankaikkeus torille. September 30, fy1203.notebook. syys 27 16:46.
Alkuräjähdysteoria Maailmakaikkeude umerot Ikä: 14. 10 9 a Läpimitta: 10 26 m = 10 000 000 000 valovuotta Tähtiä: Aiaki 10 24 kpl Massaa: 10 60 kg Atomeja: 10 90 kpl (valtaosa vetyä ja heliumia) syys 27
LisätiedotFysiikan ja kemian pedagogiset perusteet Kari Sormunen Syksy 2014
Fysiikan ja kemian pedagogiset perusteet Kari Sormunen Syksy 2014 Aine koostuu atomeista Nimitys tulee sanasta atomos = jakamaton (400 eaa, Kreikka) Atomin kuvaamiseen käytetään atomimalleja Pallomalli
LisätiedotAstrokemia avaa tähtitarhojen
Astrokemia avaa tähtitarhojen NASA/ESA Kuva Orionin sumusta on koottu Hubble-avaruusteleskoopin ottamista kuvista. 6 KEMIA 2/2012 saloja Astrokemia tutkii alkuaineiden kosmista runsautta sekä tähtien,
LisätiedotKE1 - Kemiaa kaikkialla on pakollinen kurssi, joka on päästävä läpi lukion läpäisemiseksi
KE1 - Kemiaa kaikkialla on pakollinen kurssi, joka on päästävä läpi lukion läpäisemiseksi Kurssin tavoitteena on, että opiskelija saa kokemuksia kemiasta kehittää valmiuksia osallistua kemiaan liittyvään
LisätiedotTähtienvälisen aineen komponentit
Tähtienvälinen aine -Ionisoinutta ja neutraalia kaasua (pääasiassa vetyä), pölyä -Osuus Linnunradan massasta 2% (3 10 9 M ) -Komponentit voidaan erottaa kartoituksilla, esim. Hα, radiokontinuumi, HI, keski-
Lisätiedot