Na lekkiej sprężynie, zwisającej pionowo na niewielkiej wysokości nad ziemią (rysunek 1.), zawieszono ciężarek o masie 0,2 kg (rysunek 2.). Ciężarek początkowo zwisa swobodnie, a sprężyna jest rozciągnięta w kierunku pionowym. Następnie ciężarek wychylono w kierunku pionowym z położenia równowagi sił, po czym puszczono. Skutkiem tego został on wprawiony w drgania wzdłuż osi pionowej (rysunki 3., 4. i 5.). Odległość pomiędzy skrajnymi położeniami drgającego ciężarka była równa 12 cm, a czas jednego pełnego cyklu drgań wynosił 2,5 s.

Na lekkiej sprężynie, zwisającej pionowo na niewielkiej wysokości nad ziemią (rysunek 1.), zawieszono ciężarek o masie 0,2 kg (rysunek 2.). Ciężarek początkowo zwisa swobodnie, a sprężyna jest rozciągnięta w kierunku pionowym. Następnie ciężarek wychylono w kierunku pionowym z położenia równowagi sił, po czym puszczono. Skutkiem tego został on wprawiony w drgania wzdłuż osi pionowej (rysunki 3., 4. i 5.). Odległość pomiędzy skrajnymi położeniami drgającego ciężarka była równa 12 cm, a czas jednego pełnego cyklu drgań wynosił 2,5 s.

Na lekkiej sprężynie, zwisającej pionowo na niewielkiej wysokości nad ziemią (rysunek 1.), zawieszono ciężarek o masie 0,2 kg (rysunek 2.). Ciężarek początkowo zwisa swobodnie, a sprężyna jest rozciągnięta w kierunku pionowym. Następnie ciężarek wychylono w kierunku pionowym z położenia równowagi sił, po czym puszczono. Skutkiem tego został on wprawiony w drgania wzdłuż osi pionowej (rysunki 3., 4. i 5.). Odległość pomiędzy skrajnymi położeniami drgającego ciężarka była równa 12 cm, a czas jednego pełnego cyklu drgań wynosił 2,5 s.

Promień światła czerwonego o długości fali równej 628 nm biegnie w próżni i przechodzi do szkła. Kierunek biegu promienia oraz kąty pomiędzy promieniem i granicą ośrodków (a także prostą prostopadłą do niej) zaznaczono na rysunku obok.

Promień światła czerwonego o długości fali równej 628 nm biegnie w próżni i przechodzi do szkła. Kierunek biegu promienia oraz kąty pomiędzy promieniem i granicą ośrodków (a także prostą prostopadłą do niej) zaznaczono na rysunku obok.

Promień światła czerwonego o długości fali równej 628 nm biegnie w próżni i przechodzi do szkła. Kierunek biegu promienia oraz kąty pomiędzy promieniem i granicą ośrodków (a także prostą prostopadłą do niej) zaznaczono na rysunku obok.

Kąt paralaksy heliocentrycznej dla danego obiektu niebieskiego obserwowanego z Ziemi jest równy kątowi, pod jakim obserwowany byłby z tego obiektu – w kierunku prostopadłym – promień okołosłonecznej orbity Ziemi. Kąt paralaksy heliocentrycznej dla danego obiektu mierzy się z okołosłonecznej orbity Ziemi, porównując ze sobą kierunki obserwacji tego obiektu niebieskiego w odpowiednio długim okresie czasu (np. w grudniu i czerwcu).

Schematyczny rysunek poniżej przedstawia położenia Ziemi (Z1-Z8) na orbicie okołosłonecznej ukazane w pewnych ustalonych jednakowych odstępach czasu. W celu wyznaczenia odległości d do gwiazdy G obserwowano przez pewien czas jej położenia na niebie. Poniższy rysunek jest schematyczny: stosunki odległości i wielkości obiektów nie są zachowane, ponadto w rzeczywistości obserwowana gwiazda nie musi leżeć w płaszczyźnie orbity ziemskiej.

Kąt paralaksy heliocentrycznej dla danego obiektu niebieskiego obserwowanego z Ziemi jest równy kątowi, pod jakim obserwowany byłby z tego obiektu – w kierunku prostopadłym – promień okołosłonecznej orbity Ziemi. Kąt paralaksy heliocentrycznej dla danego obiektu mierzy się z okołosłonecznej orbity Ziemi, porównując ze sobą kierunki obserwacji tego obiektu niebieskiego w odpowiednio długim okresie czasu (np. w grudniu i czerwcu).

Schematyczny rysunek poniżej przedstawia położenia Ziemi (Z1-Z8) na orbicie okołosłonecznej ukazane w pewnych ustalonych jednakowych odstępach czasu. W celu wyznaczenia odległości d do gwiazdy G obserwowano przez pewien czas jej położenia na niebie. Poniższy rysunek jest schematyczny: stosunki odległości i wielkości obiektów nie są zachowane, ponadto w rzeczywistości obserwowana gwiazda nie musi leżeć w płaszczyźnie orbity ziemskiej.

Kąt paralaksy heliocentrycznej dla danego obiektu niebieskiego obserwowanego z Ziemi jest równy kątowi, pod jakim obserwowany byłby z tego obiektu – w kierunku prostopadłym – promień okołosłonecznej orbity Ziemi. Kąt paralaksy heliocentrycznej dla danego obiektu mierzy się z okołosłonecznej orbity Ziemi, porównując ze sobą kierunki obserwacji tego obiektu niebieskiego w odpowiednio długim okresie czasu (np. w grudniu i czerwcu).

Schematyczny rysunek poniżej przedstawia położenia Ziemi (Z1-Z8) na orbicie okołosłonecznej ukazane w pewnych ustalonych jednakowych odstępach czasu. W celu wyznaczenia odległości d do gwiazdy G obserwowano przez pewien czas jej położenia na niebie. Poniższy rysunek jest schematyczny: stosunki odległości i wielkości obiektów nie są zachowane, ponadto w rzeczywistości obserwowana gwiazda nie musi leżeć w płaszczyźnie orbity ziemskiej.

Pierwszą planetę obcą, pozasłoneczną, odkrył polski radioastronom Aleksander Wolszczan w 1991 r. Krąży ona wokół pulsara, a więc gwiazdy neutronowej emitującej z niezwykłą regularnością pulsy promieniowania. Gdy pulsar ma planetarnego towarzysza, regularność pulsów zostaje zaburzona. Na podstawie tych zaburzeń można bardzo dokładnie określić, jak duża jest planeta i w jakiej znajduje się odległości od gwiazdy. Problem w tym, że pulsarów jest w kosmosie mało. Nie mogą być więc „platformą" do poszukiwania planet na dużą skalę. Opracowano więc kilka innych metod, które wykorzystuje się obecnie do poszukiwania obcych światów.

Jedną z nich jest spektroskopia, która bada prędkości radialne gwiazd. Prędkość radialna mierzona jest w kierunku obserwacji, czyli wzdłuż prostej gwiazda - obserwator. Prędkość radialna gwiazdy zmienia się, gdy ma ona orbitującego towarzysza, w tym przypadku – planetę, który wpływa na nią grawitacyjnie. Gwiazda wówczas lekko oddala się od obserwatora i przybliża do niego. Gdy się oddala, to linie widmowe gwiazdy przesuwają się wtedy w kierunku większych długości fal. Odwrotnie jest w przypadku, gdy gwiazda się przybliża. Badania prędkości radialnych były dotychczas najczęściej stosowane już w obserwacjach prowadzonych z Ziemi. Kłopot z tą metodą jest taki, że im mniejszy towarzysz gwiazdy, tym mniej na nią wpływa i tym trudniej zbadać jej prędkości radialne.

Małych planet, typu ziemskiego, tym sposobem raczej się nie znajdzie. Dlatego łowcy obcych planet wykorzystują jeszcze inną metodę, zwaną tranzytem. Gdy planetarny towarzysz gwiazdy przesuwa się na tle jej tarczy, wywołuje okresowe jej pociemnienie (zabiera część jej promieniowania). Analizując jego intensywność i czas trwania, można obliczyć promień planety i okres jej obiegu. Oczywiście i ta metoda ma swoje ograniczenia. Najlepiej wykrywa się za jej pomocą duże planety, okrążające stosunkowo małe gwiazdy.

Na podstawie: Przemek Berg, Tysiące światów, „Wiedza i Życie" nr 5, 2014.

Pierwszą planetę obcą, pozasłoneczną, odkrył polski radioastronom Aleksander Wolszczan w 1991 r. Krąży ona wokół pulsara, a więc gwiazdy neutronowej emitującej z niezwykłą regularnością pulsy promieniowania. Gdy pulsar ma planetarnego towarzysza, regularność pulsów zostaje zaburzona. Na podstawie tych zaburzeń można bardzo dokładnie określić, jak duża jest planeta i w jakiej znajduje się odległości od gwiazdy. Problem w tym, że pulsarów jest w kosmosie mało. Nie mogą być więc „platformą" do poszukiwania planet na dużą skalę. Opracowano więc kilka innych metod, które wykorzystuje się obecnie do poszukiwania obcych światów.

Jedną z nich jest spektroskopia, która bada prędkości radialne gwiazd. Prędkość radialna mierzona jest w kierunku obserwacji, czyli wzdłuż prostej gwiazda - obserwator. Prędkość radialna gwiazdy zmienia się, gdy ma ona orbitującego towarzysza, w tym przypadku – planetę, który wpływa na nią grawitacyjnie. Gwiazda wówczas lekko oddala się od obserwatora i przybliża do niego. Gdy się oddala, to linie widmowe gwiazdy przesuwają się wtedy w kierunku większych długości fal. Odwrotnie jest w przypadku, gdy gwiazda się przybliża. Badania prędkości radialnych były dotychczas najczęściej stosowane już w obserwacjach prowadzonych z Ziemi. Kłopot z tą metodą jest taki, że im mniejszy towarzysz gwiazdy, tym mniej na nią wpływa i tym trudniej zbadać jej prędkości radialne.

Małych planet, typu ziemskiego, tym sposobem raczej się nie znajdzie. Dlatego łowcy obcych planet wykorzystują jeszcze inną metodę, zwaną tranzytem. Gdy planetarny towarzysz gwiazdy przesuwa się na tle jej tarczy, wywołuje okresowe jej pociemnienie (zabiera część jej promieniowania). Analizując jego intensywność i czas trwania, można obliczyć promień planety i okres jej obiegu. Oczywiście i ta metoda ma swoje ograniczenia. Najlepiej wykrywa się za jej pomocą duże planety, okrążające stosunkowo małe gwiazdy.

Na podstawie: Przemek Berg, Tysiące światów, „Wiedza i Życie" nr 5, 2014.

Pierwszą planetę obcą, pozasłoneczną, odkrył polski radioastronom Aleksander Wolszczan w 1991 r. Krąży ona wokół pulsara, a więc gwiazdy neutronowej emitującej z niezwykłą regularnością pulsy promieniowania. Gdy pulsar ma planetarnego towarzysza, regularność pulsów zostaje zaburzona. Na podstawie tych zaburzeń można bardzo dokładnie określić, jak duża jest planeta i w jakiej znajduje się odległości od gwiazdy. Problem w tym, że pulsarów jest w kosmosie mało. Nie mogą być więc „platformą" do poszukiwania planet na dużą skalę. Opracowano więc kilka innych metod, które wykorzystuje się obecnie do poszukiwania obcych światów.

Jedną z nich jest spektroskopia, która bada prędkości radialne gwiazd. Prędkość radialna mierzona jest w kierunku obserwacji, czyli wzdłuż prostej gwiazda - obserwator. Prędkość radialna gwiazdy zmienia się, gdy ma ona orbitującego towarzysza, w tym przypadku – planetę, który wpływa na nią grawitacyjnie. Gwiazda wówczas lekko oddala się od obserwatora i przybliża do niego. Gdy się oddala, to linie widmowe gwiazdy przesuwają się wtedy w kierunku większych długości fal. Odwrotnie jest w przypadku, gdy gwiazda się przybliża. Badania prędkości radialnych były dotychczas najczęściej stosowane już w obserwacjach prowadzonych z Ziemi. Kłopot z tą metodą jest taki, że im mniejszy towarzysz gwiazdy, tym mniej na nią wpływa i tym trudniej zbadać jej prędkości radialne.

Małych planet, typu ziemskiego, tym sposobem raczej się nie znajdzie. Dlatego łowcy obcych planet wykorzystują jeszcze inną metodę, zwaną tranzytem. Gdy planetarny towarzysz gwiazdy przesuwa się na tle jej tarczy, wywołuje okresowe jej pociemnienie (zabiera część jej promieniowania). Analizując jego intensywność i czas trwania, można obliczyć promień planety i okres jej obiegu. Oczywiście i ta metoda ma swoje ograniczenia. Najlepiej wykrywa się za jej pomocą duże planety, okrążające stosunkowo małe gwiazdy.

Na podstawie: Przemek Berg, Tysiące światów, „Wiedza i Życie" nr 5, 2014.

Pierwszą planetę obcą, pozasłoneczną, odkrył polski radioastronom Aleksander Wolszczan w 1991 r. Krąży ona wokół pulsara, a więc gwiazdy neutronowej emitującej z niezwykłą regularnością pulsy promieniowania. Gdy pulsar ma planetarnego towarzysza, regularność pulsów zostaje zaburzona. Na podstawie tych zaburzeń można bardzo dokładnie określić, jak duża jest planeta i w jakiej znajduje się odległości od gwiazdy. Problem w tym, że pulsarów jest w kosmosie mało. Nie mogą być więc „platformą" do poszukiwania planet na dużą skalę. Opracowano więc kilka innych metod, które wykorzystuje się obecnie do poszukiwania obcych światów.

Jedną z nich jest spektroskopia, która bada prędkości radialne gwiazd. Prędkość radialna mierzona jest w kierunku obserwacji, czyli wzdłuż prostej gwiazda - obserwator. Prędkość radialna gwiazdy zmienia się, gdy ma ona orbitującego towarzysza, w tym przypadku – planetę, który wpływa na nią grawitacyjnie. Gwiazda wówczas lekko oddala się od obserwatora i przybliża do niego. Gdy się oddala, to linie widmowe gwiazdy przesuwają się wtedy w kierunku większych długości fal. Odwrotnie jest w przypadku, gdy gwiazda się przybliża. Badania prędkości radialnych były dotychczas najczęściej stosowane już w obserwacjach prowadzonych z Ziemi. Kłopot z tą metodą jest taki, że im mniejszy towarzysz gwiazdy, tym mniej na nią wpływa i tym trudniej zbadać jej prędkości radialne.

Małych planet, typu ziemskiego, tym sposobem raczej się nie znajdzie. Dlatego łowcy obcych planet wykorzystują jeszcze inną metodę, zwaną tranzytem. Gdy planetarny towarzysz gwiazdy przesuwa się na tle jej tarczy, wywołuje okresowe jej pociemnienie (zabiera część jej promieniowania). Analizując jego intensywność i czas trwania, można obliczyć promień planety i okres jej obiegu. Oczywiście i ta metoda ma swoje ograniczenia. Najlepiej wykrywa się za jej pomocą duże planety, okrążające stosunkowo małe gwiazdy.

Na podstawie: Przemek Berg, Tysiące światów, „Wiedza i Życie" nr 5, 2014.

Podczas prób testowych kierowca samochodu, jadący po poziomym prostym torze z prędkością $50\frac{\text{km}}{\text{h}}$, rozpoczął hamowanie bez poślizgu ze stałym opóźnieniem i zatrzymał się po przebyciu 12 m. Czas reakcji kierowcy pomijamy, a ponadto przyjmujemy, że współczynnik tarcia statycznego opon o jezdnię jest większy od analogicznego współczynnika tarcia kinetycznego.

Podczas prób testowych kierowca samochodu, jadący po poziomym prostym torze z prędkością $50\frac{\text{km}}{\text{h}}$, rozpoczął hamowanie bez poślizgu ze stałym opóźnieniem i zatrzymał się po przebyciu 12 m. Czas reakcji kierowcy pomijamy, a ponadto przyjmujemy, że współczynnik tarcia statycznego opon o jezdnię jest większy od analogicznego współczynnika tarcia kinetycznego.

Podczas prób testowych kierowca samochodu, jadący po poziomym prostym torze z prędkością $50\frac{\text{km}}{\text{h}}$, rozpoczął hamowanie bez poślizgu ze stałym opóźnieniem i zatrzymał się po przebyciu 12 m. Czas reakcji kierowcy pomijamy, a ponadto przyjmujemy, że współczynnik tarcia statycznego opon o jezdnię jest większy od analogicznego współczynnika tarcia kinetycznego.