Fotoni energije 9 eV dolaze na metalnu pločicu zbog čega iz nje izlaze elektroni kinetičke energije 6 eV. Kolika je kinetička energija elektrona koji izlaze iz te metalne pločice ako na nju dolaze fotoni energije 18 eV?
9 eV 12 eV 15 eV 6 eV
A B C D
Budući da ulazni UV fotoni imaju energiju 5,5 eV, a izlazni fotoni vidljive svjetlosti oko 2,5 eV, tako se iskoristi samo 45% UV energije . Ako se energija neutrona smanji na energije manje od 1 eV, nazivaju se termičkim neutronima. Ako se energija neutrona smanji na energije manje od 1 eV, nazivaju se termičkim neutronima. Ako se energija neutrona smanji na energije manje od 1 eV, nazivaju se termičkim neutronima. Sekundarna emisija nastaje kada se energija iona, nestabilnih atoma ili ubrzanih elektrona (energije 10 do 20 eV) prenese na elektrone metalnih elektroda, koji nakon ulijetanja tih čestica na elektrodu izlaze u većem broju iz nje. To znači da je za jedan foton bljeska energije 2,8 eV potrebno utrošiti oko 21 eV. Obično se koriste energije od oko 70 eV. Njihova energija vezanja se mijenja od približno 1,5 eV do približno 6 eV, ovisno o metalu. Vrijednosti su Fermijevih energija materijala ispod desetak eV, na primjer za materijal bakar "E" (Cu) = 7 eV, za srebro "E" (Ag) = 5,5 eV. Ta emisija može biti također pobuđena elektronima energije 4,9 eV ili više. No neke se molekule teže ioniziraju nego helij, na primjer ionizacijska energija kisika O iznosi 50 eV, ozona O 11,7 eV, vode HO 12,6 eV. Emitirane vrijednosti energije stacionarnog stanja ovise o vrsti čestice, na primjer razlika između prvoga i drugoga stacionarnog stanja u vodikovu atomu je 13,6 eV, između drugoga i trećega 3,4 eV, između trećega i četvrtoga 1,51 eV. Pri toj reakciji energijom jednog termičkog neutrona, koja iznosi oko 0,03 eV oslobađa se ogromna količina energije od 200 eV, uz emisiju brzih neutrona. Iz toga slijedi da pri emisiji zračenja emitirajuća masa dobiva energiju uzmaka:

Prema tome, energija uzmaka je puno veća za nuklearne prijelaze ("E" ≈ 10 eV, "E" ≈ 10 eV), nego za prijelaze u elektronskim nivoima atoma ("E" ≈ 1 eV, "E" ≈ 10 eV). i ev. i ev. Marka ev. Ivan Ev. Energija kozmičkih zraka dostiže do 10 eV. Energija je toga zračenja reda 1000 eV, a preciznije poznavanje njegove energije i gustoće važno je pri izračunavanju kozmičkoga zračenja. Nadalje, iz pokusa je poznato koliko energije je potrebno da u zraku nastane 1 par elektron-ion: 34 eV. Energija primarnoga zračenja doseže i do 10 eV. Energija primarnoga zračenja doseže i do 10 eV. Da energija elektrona naraste na iznos od 3 eV, moramo frekvenciju povećati na 11,66∙10 Hz. plastike koji blokiraju zračenje većih energija (preko nekoliko 100 eV). Budući da ulazni UV fotoni imaju energiju 5,5 eV, a izlazni fotoni vidljive svjetlosti oko 2,5 eV, tako se iskoristi samo 45% UV energije . Ako se energija neutrona smanji na energije manje od 1 eV, nazivaju se termičkim neutronima. Ako se energija neutrona smanji na energije manje od 1 eV, nazivaju se termičkim neutronima. Ako se energija neutrona smanji na energije manje od 1 eV, nazivaju se termičkim neutronima. Sekundarna emisija nastaje kada se energija iona, nestabilnih atoma ili ubrzanih elektrona (energije 10 do 20 eV) prenese na elektrone metalnih elektroda, koji nakon ulijetanja tih čestica na elektrodu izlaze u većem broju iz nje. To znači da je za jedan foton bljeska energije 2,8 eV potrebno utrošiti oko 21 eV. Obično se koriste energije od oko 70 eV. Njihova energija vezanja se mijenja od približno 1,5 eV do približno 6 eV, ovisno o metalu. Vrijednosti su Fermijevih energija materijala ispod desetak eV, na primjer za materijal bakar "E" (Cu) = 7 eV, za srebro "E" (Ag) = 5,5 eV. Ta emisija može biti također pobuđena elektronima energije 4,9 eV ili više. No neke se molekule teže ioniziraju nego helij, na primjer ionizacijska energija kisika O iznosi 50 eV, ozona O 11,7 eV, vode HO 12,6 eV. Emitirane vrijednosti energije stacionarnog stanja ovise o vrsti čestice, na primjer razlika između prvoga i drugoga stacionarnog stanja u vodikovu atomu je 13,6 eV, između drugoga i trećega 3,4 eV, između trećega i četvrtoga 1,51 eV. Pri toj reakciji energijom jednog termičkog neutrona, koja iznosi oko 0,03 eV oslobađa se ogromna količina energije od 200 eV, uz emisiju brzih neutrona. Iz toga slijedi da pri emisiji zračenja emitirajuća masa dobiva energiju uzmaka:

Prema tome, energija uzmaka je puno veća za nuklearne prijelaze ("E" ≈ 10 eV, "E" ≈ 10 eV), nego za prijelaze u elektronskim nivoima atoma ("E" ≈ 1 eV, "E" ≈ 10 eV). i ev. i ev. Marka ev. Ivan Ev. Energija kozmičkih zraka dostiže do 10 eV. Energija je toga zračenja reda 1000 eV, a preciznije poznavanje njegove energije i gustoće važno je pri izračunavanju kozmičkoga zračenja. Nadalje, iz pokusa je poznato koliko energije je potrebno da u zraku nastane 1 par elektron-ion: 34 eV. Energija primarnoga zračenja doseže i do 10 eV. Energija primarnoga zračenja doseže i do 10 eV. Da energija elektrona naraste na iznos od 3 eV, moramo frekvenciju povećati na 11,66∙10 Hz. plastike koji blokiraju zračenje većih energija (preko nekoliko 100 eV). Budući da ulazni UV fotoni imaju energiju 5,5 eV, a izlazni fotoni vidljive svjetlosti oko 2,5 eV, tako se iskoristi samo 45% UV energije . Ako se energija neutrona smanji na energije manje od 1 eV, nazivaju se termičkim neutronima. Ako se energija neutrona smanji na energije manje od 1 eV, nazivaju se termičkim neutronima. Ako se energija neutrona smanji na energije manje od 1 eV, nazivaju se termičkim neutronima. Sekundarna emisija nastaje kada se energija iona, nestabilnih atoma ili ubrzanih elektrona (energije 10 do 20 eV) prenese na elektrone metalnih elektroda, koji nakon ulijetanja tih čestica na elektrodu izlaze u većem broju iz nje. To znači da je za jedan foton bljeska energije 2,8 eV potrebno utrošiti oko 21 eV. Obično se koriste energije od oko 70 eV. Njihova energija vezanja se mijenja od približno 1,5 eV do približno 6 eV, ovisno o metalu. Vrijednosti su Fermijevih energija materijala ispod desetak eV, na primjer za materijal bakar "E" (Cu) = 7 eV, za srebro "E" (Ag) = 5,5 eV. Ta emisija može biti također pobuđena elektronima energije 4,9 eV ili više. No neke se molekule teže ioniziraju nego helij, na primjer ionizacijska energija kisika O iznosi 50 eV, ozona O 11,7 eV, vode HO 12,6 eV. Emitirane vrijednosti energije stacionarnog stanja ovise o vrsti čestice, na primjer razlika između prvoga i drugoga stacionarnog stanja u vodikovu atomu je 13,6 eV, između drugoga i trećega 3,4 eV, između trećega i četvrtoga 1,51 eV. Pri toj reakciji energijom jednog termičkog neutrona, koja iznosi oko 0,03 eV oslobađa se ogromna količina energije od 200 eV, uz emisiju brzih neutrona. Iz toga slijedi da pri emisiji zračenja emitirajuća masa dobiva energiju uzmaka:

Prema tome, energija uzmaka je puno veća za nuklearne prijelaze ("E" ≈ 10 eV, "E" ≈ 10 eV), nego za prijelaze u elektronskim nivoima atoma ("E" ≈ 1 eV, "E" ≈ 10 eV). i ev. i ev. Marka ev. Ivan Ev. Energija kozmičkih zraka dostiže do 10 eV. Energija je toga zračenja reda 1000 eV, a preciznije poznavanje njegove energije i gustoće važno je pri izračunavanju kozmičkoga zračenja. Nadalje, iz pokusa je poznato koliko energije je potrebno da u zraku nastane 1 par elektron-ion: 34 eV. Energija primarnoga zračenja doseže i do 10 eV. Energija primarnoga zračenja doseže i do 10 eV. Da energija elektrona naraste na iznos od 3 eV, moramo frekvenciju povećati na 11,66∙10 Hz. plastike koji blokiraju zračenje većih energija (preko nekoliko 100 eV). Budući da ulazni UV fotoni imaju energiju 5,5 eV, a izlazni fotoni vidljive svjetlosti oko 2,5 eV, tako se iskoristi samo 45% UV energije . Ako se energija neutrona smanji na energije manje od 1 eV, nazivaju se termičkim neutronima. Ako se energija neutrona smanji na energije manje od 1 eV, nazivaju se termičkim neutronima. Ako se energija neutrona smanji na energije manje od 1 eV, nazivaju se termičkim neutronima. Sekundarna emisija nastaje kada se energija iona, nestabilnih atoma ili ubrzanih elektrona (energije 10 do 20 eV) prenese na elektrone metalnih elektroda, koji nakon ulijetanja tih čestica na elektrodu izlaze u većem broju iz nje. To znači da je za jedan foton bljeska energije 2,8 eV potrebno utrošiti oko 21 eV. Obično se koriste energije od oko 70 eV. Njihova energija vezanja se mijenja od približno 1,5 eV do približno 6 eV, ovisno o metalu. Vrijednosti su Fermijevih energija materijala ispod desetak eV, na primjer za materijal bakar "E" (Cu) = 7 eV, za srebro "E" (Ag) = 5,5 eV. Ta emisija može biti također pobuđena elektronima energije 4,9 eV ili više. No neke se molekule teže ioniziraju nego helij, na primjer ionizacijska energija kisika O iznosi 50 eV, ozona O 11,7 eV, vode HO 12,6 eV. Emitirane vrijednosti energije stacionarnog stanja ovise o vrsti čestice, na primjer razlika između prvoga i drugoga stacionarnog stanja u vodikovu atomu je 13,6 eV, između drugoga i trećega 3,4 eV, između trećega i četvrtoga 1,51 eV. Pri toj reakciji energijom jednog termičkog neutrona, koja iznosi oko 0,03 eV oslobađa se ogromna količina energije od 200 eV, uz emisiju brzih neutrona. Iz toga slijedi da pri emisiji zračenja emitirajuća masa dobiva energiju uzmaka:

Prema tome, energija uzmaka je puno veća za nuklearne prijelaze ("E" ≈ 10 eV, "E" ≈ 10 eV), nego za prijelaze u elektronskim nivoima atoma ("E" ≈ 1 eV, "E" ≈ 10 eV). i ev. i ev. Marka ev. Ivan Ev. Energija kozmičkih zraka dostiže do 10 eV. Energija je toga zračenja reda 1000 eV, a preciznije poznavanje njegove energije i gustoće važno je pri izračunavanju kozmičkoga zračenja. Nadalje, iz pokusa je poznato koliko energije je potrebno da u zraku nastane 1 par elektron-ion: 34 eV. Energija primarnoga zračenja doseže i do 10 eV. Energija primarnoga zračenja doseže i do 10 eV. Da energija elektrona naraste na iznos od 3 eV, moramo frekvenciju povećati na 11,66∙10 Hz. plastike koji blokiraju zračenje većih energija (preko nekoliko 100 eV).