Осветлимо одређени метал фотонима енергије 2,1 eV. Под утицајем овога, из метала ће се ослободити фотоелектрони, чија ће енергија бити максимално 0,7 eV. Колику би енергију фотони светлости требало да имају, да би ослобођени електрони истог метала имали енергију од 1,4 eV?
Енергија фотона би требала бити 4,2 eV . Енергија фотона би требала бити 2,8 eV . Енергија фотона би требала бити 3,6 eV .
A B C
Будући да улазни УВ фотони имају енергију 5,5 -{eV}-, а излазни фотони видљиве светлости око 2,5 -{eV}-, тако се искористи само 45% УВ енергије. Ове честице имају енергију која варира од 10 eV до екстремних 10 eV ултра високо-енергетских космичких зрака. Следствено овоме, прва енергија јонизације елемента 122 би била мања од оне торијума (-{Th}-: 6,54 -{eV}-; -{Ubb}-: 5,6 -{eV}-), због веће лакоће јонизовања унбибијумовог него торијумовог . Код силицијума, та је енергија једнака 3,62 -{eV}- на собној темератури и 3,72 -{eV}- на 80 -{K}-. Ако се енергија неутрона смањи на енергије мање од 1 -{eV}-, називају се термичким неутронима. Енергија ковалентне везе у молекулу водоника -{H2}- је -4.48 -{eV}-. Кинетичка енергија електрона истргнутог из метала требало би да зависи од интензитета упадне светлости, јер би са повећањем интензитета упадне светлости електрону требало да се предаје више енергије. Измерена је и прва енергија јонизације торијума 1974. године и износи (6,08 ± 0,12) -{eV}-; док су новија мерења дала прецизније податке 6,3067 -{eV}-. Његов електронски афинитет требало би да буде 3,0 -{eV}-, допуштајући му да формира -{HUsu}-, аналогију водониковом халиду. Изолатори имају значајно шире енергијске процепе (9.0 eV за силицијум-диоксид; 5.47 eV за дијамант). Уколико би тотална енергија сва три типа неутрина превазилазила стандардних 50 -{eV}- по неутрину, било би много више масе у свемиру, те би се он урушио. Енергетски нивои у МЕХ-ППВ су 2,9 -{eV}- за ЛУМО и 5,3 -{eV}- за ХОМО, стварајући енергетски процеп од 2,4 -{eV}-. На пример, неопходно је само 13,6 -{eV}- да би се одвојио електрон у стационарном стању из атома водоника, у поређењу са 2,23 "милиона" -{eV}- за цепање језгра деутеријума. Део енергије зрачења се троши на кинетичку енергију узмаклог језгра па је енергија фотона, те отуда и фреквенција зрака, мања од оне коју би фотони имали да узмака нема. Због тога је у физици елементарних честица, где се маса и енергија користе као синоними, уобичајена употреба јединице eV/"c"² или још једноставније само eV за изражавање масе. Примарно космичко зрачење

Примарно космичко зрачење састоји се од честица врло високих енергија (до 10 eV). Распон енергије коју преносе креће се од 4,7 до 0,01 -{eV}-. Стандардни модел говори да сума маса неутрина мора бити мања од 0,3 -{eV}- (Губар, 2006.). Енергија 10 eV је око 1,6 × 10 J, што је типична енергија везе спољашњих електрона атома или органског молекула. Пошто су и брзина светлости c и таласна дужина сразмерни индексу преламања n, енергија фотона се не мења с променом n, и остаје једнака 1240/λ Ev (електронволти). У реалном случају, енергија од 100 -{eV}- која потиче од исталожених атома, распоредила би се и пренела на велики број атома (>од 1010), и не би дошло до мерљиве промене температуре. Као што је наведено горе, доњи део ултраљубичастог спектра, од 3 eV до око 10 eV, је нејонизујући. На пример, замислите симулацију раста бакарног филма на супстрату који садржи 500 атома и енергију од 100 -{eV}-. Такође се очекује да ће да буде мека Луисова киселина и да има Арландсов параметар мекоће близу 4 -{eV}-. Ова доказивања и детекције Супер-Камиокандеа показују да најтежи неутрино мора имати масу од око 0,05 -{eV}-, у крајњем случају не више од 0,3 -{eV}-. Будући да улазни УВ фотони имају енергију 5,5 -{eV}-, а излазни фотони видљиве светлости око 2,5 -{eV}-, тако се искористи само 45% УВ енергије. Ове честице имају енергију која варира од 10 eV до екстремних 10 eV ултра високо-енергетских космичких зрака. Следствено овоме, прва енергија јонизације елемента 122 би била мања од оне торијума (-{Th}-: 6,54 -{eV}-; -{Ubb}-: 5,6 -{eV}-), због веће лакоће јонизовања унбибијумовог него торијумовог . Код силицијума, та је енергија једнака 3,62 -{eV}- на собној темератури и 3,72 -{eV}- на 80 -{K}-. Ако се енергија неутрона смањи на енергије мање од 1 -{eV}-, називају се термичким неутронима. Енергија ковалентне везе у молекулу водоника -{H2}- је -4.48 -{eV}-. Кинетичка енергија електрона истргнутог из метала требало би да зависи од интензитета упадне светлости, јер би са повећањем интензитета упадне светлости електрону требало да се предаје више енергије. Измерена је и прва енергија јонизације торијума 1974. године и износи (6,08 ± 0,12) -{eV}-; док су новија мерења дала прецизније податке 6,3067 -{eV}-. Његов електронски афинитет требало би да буде 3,0 -{eV}-, допуштајући му да формира -{HUsu}-, аналогију водониковом халиду. Изолатори имају значајно шире енергијске процепе (9.0 eV за силицијум-диоксид; 5.47 eV за дијамант). Уколико би тотална енергија сва три типа неутрина превазилазила стандардних 50 -{eV}- по неутрину, било би много више масе у свемиру, те би се он урушио. Енергетски нивои у МЕХ-ППВ су 2,9 -{eV}- за ЛУМО и 5,3 -{eV}- за ХОМО, стварајући енергетски процеп од 2,4 -{eV}-. На пример, неопходно је само 13,6 -{eV}- да би се одвојио електрон у стационарном стању из атома водоника, у поређењу са 2,23 "милиона" -{eV}- за цепање језгра деутеријума. Део енергије зрачења се троши на кинетичку енергију узмаклог језгра па је енергија фотона, те отуда и фреквенција зрака, мања од оне коју би фотони имали да узмака нема. Због тога је у физици елементарних честица, где се маса и енергија користе као синоними, уобичајена употреба јединице eV/"c"² или још једноставније само eV за изражавање масе. Примарно космичко зрачење

Примарно космичко зрачење састоји се од честица врло високих енергија (до 10 eV). Распон енергије коју преносе креће се од 4,7 до 0,01 -{eV}-. Стандардни модел говори да сума маса неутрина мора бити мања од 0,3 -{eV}- (Губар, 2006.). Енергија 10 eV је око 1,6 × 10 J, што је типична енергија везе спољашњих електрона атома или органског молекула. Пошто су и брзина светлости c и таласна дужина сразмерни индексу преламања n, енергија фотона се не мења с променом n, и остаје једнака 1240/λ Ev (електронволти). У реалном случају, енергија од 100 -{eV}- која потиче од исталожених атома, распоредила би се и пренела на велики број атома (>од 1010), и не би дошло до мерљиве промене температуре. Као што је наведено горе, доњи део ултраљубичастог спектра, од 3 eV до око 10 eV, је нејонизујући. На пример, замислите симулацију раста бакарног филма на супстрату који садржи 500 атома и енергију од 100 -{eV}-. Такође се очекује да ће да буде мека Луисова киселина и да има Арландсов параметар мекоће близу 4 -{eV}-. Ова доказивања и детекције Супер-Камиокандеа показују да најтежи неутрино мора имати масу од око 0,05 -{eV}-, у крајњем случају не више од 0,3 -{eV}-. Будући да улазни УВ фотони имају енергију 5,5 -{eV}-, а излазни фотони видљиве светлости око 2,5 -{eV}-, тако се искористи само 45% УВ енергије. Ове честице имају енергију која варира од 10 eV до екстремних 10 eV ултра високо-енергетских космичких зрака. Следствено овоме, прва енергија јонизације елемента 122 би била мања од оне торијума (-{Th}-: 6,54 -{eV}-; -{Ubb}-: 5,6 -{eV}-), због веће лакоће јонизовања унбибијумовог него торијумовог . Код силицијума, та је енергија једнака 3,62 -{eV}- на собној темератури и 3,72 -{eV}- на 80 -{K}-. Ако се енергија неутрона смањи на енергије мање од 1 -{eV}-, називају се термичким неутронима. Енергија ковалентне везе у молекулу водоника -{H2}- је -4.48 -{eV}-. Кинетичка енергија електрона истргнутог из метала требало би да зависи од интензитета упадне светлости, јер би са повећањем интензитета упадне светлости електрону требало да се предаје више енергије. Измерена је и прва енергија јонизације торијума 1974. године и износи (6,08 ± 0,12) -{eV}-; док су новија мерења дала прецизније податке 6,3067 -{eV}-. Његов електронски афинитет требало би да буде 3,0 -{eV}-, допуштајући му да формира -{HUsu}-, аналогију водониковом халиду. Изолатори имају значајно шире енергијске процепе (9.0 eV за силицијум-диоксид; 5.47 eV за дијамант). Уколико би тотална енергија сва три типа неутрина превазилазила стандардних 50 -{eV}- по неутрину, било би много више масе у свемиру, те би се он урушио. Енергетски нивои у МЕХ-ППВ су 2,9 -{eV}- за ЛУМО и 5,3 -{eV}- за ХОМО, стварајући енергетски процеп од 2,4 -{eV}-. На пример, неопходно је само 13,6 -{eV}- да би се одвојио електрон у стационарном стању из атома водоника, у поређењу са 2,23 "милиона" -{eV}- за цепање језгра деутеријума. Део енергије зрачења се троши на кинетичку енергију узмаклог језгра па је енергија фотона, те отуда и фреквенција зрака, мања од оне коју би фотони имали да узмака нема. Због тога је у физици елементарних честица, где се маса и енергија користе као синоними, уобичајена употреба јединице eV/"c"² или још једноставније само eV за изражавање масе. Примарно космичко зрачење

Примарно космичко зрачење састоји се од честица врло високих енергија (до 10 eV). Распон енергије коју преносе креће се од 4,7 до 0,01 -{eV}-. Стандардни модел говори да сума маса неутрина мора бити мања од 0,3 -{eV}- (Губар, 2006.). Енергија 10 eV је око 1,6 × 10 J, што је типична енергија везе спољашњих електрона атома или органског молекула. Пошто су и брзина светлости c и таласна дужина сразмерни индексу преламања n, енергија фотона се не мења с променом n, и остаје једнака 1240/λ Ev (електронволти). У реалном случају, енергија од 100 -{eV}- која потиче од исталожених атома, распоредила би се и пренела на велики број атома (>од 1010), и не би дошло до мерљиве промене температуре. Као што је наведено горе, доњи део ултраљубичастог спектра, од 3 eV до око 10 eV, је нејонизујући. На пример, замислите симулацију раста бакарног филма на супстрату који садржи 500 атома и енергију од 100 -{eV}-. Такође се очекује да ће да буде мека Луисова киселина и да има Арландсов параметар мекоће близу 4 -{eV}-. Ова доказивања и детекције Супер-Камиокандеа показују да најтежи неутрино мора имати масу од око 0,05 -{eV}-, у крајњем случају не више од 0,3 -{eV}-.