ZVIJEZDE 2 dio Izvori svjetlosti i spektar Spektroskop

ZVIJEZDE (2. dio)

Izvori svjetlosti i spektar Spektroskop – uređaj koji svjetlost koja u njega ulazi rastavlja u spektar. Postoje spektroskopi s optičkom prizmom i spektroskopi s optičkom rešetkom. � Svaka boja svjetlosti ima drugačiju valnu duljinu. � Valne duljine spektra bijele svjetlosti su od 0, 4 - 0, 8 μm � ( ljubičasta modra , plava , zelena. žuta , narančasta , crvena ). �

Spektrografi

Spektri

Linijski spektri vodik litij živa Spektralna analiza Kontinuirani spektri

Apsorpcijski spektri vodik Apsorpcijski spektar Sunca Balmerova empirijska formula (1885. ) : , n = 3, 4, 5, 6 R = 1, 097 107 m-1 - Rydbergova konstanta

-Spektri zvijezda nisu kontinuirani (neprekinuti) već apsorpcijski. U obojenoj pozadini vidi se mnoštvo tamnih spektralnih linija( Fraunhoferove linije ). -U laboratoriju zagrijani plin daje zračenje koje se u spektroskopu vodi da se sastoji samo od određenog broja emisijskih linija karakterističnih za pojedini plin. Takav spektar daju i svjetleće međuzvjezdane maglice. -Svaka vrsta atoma može izračiti samo zračenje određenih valnih duljina , a samo takva može i apsorbirati. -Iz spektara zvijezda se može saznati kemijski sastav nje i njene atmosfere. -Sunce : oko 75 % vodika , 25% helija , oko 1 % svih ostalih elemenata. Slično vrijedi za cijeli svemir. -Ne zrače sve zvijezde jednako na svim valnim duljinama. Nisu jednake temperature.

Wienov zakon Boja zvijezde ovisi o temperaturi zvijezde. Wienov zakon : λm· T = C λm – valna duljina svjetlosti na kojoj je zračenje najintenzivnije T - termodinamička temperatura (zvijezde) C = 2, 898· 10 -3 m ·K

Blackbody Curves and Filters Eyplorer

Spektralni razredi zvijezda Crvene zvijezde su niže površinske temperature od modrih zvijezda. Zvjezdani spektri su razvrstani u razrede , označene slovima : Oh Be A Fine Girl , Kiss Me ( o budi dobra djevojko , poljubi me ) Udesno u nizu opada temperatura zvijezda. „Raniji” razredi : O , B , A „Kasniji” razredi : K i M Razredi su podijeljeni od podrazrede : 0 , 1, 2, …, 9. Sunce je G 2 razreda.

Klasifikacija zvjezdanih spektara

Hetzsprung-Russelov Diagram Explorer

Spectroscopic Parallax Simulator

Polumjer zvijezde (R)

Dopllerov učinak -pojava koja se zapaža kao promjena frekvencije ( tj. valne duljine) vala zbog relativnog gibanja izvora vala i opažača. -pri približavanju izvora i opažača opažač registrira veću frekvenciju (manju valnu duljinu) od frekvencije emitiranog vala -pri udaljavanju izvora i opažača opažač registrira manju frekvenciju ( veću valnu duljinu) od frekvencije emitiranog vala

Zakonitost : f 0 – frekvencija vala koju registrira opažač fi – frekvencija vala kakvu emitira izvor vala v- brzina vala v 0 – brzina gibanja opažača vi – brzina gibanja izvora vala Za elektromagnetsko zračenje je : v = c = 3 · 108 m·s-1 Zakonitost se pomoću izraza : v=λ·f može izraziti i pomoću valne duljine zračenja.

Pomak linija u spektrima zvijezda U spektrima zvijezda zapaža se pomak spektralnih linija što ukazuje na njihovo gibanje u odnosu na nas. Pomak linija prema ljubičastom dijelu spektra - > približavanje Pomak linija prema crvenom dijelu spektra - > udaljavanje Iz spektra treba izmjeriti pomak valne duljine (Δλ ) pa se može izračunati relativnu brzinu zvijezde u odnosu na nas. Vrijedi : Δλ / λ 0 = vr / c

z = vr / c E. Hubble – 1929. otkrio pomak prema crvenom (Dopplerov efekt za svjetlost) - nerelativistički (kao za zvuk): z = (λ – λo) / λo = vr / c - relativistički ( v > 0, 1 c): Iz njega se može izvesti : v = ( z + 1 )2 – 1 / ( z + 1 )2 + 1

Širenje svemira - Hubbleov zakon relativno udaljavanje galaktika Hubbleov zakon v = Hr širenje svemira = razmicanje prostora

Zašto svijetle međuzvjezdane maglice ? Jedna ili više zvijezda unutar maglice obasjava plinovitu tvar , zagrijava ju pa i ona vidljivo svijetli. Međuzvjezdane maglice su katalogizirane u Messiarovom katalogu. Primjeri : M 1 maglica Rakovica u zviježđu Bika M 57 prstenasta maglica u Liri M 42 Velika Orionova maglica <- na slici je difuzna maglica u Zmiji zvana Orao ( u njoj je smješten skup mladih zvijezda )

Maglice M 42 M 57

Maglica svijetli

Hydrogen Atom Simulator

Svijetljenje maglice može biti izazvano : 1. fotoionizacijom , 2. sudarima slobodnih elektrona i atoma , 3. fluorescencijom. Pod 1) Zračenje obližnje zvijezde ionizira atome maglice. Elektroni atoma mogu od fotona svjetlosti dobiti dovoljno energije da napuste atom (fotoionizacija ). U početnom plinu od sporih neutralnih atoma dobiva se ionizirane atome velikih brzina i tu su i oslobođeni elektroni ( vrući elektronski plin ). / U 1 cm 3 ioniziranog plina ima oko 106 atoma i slobodnih elektrona. Temperatura je oko 104 K /. Uz proces fotoionizacije u maglicama se odvija i suprotni proces – rekombinacija. U sudaru elektrona sa ioniziranim atomima atom se neutralizira uz oslobađanje energije u obliku svjetlosti. Pod 2) Neki sudari elektrona s atomima su neelastični. Povećava se unutarnja energija atoma. Emitirajući zračenje atom se vraća u osnovno stanje. Pod 3) Fotoni koji nemaju dovoljno energije da ioniziraju atome mogu atom dovesti u pobuđeno stanje. Elektron koji je apsorbirao foton samo privremeno prelazi u višu energetsku razinu atoma , a potom se emitirajući foton vraća u osnovno stanje (fluorescencija ).

Maglica se hladi Kada se središnja zvijezda maglice istroši maglica i ta zvijezda nestaje iz vida. Taj događaj se registrira tek nakon stotina tisuća godina ! Međuzvjezdani plin oko nekih zvijezda se ne vidi ako je zvijezda ne daje fotone dovoljne energije za ionizaciju atoma plina. Međuzvjezdane maglice : HII područje -> T > 30000 K ; ioniziran samo vodik He. II područje -> T >80000 K ; jednostruka ionizacija He He. III područje -> T > 150000 K ; dvostruka ionizacija He

Maglica Orao

Omega maglica

Maglica Mačje oko

Maglica Konjska glava

Razmotri : 1. Koja je korist od apsolutne zvjezdane veličine ? 2. U čemu je razlika između emisijskih i apsorpcijskih spektralnih linija ? 3. O čemu ovisi Dopplerov učinak u spektrima svemirskih tijela ? 4. Kako teče energija od zvijezde do svjetleće međuzvjezdane maglice i dalje ?