Analiza spektralna widma gwiezdnego

Transkrypt

1 Analiza spektralna widma gwiezdnego JG &WJ 13 kwietnia 2007

2 Wprowadzenie

3 Wprowadzenie- światło- podstawowe źródło informacji

4 Wprowadzenie- światło- podstawowe źródło informacji

5 Wprowadzenie- światło- podstawowe źródło informacji

6 Wprowadzenie Co dają nam badania widma gwiazdowego? Możemy stwierdzić z jakich pierwiastków składa się gwiazda,mgławica

7 Wprowadzenie Co dają nam badania widma gwiazdowego? Możemy stwierdzić z jakich pierwiastków składa się gwiazda,mgławica Możemy oszacować temperaturę gwiazdy

8 Wprowadzenie Co dają nam badania widma gwiazdowego? Możemy stwierdzić z jakich pierwiastków składa się gwiazda,mgławica Możemy oszacować temperaturę gwiazdy Możemy wykryć większe planety orbitujące gwiazdę

9 Wprowadzenie Co dają nam badania widma gwiazdowego? Możemy stwierdzić z jakich pierwiastków składa się gwiazda,mgławica Możemy oszacować temperaturę gwiazdy Możemy wykryć większe planety orbitujące gwiazdę Oszacować jej rozmiary i moc

10 Wprowadzenie Co dają nam badania widma gwiazdowego? Możemy stwierdzić z jakich pierwiastków składa się gwiazda,mgławica Możemy oszacować temperaturę gwiazdy Możemy wykryć większe planety orbitujące gwiazdę Oszacować jej rozmiary i moc I obserwować zachowanie samej gwiazdy

11 Badanie temperatury gwiazdy- ciało doskonale czarne Definicja Ciało doskonale czarne to ciało całkowicie absorbujące padające na nie promieniowanie. Widmo promieniowanie EM emitowanego przez c.d.c zależy tylko i wyłącznie od jego temperatury: λ max = b T (1) λ max-długoścfalidlaktórejnatężenienajwiększe b-staławiena, m K T- temperatura ciała Wniosek Im wyższa temperatura tym mniejsza długość fali, dla której natężenie promieniowania ma największą wartość

12 Krzywe Plancka Rysunek: Krzywe Plancka dla ciał doskonale czarnych o różnych temperaturach Długość fali której natężenie dominuje zależy od temperatury

13 Krzywe Plancka Rysunek: Krzywe Plancka dla ciał doskonale czarnych o różnych temperaturach Długość fali której natężenie dominuje zależy od temperatury Całkowita moc(pole pod wykresem) rośnie wykładniczo w stosunku do temperatury

14 Krzywe Plancka Rysunek: Krzywe Plancka dla ciał doskonale czarnych o różnych temperaturach Długość fali której natężenie dominuje zależy od temperatury Całkowita moc(pole pod wykresem) rośnie wykładniczo w stosunku do temperatury Kolor gwiazdy daje nam informację o temperaturze

15 Konsekwencje prawa Wiena Rysunek: Jak zależy kolor gwiazdy od jej temperatury

16 Temperatura Słońca

17 Spektrum słońca Krzywa bardzo zbliżona do krzywej Plancka odpowiadającej c.d.cot=5777k

18 Badanie temperatury gwiazdy ZprawaWiena: T = b = m K λ max m =5760K (2) Wniosek Do badania temperatury gwiazdy używa się analizy jej widma

19 Badanie mocy gwiazdy- prawo Stefana-Boltzmanna Prawo Ilość energii wypromieniowywanej przez jednostkę powierzchni ciała doskonale czarnego w jednostce czasu jest proporcjonalna do czwartej potęgi jego temperatury P- moc promieniowania ciała P =σt 4 S (3) σ-stałastefana-boltzmanna = W m 2 K 4 T- temperatura ciała S- pole powierzchni ciała Wniosek Gwiazda dwa razy gorętsza będzie wytwarzała 16 razy więcej energii, będzie 16 razy jaśniejsza

20 Rozchodzenie się światła Prawo Obserwowana jasność kulistego źródła światła jest odwrotnie proporcjonalna do kwadratu odległości od tego źródła b = b- obserwowana jasność źródła L-mocźródła d-odległośćodźródła S- pole powierzchni ciała L 4πd 2 (4)

21 Badanie mocy gwiazdy L =b4πd 2 (5) L =4πR 2 T 4 (6) b-jasność d-odległość R-promień Wniosek Z prawa SB i prawa rozchodzenia się światła możemy wyznaczyć (znając odległość do gwiazdy) zarówno jej moc jak i wielkość. Promień w promieniach słońca: R ( ) ( T slonca L R slonca T )2 (7) L slonca

22 Badanie mocy gwiazdy II Dla ciągu głównego: R M 3 4 (8) L M 4 (9)

23 Badanie składu chemicznego gwiazdy- linie absorpcyjne Spadki natężenia światła przy niektórch długościach fal

24 Linie absorpcyjne(linie Fraunhofera) Fakt Przy przechodzeniu przez górne warstwy atmosfery słońca, niektóre częstotliwości fal są rozpraszane. To powoduje powstawanie lniii absorpcyjnych na widmie słońca. Linie absorpcyjne widma słonecznego nazywamy liniami Fraunhofera na cześć odkrywcy. Rysunek: Widmo słońca

25 Jak powstają linie absorpcyjne I Dla wodoru rzecz została zbadana przez Johanna Balmera, a później Johanna Rydberga, lecz kompletny model opisujący zachowanie atomu przedstawił Niels Bohr. Foton(o konkretnej długości fali) zderza się z elektronem i przekazuje mu swoją energię(co unicestwia sam foton).

26 Jak powstają linie absorpcyjne II Elektron prawie natychmiast emituje nowy foton o energii równej: E fotonu =hν =E 2 E 1 Pochłaniane są tylko niektóre długości fal, zależnie od budowy atomu. Dla każdego pierwiastka istnieje identyfikujący go zestaw linii absorpcyjnych

27 Badanie składu chemicznego gwiazdy

28 Trzy prawa Kirchhoffa dla spektrografii Prawo Gorące ciało stałe wytwarza ciągłe widmo Gorący, rzadki gaz wytwarza widmo z liniami spektralnymi w konkretnych długościach fali Gorące ciało stałe otoczone chłodnym(chłodniejszym niż ciało) rzadkim gazem wytwarza widmo zawierające linie absorpcyjne

29 Prawa Kirchhoffa II Rysunek: widmo ciągłe Rysunek: pasma absorpcyjne Rysunek: pasma emisyjne Pasma nie muszą leżeć w przedziale nm

30 Pasma absorpcyjne a pasma emisyjne Fakt To, czy uda nam się zaobserwować pasma emisyjne czy absopcyjne zależy od naszego położenia względem źródła światła.

31 Mgławica emisyjna I

32 Mgławica emisyjna II

33 Widmo emisyjne II

34 Widmo emisyjne III

35 Badanie prędkości gwiazdy Linie absorpcyjne pozwalają nam mierzyć prędkość gwiazdy używając znajomości efektu Dopplera Można tym sposobem również wyznaczyć masę gwiazdy(w systemie podwójnym) Masa gwiazd może być wyznaczona z ich prędkości i odległości między nimi korzystając z praw grawitacji Newtona

36 Badanie prędkości gwiazdy Najpopularniejsza metoda wyliczania prędkości gwiazd Problemem jest nachylenie płaszczyzny orbity w stosunku do obserwatora

37 Wykrywanie planet Na podstawie znajomości ruchu gwiazdy możemy wnioskować o istnieniu obiektów wywierających wpływ grawitacyjny na gwiazdę

38 Wykrywanie planet II

39 Podsumowanie Jak bada się gwiazdy? Znajdujemy odległość od gwiazdy(paralaksę) Wyliczamy temperaturę na podstawie widma gwiazdy Używamy temperatury i zmierzonej jasności do wyznaczenia mocy gwiazdy Na podstawie mocy wyliczamy promień gwiazdy

40 Koniec...Pytania?

41 Dlaczego ludzie nie świecą? Dla człowieka: λ max = b T = m K K µm (10) Rysunek: Świecą! tylko w podczerwieni

42 Dlaczego ludzie nie świecą? II Rysunek: Mapa termiczna człowieka

43 Ciekawostki- SIM PlanetQuest SIM- Space Interferometry Mission Misja NASA przewidziana na kwiecień 2015(przesunięta z 2011) Nowy, największy/najbardziej zaawansowany teleskop pozaziemski. Wykorzystuje interferometrię(2 teleskopy) Ustalanie mas gwiazd Wykrywanie planet( dokładność do milionowej sekundy łuku )-250gwiazd Pozwoli wykryć mniej masywne planety(typu ziemskiego)

44 SIM

45 Słońce