Kolorowy Wszechświat część I

Podobne dokumenty
Analiza spektralna widma gwiezdnego

PODSTAWY BARWY, PIGMENTY CERAMICZNE

Fotometria i kolorymetria

Jaki kolor widzisz? Doświadczenie pokazuje zjawisko męczenia się receptorów w oku oraz istnienie barw dopełniających. Zastosowanie/Słowa kluczowe

Skala jasności w astronomii. Krzysztof Kamiński

Wstęp do astrofizyki I

Akwizycja obrazów. Zagadnienia wstępne

Wielkości gwiazdowe. Systematyka N.R. Pogsona, który wprowadza zasadę, że różniaca 5 wielkości gwiazdowych to stosunek natężeń równy 100

Wstęp do astrofizyki I

Teoria światła i barwy

Wprowadzenie do technologii HDR

Widmo promieniowania

I. PROMIENIOWANIE CIEPLNE

Zmysły. Wzrok Węch Dotyk Smak Słuch Równowaga?

Zarządzanie barwą w fotografii

OP6 WIDZENIE BARWNE I FIZYCZNE POCHODZENIE BARW W PRZYRODZIE

Spektroskop, rurki Plückera, cewka Ruhmkorffa, aparat fotogtaficzny, źródło prądu

Wyznaczanie długości fali świetlnej za pomocą spektrometru siatkowego

Wyznaczanie zależności współczynnika załamania światła od długości fali światła

autor: Włodzimierz Wolczyński rozwiązywał (a)... ARKUSIK 39 ATOM WODORU. PROMIENIOWANIE. WIDMA TEST JEDNOKROTNEGO WYBORU

Fotometria 1. Systemy fotometryczne.

LABORATORIUM OPTYKA GEOMETRYCZNA I FALOWA

Pojęcie Barwy. Grafika Komputerowa modele kolorów. Terminologia BARWY W GRAFICE KOMPUTEROWEJ. Marek Pudełko

Dzień dobry. Miejsce: IFE - Centrum Kształcenia Międzynarodowego PŁ, ul. Żwirki 36, sala nr 7

Tajemnice koloru, część 1

Dlaczego niebo jest niebieskie?

Promieniowanie cieplne ciał.

Pracownia fizyczna dla szkół

BADANIE INTERFEROMETRU YOUNGA

Kwantowe własności promieniowania, ciało doskonale czarne, zjawisko fotoelektryczne zewnętrzne.

BARWA. Barwa postrzegana opisanie cech charakteryzujących wrażenie, jakie powstaje w umyśle;

O3. BADANIE WIDM ATOMOWYCH

WYKŁAD 14 PODSTAWY TEORII BARW. Plan wykładu: 1. Wrażenie widzenia barwy. Wrażenie widzenia barwy Modele liczbowe barw

Fotometria i kolorymetria

Zastosowanie filtrów w astronomii amatorskiej

Fizyczne Metody Badań Materiałów 2

Przetwarzanie obrazów wykład 1. Adam Wojciechowski

Współczesne metody badań instrumentalnych

Optyka stanowi dział fizyki, który zajmuje się światłem (także promieniowaniem niewidzialnym dla ludzkiego oka).

MODELE KOLORÓW. Przygotował: Robert Bednarz

Wyznaczanie długości fali świetlnej metodą pierścieni Newtona

Dodatek B - Histogram

Prawo Bragga. Różnica dróg promieni 1 i 2 wynosi: s = CB + BD: CB = BD = d sinθ

Fotometria i kolorymetria

FOTOMETRIA OBIEKTÓW PUNKTOWYCH Z UŻYCIEM PROGRAMU SalsaJ

Adam Korzeniewski p Katedra Systemów Multimedialnych

ANALIZA SPEKTRALNA I POMIARY SPEKTROFOTOMETRYCZNE. Instrukcja wykonawcza

Fotometria i kolorymetria

Co to jest współczynnik oddawania barw?

WYKŁAD 11. Kolor. fiolet, indygo, niebieski, zielony, żółty, pomarańczowy, czerwony

SCENARIUSZ LEKCJI BIOLOGII Z WYKORZYSTANIEM FILMU. Skąd biorą się kolory?.

17. Który z rysunków błędnie przedstawia bieg jednobarwnego promienia światła przez pryzmat? A. rysunek A, B. rysunek B, C. rysunek C, D. rysunek D.

Metody badania kosmosu

- 1 - OPTYKA - ĆWICZENIA

BADANIE PROMIENIOWANIA CIAŁA DOSKONALE CZARNEGO

II. Badanie charakterystyki spektralnej źródła termicznego promieniowania elektromagnetycznego

PODSTAWY TEORII BARW

GWIEZDNE INTERFEROMETRY MICHELSONA I ANDERSONA

Efekt fotoelektryczny

Wyznaczenie długości fali świetlnej metodą pierścieni Newtona

Gwiazdy zmienne. na przykładzie V729 Cygni. Janusz Nicewicz

Współczesne metody badań instrumentalnych

Temat: Budowa i działanie narządu wzroku.

BADANIA WYŚWIETLACZY TELEFONÓW

Badanie własności półprzewodnikowych diod świecących

ZJAWISKA KWANTOWO-OPTYCZNE

Pod wpływem enzymów forma trans- retinalu powraca do formy cis- i powoli, w ciemności, przez łączenie się z opsyną, następuje resynteza rodopsyny.

Tworzenie obrazu w aparatach cyfrowych

Spektroskopia molekularna. Ćwiczenie nr 1. Widma absorpcyjne błękitu tymolowego

LXI Olimpiada Astronomiczna 2017/2018 Zadania z zawodów III stopnia

Odległości Do Gwiazd

Komunikacja Człowiek-Komputer

WFiIS. Wstęp teoretyczny:

Ćwiczenie nr 34. Badanie elementów optoelektronicznych

Przenośne urządzenia pomiarowe Nowy spectro-guide...59 Color-guide do małych detali...64 Color-guide do proszków... 64

Ćwiczenie 12 (44) Wyznaczanie długości fali świetlnej przy pomocy siatki dyfrakcyjnej

7. Wyznaczanie poziomu ekspozycji

Jeden z narządów zmysłów. Umożliwia rozpoznawanie kształtów, barw i ruchów. Odczytuje moc i kąt padania światła. Bardziej wyspecjalizowanie oczy

1 Źródła i detektory. I. Badanie charakterystyki spektralnej nietermicznych źródeł promieniowania elektromagnetycznego

Dyfrakcja. interferencja światła. dr inż. Romuald Kędzierski

Białe jest piękne. Światło białe wytwarzane przez same diody LED.

Odległość mierzy się zerami

ZDALNA REJESTRACJA POWIERZCHNI ZIEMI

Do opisu kolorów używanych w grafice cyfrowej śluzą modele barw.

WYZNACZANIE DŁUGOŚCI FALI ŚWIETLNEJ ZA POMOCĄ SIATKI DYFRAKCYJNEJ

Efekt Dopplera. dr inż. Romuald Kędzierski

Stanowisko do pomiaru fotoprzewodnictwa

LIV Olimpiada Astronomiczna 2010 / 2011 Zawody III stopnia

41P6 POWTÓRKA FIKCYJNY EGZAMIN MATURALNYZ FIZYKI I ASTRONOMII - V POZIOM PODSTAWOWY

OCENA PRZYDATNOŚCI FARBY PRZEWIDZIANEJ DO POMALOWANIA WNĘTRZA KULI ULBRICHTA

Optyka. Wykład IX Krzysztof Golec-Biernat. Optyka geometryczna. Uniwersytet Rzeszowski, 13 grudnia 2017

Rys. 1 Interferencja dwóch fal sferycznych w punkcie P.

Cel wykładu. Detekcja światła. Cel wykładu. Światło. Sebastian Maćkowski

Ćwiczenie Nr 11 Fotometria

Jak zrobić za pomocą programu SALSA-J kolorowy obrazek, mając trzy zdjęcia w barwach podstawowych?

OPTYKA GEOMETRYCZNA I INSTRUMENTALNA

UNIWERSYTET SZCZECIŃSKI INSTYTUT FIZYKI ZAKŁAD FIZYKI CIAŁA STAŁEGO. Ćwiczenie laboratoryjne Nr.2. Elektroluminescencja

= e. m λ. Temat: BADANIE PROMIENNIKÓW PODCZERWIENI. 1.Wiadomości podstawowe

Stanowisko do badania zjawiska tłumienia światła w ośrodkach materialnych

Zanieczyszczenie Światłem

Transkrypt:

Kolorowy Wszechświat część I Bartłomiej Zakrzewski Spoglądając w pogodną noc na niebo, łatwo możemy dostrzec, że gwiazdy (przynajmniej te najjaśniejsze) różnią się między sobą kolorami. Wśród nich znajdziemy takie, które mają odcień czerwony, pomarańczowy, żółty, biały lub białoniebieski. Co jest przyczyną różnicy w kolorach gwiazd? Gwiazda to kula gorącego, częściowo zjonizowanego gazu (plazmy) o temperaturze powierzchniowej pomiędzy około 3000 K a 50 000 K. Związek między natężeniem promieniowania emitowanego z powierzchni gwiazdy a długością fali opisuje prawo Plancka (rys. 1) (w tej części rozważań nie będziemy uwzględniać efektów związanych z obecnością linii absorpcyjnych lub emisyjnych w widmie promieniowania). Rys. 1. Krzywe Plancka dla gwiazd o różnych temperaturach Dla gwiazd o różnych temperaturach rozkład natężenia promieniowania, opisywany prawem Plancka, wygląda różnie, ale w każdym przypadku funkcja, która go opisuje, przyjmuje dla pewnej długości fali λ max wartość maksymalną (dla tej długości fali gwiazda emituje największą ilość energii). Dla niskich temperatur maksimum to przypada w długofalowej (podczerwonej lub czerwonej) części widma. Wraz ze wzrostem temperatury maksimum funkcji Plancka przesuwa się w stronę fal krótszych (aż do ultrafioletu). Możemy z tego wyciągnąć prosty wniosek, że gwiazdy chłodne powinny mieć kolor czerwony lub pomarańczowy, gorące żółty, najgorętsze, widoczne w zakresie optycznym niebieski. Sytuację tę ilustrują rysunki 2a i 2b. Z porównania krzywej Plancka dla gwiazdy, dla której λ max przypada w pobliżu 550 nm, z układem barw, jaki oglądamy w tęczy lub w smudze światła białego rozszczepionego przez pryzmat (analogicznie strona 1/6

Rys. 2a. Krzywa Plancka dla gwiazdy czerwonej Rys. 2b. Krzywa Plancka dla gwiazdy niebieskiej do rys. 2), wynika, że taka gwiazda powinna mieć kolor zielony. Obserwując nocne niebo, łatwo możemy jednak zauważyć, że gwiazd zielonych nie ma, natomiast wiele gwiazd ma kolor biały. Jak można wyjaśnić ten paradoks? Barwa obserwowanej przez nas gwiazdy zależy nie tylko od widma (rozkładu natężenia) emitowanego przez nią światła, ale także od sposobu, w jaki oko światło to odbiera. W związku z tym zapoznajmy się nieco bardziej szczegółowo z budową ludzkiego oka. Elementami światłoczułymi w oku są dwa typy receptorów: czopki i pręciki, z których zbudowana jest siatkówka znajdująca się na dnie gałki ocznej. Przy dużym natężeniu oświetlenia główną funkcję pełnią czopki. Istnieją trzy rodzaje czopków. Dla każdego z nich maksima czułości przypadają w różnych zakresach długości fali (rys. 3). Umożliwia to rozróżnianie barw. Łącząc wykres prezentujący absorpcję światła w czopkach z wykresem krzywej Plancka opisującej emisję światła z powierzchni gwiazdy, można uzyskać odpowiedź na postawione wcześniej pytanie. W widmie gwiazd gorących jest mało światła czerwonego. Z tego powodu czopki aktywne w tym zakresie są nieco nieoświetlone i taką gwiazdę widzimy jako niebieskawą (rys. 4a). Odwrotna sytuacja ma miejsce w przypadku obserwacji gwiazdy chłodnej. Niewielka ilość światła w krótkofalowej części widma powoduje, że na czopki niebieskie pada mniej światła w porównaniu z pozostałymi. Tego rodzaju gwiazda ma kolor pomarańczowy lub czerwony (rys. 4b). Szczególna sytuacja występuje w przypadku gwiazd o temperaturze ok. 6000 K. Wtedy krzywa Plancka obejmie zakres absorpcji wszystkich trzech rodzajów czopków, co oznacza, że do mózgu będzie docierać informacja o jednakowym oświetleniu siatkówki Rys. 3. Krzywe absorpcji światła dla czopków strona 2/6

Rys. 4a Rys. 4b Rys. 4c Rys. 4. Mechanizm rejestrowania przez oko różnych barw, w zależności od temperatury gwiazdy światłem w każdej barwie (rys. 4c). Taka gwiazda powinna być widoczna jako biała. Wyniki tych rozważań w pełni zgadzają się z tym, jak odbieramy barwę ciała doskonale czarnego w zależności od jego temperatury. Ilustruje to rysunek 5. W rzeczywistości rozkład natężenia światła w widmie gwiazd nie jest w pełni zgodny z krzywą opisywaną prawem Plancka, więc wyznaczenie wartości λ max dla widma niektórych gwiazd jest bardzo trudne. Dla gwiazd widocznych jako białe temperatura na powierzchni (wyznaczona z natężenia obserwowanych linii widmowych) wynosi ok. 9000 K. Odpowiadającą jej wartość λ max równą 320 nm można Rys. 5. Obserwowana barwa ciała doskonale czarnego dla różnych temperatur Źródło: Wikimedia Commons strona 3/6

obliczyć, korzystając z prawa Wiena. W przypadku Słońca λ max wynosi ok. 550 nm, temperatura 6000 K, a jego kolor odbieramy jako jasnożółty. Przy bardzo słabym oświetleniu rolę czopków przejmują pręciki receptory rozróżniające jedynie różnice w natężeniu oświetlenia siatkówki. W praktyce oznacza to, że w wersji kolorowej można oglądać tylko gwiazdy najjaśniejsze. Co jednak zrobić, aby zaobserwować kolor słabszej gwiazdy? Nietrudno się domyśleć, że należy tak zwiększyć natężenie światła docierającego do oka, by przekroczony został próg czułości czopków. Możemy to osiągnąć poprzez obserwacje za pomocą dużej lornetki lub lune- Fot. 1. Albireo Źródło: Wikimedia Commons ty astronomicznej. Dzięki temu jesteśmy w stanie dostrzec np. gwiazdy podwójne, w których każda z gwiazd składowych ma wyraźnie inny kolor. Jedną z najbardziej znanych gwiazd podwójnych jest gwiazda β Cygni (Albireo) (fot. 1). W tabeli 1. zaprezentowana została lista najbardziej atrakcyjnych różnokolorowych gwiazd podwójnych. Nazwa gwiazdy Jasność [magnitudo] Odległość kątowa składników Kolory β Cyg 3/3.5 34.3 złoto-szafirowy ο Dra 4.5/7.5 34.2 pomarańczowo-niebieski h3945 (CMa) 4.8/6.8 26.6 złoto-niebieski α CVn 2.7/5.4 19.4 żółto-niebieski Str 872 (Aur) 6.0/7.0 11.3 złoto-niebieski γ And 2.3/5.0 9.8 złoto-niebieski χ Boo 4.8/6.7 6.6 żółto-czerwony 95 Her 5.0/5.0 6.3 zielono-czerwony α Her 3.0/5.5 4.6 czerwono-zielony 6 Tri 5.0/6.6 3.9 żółto-niebieski 70 Oph 4.3/6.3 3.8 żółto-czerwony Tab. 1. Jasne gwiazdy wizualnie podwójne ze składnikami o wyraźnie różnych barwach strona 4/6

Astronomowie nie obserwują gwiazd za pomocą własnego oka. Obecnie rolę odbiornika światła pełni najczęściej kamera CCD urządzenie podobne w działaniu do aparatu cyfrowego, ale znacznie bardziej czułe i precyzyjne. Astronomiczna kamera CCD (w przeciwieństwie do zwykłego aparatu) wykonuje zdjęcia czarno-białe, na których można zmierzyć położenie gwiazd oraz ich względne jasności. Na podstawie takich zdjęć nie da się określić koloru gwiazdy. Otrzymanie poprawnego kolorowego obrazu wymaga wykonania trzech zdjęć w różnych Źródło: NASA Fot. 2. Proxima Centauri barwach: niebieskiej, zielonej i czerwonej, a następnie ich odpowiedniego nałożenia na siebie za pomocą programów komputerowych. Do otrzymania zdjęcia w podstawowych barwach używane są kolorowe filtry szklane, które przepuszczają światło tylko w określonych przedziałach długości fali. W taki sposób powstało zdjęcie gwiazdy podwójnej Albireo, a dzięki użyciu znacznie większego teleskopu zrobiono zdjęcie okolic gwiazdy Proxima Centauri najbliższej gwiazdy poza Układem Słonecznym (fot. 2). Uzyskane w ten sposób kolorowe zdjęcia gwiazd nie dostarczają jednak astronomom zbyt wielu wymiernych informacji. Celem wykonywania zdjęć kamerą CCD z barwnymi filtrami nie jest jednak otrzymywanie kolorowych obrazów, lecz pomiar jasności badanych gwiazd, kolejno dla każdej z barw. Zestaw używanych w tym celu filtrów kolorowych o ustalonych parametrach nosi nazwę systemu fotometrycznego. Najbardziej znany i najczęściej stosowany w astronomii jest tzw. system Johnsona/ Bessela UBVRI, w skład którego wchodzi pięć filtrów od ultrafioletu do podczerwieni (rys. 6). Rys. 6. System fotometryczny Johnsona/Bessela strona 5/6

Nazwy filtrów pochodzą od pierwszych liter angielskich określeń: Ultraviolet, Blue, Visual, Red, Infrared. Zakres przepuszczalności światła przez filtr B jest podobny do zakresu długości fal, w którym jest czuła klisza ortochromatyczna używana dawniej do fotografowania nieba, zaś krzywa czułości spektralnej filtru V jest podobna do analogicznej krzywej dla ludzkiego oka. Dzięki temu jest możliwe porównywanie współczesnych wyników z dawnymi obserwacjami fotograficznymi i wizualnymi. Używanie filtrów zgodnych z systemem pozwala na porównywanie wyników otrzymywanych w różnych obserwatoriach. Różnica jasności gwiazd w dwu różnych barwach (np. B V) nosi nazwę wskaźnika barwy. Jest to jak gdyby zapis koloru gwiazd za pomocą liczb. Wartość wskaźnika barwy wiąże się jednoznacznie z barwą, a więc także temperaturą gwiazdy. Przy rozważaniach na temat koloru gwiazd braliśmy pod uwagę wyłącznie tzw. widmo ciągłe (continuum). Inne ciekawe zagadnienia dotyczące barw Wszechświata pojawiają się, jeśli poszerzymy tematykę o problem związany z obecnością w widmie linii widmowych. O tym m.in. będzie mowa w drugiej części artykułu. strona 6/6