Analiza spektralna widma gwiezdnego

Analiza spektralna widma gwiezdnego JG &WJ 13 kwietnia 2007

Wprowadzenie

Wprowadzenie- światło- podstawowe źródło informacji

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

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

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

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

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

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, 2.880 10 3m K T- temperatura ciała Wniosek Im wyższa temperatura tym mniejsza długość fali, dla której natężenie promieniowania ma największą wartość

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

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

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

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

Temperatura Słońca

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

Badanie temperatury gwiazdy ZprawaWiena: T = b = 2.880 10 3m K λ max 500 10 9 m =5760K (2) Wniosek Do badania temperatury gwiazdy używa się analizy jej widma

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 =5.75 10 8 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

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)

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

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

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

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

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).

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

Badanie składu chemicznego gwiazdy

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

Prawa Kirchhoffa II Rysunek: widmo ciągłe Rysunek: pasma absorpcyjne Rysunek: pasma emisyjne Pasma nie muszą leżeć w przedziale 400-700nm

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

Mgławica emisyjna I

Mgławica emisyjna II

Widmo emisyjne II

Widmo emisyjne III

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

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

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

Wykrywanie planet II

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

Koniec...Pytania?

Dlaczego ludzie nie świecą? Dla człowieka: λ max = b T =2.880 10 3m K 309.75K 9.297 10 6 10µm (10) Rysunek: Świecą! tylko w podczerwieni

Dlaczego ludzie nie świecą? II Rysunek: Mapa termiczna człowieka

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)

Słońce