AST1010 En kosmisk reise

Transkript

1 AST1010 En kosmisk reise Forelesning 4: Elektromagne;sk stråling De vik;gste punktene i dag: Sorte legemer og sort stråling. Emisjons- og absorpsjonslinjer. Kirchhoffs lover. Synkrotronstråling Bohrs atommodell 1

2 Elektromagne;sk bølge Det elektriske feltet svinger i én retning Det magne;ske feltet svinger i en rep vinkel på det elektriske Bølgen forplanter seg i en rep vinkel på begge feltene 3 Det elektromagne;ske spektrum 4 2

3 Bare en del av strålingen når ned ;l jordoverflaten: Radiobølger, synlig lys (+ lip infrarødt) 5 Sort (eller termisk) stråling AST Stråling 6 3

4 Definisjon av sort legeme Et sort legeme absorberer all stråling som treffer det, og sender selv ut stråling med egenskaper som er fullstendig bestemt av dets temperatur. Mange astrofysiske objekter, som stjerner, stråler ;lnærmet som sorte legemer. Solas stråling vs. stråling fra sort legeme med samme temperatur 8 4

5 Hva er ikke et sort legeme? For eksempel depe bilspeilet Et sort legeme som sender ut slik stråling har temperatur på K (5 500 C) Hva er det som har denne temperaturen? Temperatur (repe;sjon) Temperatur er et uprykk for den gjennomsniplige bevegelsesenergien ;l par;klene i en gass: Jo varmere gassen er, jo mer bevegelsesenergi (høyere has;ghet) har gasspar;klene. K = 1 2 mv 2 = 3 2 kt 5

6 Kelvin: Ved 0 K (det absolupe nullpunkt) er snipenergien 0 Tilsvarer C Temperaturskalaer Ellers likt: Både K og C har 100 grader mellom vanns koke- og frysepunkt. apchemcyhs.wikispaces.com Sort legeme = sort hull? Nei! Men: ReP utenfor sorte hull sendes det ut stråling som har samme energifordeling som sort legeme- stråling Men det er mange sorte legemer som ikke er sorte hull (stjerner, for eksempel) 6

7 Nei! Sort legeme = mørk materie? Mørk materie sender mest sannsynlig ikke ut elektromagne;sk stråling overhodet (mer om depe i kosmologikapitlet) Strålingslover for sorte legemer Se formelsamlingen: Wiens lov Stefan- Boltzmanns lov 7

8 Wiens lov: Hvilken type stråling (farge) dominerer? AST Stråling 15 Intensitet: Energi per sekund, areal og bølgelengde Topp = Bølgelengden med max intensitet AST Stråling 16 8

9 Noen grublespørsmål Hvilken farge har solen egentlig? Hvorfor er himmelen blå? Hvorfor ser solen ut ;l å skile farge om kvelden? AST Stråling 17 Hva slags farge har solen egentlig? Solen sender ut mest grønt lys (Wiens lov) Solens temperatur ca K By 4C - Own work based on JPG version Curva Planck TT.jpg, CC BY- SA 3.0, hpps://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=

10 Hva slags farge har solen egentlig? Solen sender ut mest grønt lys (Wiens lov) Men grønt ligger midt i det synlige spekteret: Får med mye av alle farger à hvip lys Jordatmosfæren sprer enkelte farger mer utover enn andre, slik at solen ser gul ut fra bakken AST Stråling 19 Hvorfor er himmelen blå? Det blå lyset fra solen spres utover i atmosfæren Det gule (og røde) lyset går mer rep fram (slik at solen ser ut ;l å ha disse fargene Når sollyset går gjennom mye atmosfære (morgen/kveld), spres også gult lys, slik at solen ser rødere ut AST Stråling 20 10

11 Hvorfor er ikke himmelen fiolep? Grunn 1: Solen sender ut en god del mindre fiolep lys enn blåp (grønn er som sagt den mest intense bølgelengden). Grunn 2: Øynene våre er bedre ;lpasset å se blåp lys enn fiolep. AST Stråling 21 Regneeksempel Wiens lov λ max = b/t Opplysninger oppgip: T=5 770 K gir λ max =500 nm (grønt) Hva om vi dobler temperaturen? SePer inn i Wiens lov: T 2 T λ max,ny = b/2 T By Spigget - Own work, CC BY- SA 3.0, hpps://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=

12 Regneeksempel SePer inn i Wiens lov: λ max,ny = b/2 T Å dele på 2 er det samme som å gange med ½: λ max,ny = 1/2 b/ T λ max = b/t λ max,ny = 1/2 λ max Bølgelengden blir halvert når temperaturen dobles. Regneeksempel λ max,ny = 1/2 λ max λ max,ny = 1/2 500 nm λ max,ny =250 nm (ultrafiolep) By Spigget - Own work, CC BY- SA 3.0, hpps://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=

13 Med λ max =250 nm ville den blå delen av spekteret dominert By Robert Gendler - hpp:// CC BY 4.0, hpps://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid= Strålingslover for sorte legemer Se formelsamlingen: Wiens lov Stefan- Boltzmanns lov 13

14 F = fluks (effekt per areal) F=σ T 4 Måles i wap per kvadratmeter Store sorte legemer stråler mer enn mindre (derfor areal) AST Stråling 27 Stefan- Boltzmanns lov F=σ T 4 På figuren er fluksen arealet under kurven (integralet) Mengden stråling (wap per m 2 ) øker kralig når T går opp AST Stråling 28 14

15 Regneeksempel Med Wiens lov så vi at når vi doblet temperaturen, så halverte vi den dominerende bølgelengden (fra 500 nm ;l 250 nm) Hva skjer med fluksen når vi dobler temperaturen? Regneeksempel Stefan- Boltzmanns lov F=σ T 4 Enkel temperatur å regne med: F=σ 1 4 F=σ F=σ 15

16 Regneeksempel Stefan- Boltzmanns lov F=σ T 4 Dobler temperaturen: F ny =σ 2 4 F ny =σ F ny =σ 16 Hva skjedde? F=σ F ny =σ 16 Når vi doblet temperaturen, 16- doblet vi strålingen i wap per kvadratmeter! (Gjelder uansep hvilken temperatur vi starter med.) 16

17 Spektrallinjer i solspekteret AST Stråling 33 Emisjonslinjer fra varm, tynn gass 34 17

18 Kirchoffs eksperiment AST Stråling 35 Kirchhoffs lover 1. Et varmt og tep objekt, gjerne en tep gass, sender ut et kon;nuerlig spektrum. 2. En varm gass med lav tephet sender ut sip lys bare på noen få bølgelengder i form av emisjonslinjer lysende linjer. 3. Når lys med et kon;nuerlig spektrum går gjennom en kjølig gass dannes absorpsjonslinjer i spekteret som har samme bølgelengde som de linjene gassen selv stråler ut

19 Linjer i laboratoriet og i sola 37 Absorpsjonslinjer i stjernespektra Sammenheng med hvilke linjer man finner og stjerners temperatur Varmere stjerner har ionisert helium på overflaten (elektronene har sluppet løs) Hele molekyler (H 2 i stedet for frie H- atomer) kun hos kalde stjerner hpp://astro.unl.edu/classac;on/anima;ons/light/ spectrum010.html 38 19

20 Absorpsjonslinjer i stjernespektra Sammenheng med hvilke linjer man finner og stjerners temperatur Annie Jump Cannon innførte spektralklasser for stjerner ut fra hva slags linjer de hadde hpps:// 39 Liten avs;kker: Synkrotronstråling 20

21 Synkrotronstråling Ladede par9kler som endrer has9ghet vil stråle. I et magne<elt må en ladet par9kkel bevege seg bundet 9l magne<eltlinjene. Par9kler nær lysets has9ghet sender ut synkrotronstråling i en smal stråle framover. 41 Synkrotronstråling var et problem for atomfysikerne Tidlig på tallet fikk man et bilde av atomet som elektroner i bane rundt en posi;vt ladet kjerne. Problem: Ustabil situasjon. Elektronene ville stråle vekk energien sin og falle inn i kjernen. 21

22 Bohrs atommodell Gjør det mulig å forstå hvordan stråling dannes forklarer også Kirchhoffs lover. Bohr postulerte at det finnes stabile baner der elektronene kan bevege seg uten å miste energi. 43 Bohr- atomets baner Hydrogenatom med elektron- banene som sirkler rundt kjernen. Til hver bane svarer en bestemt energi 22

23 Energisprang, bølgelengder og spektrallinjer i hydrogen Spektralserier i hydrogen. Energinivåer i hydrogen. 45 Andre atomer enn hydrogen Andre atomer er mer kompliserte: flere energinivåer ellip;ske baner Natrium som vises her, er mer komplekst enn hydrogen, men kan ;lpasses en lignende modell

24 Emisjon: Sprang fra høyt ;l lavt energinivå 47 Absorpsjon: Stråling fanges inn og lager et sprang fra lav ;l høy energi 48 24

25 Emisjon, absorpsjon og ionisering hpp://astro.unl.edu/classac;on/anima;ons/ light/hydrogenatom.html 49 Kon;nuerlig spektrum fra frie elektroner som fanges inn Spektralserier i hydrogen. Energinivåer i hydrogen

26 Kon;nuerlig spektrum fra frie elektroner som fanges inn Bundne elektroner kan bare ha bestemte energier Stabile baner (Bohrs modell) Linjer Frie elektroner kan ha alle mulige energier Kommer kun an på has;gheten de har Kon;nuum (nesten alle bølgelengder) 51 Kirchoffs lover I en tykk, varm gass er det høy ;lgang på fri elektroner à Kon;nuum I en tynn, varm gass er det lite fri elektroner, så her ser vi energisprang fra bundne elektroner à Emisjonslinjer 52 26