Z V I J E Z D E – 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 -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  

Temperatura i boja zvijezda

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 G2 razreda .

Klasifikacija zvjezdanih spektara

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 : f0 – frekvencija vala koju registrira opažač fi – frekvencija vala kakvu emitira izvor vala v- brzina vala v0 – 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 / λ0 = vr / c

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

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 : M1 maglica Rakovica u zviježđu Bika M57 prstenasta maglica u Liri M42 Velika Orionova maglica <- na slici je difuzna maglica u Zmiji zvana Orao ( u njoj je smješten skup mladih zvijezda )

Maglice M42 M57

Maglica svijetli

Svijetljenje maglice može biti izazvano : 1. fotoionizacijom , 2. sudarima slobodnih elektrona i atoma , 3. fluorescencijom . Pod1) 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 cm3 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 .   Pod2) Neki sudari elektrona s atomima su neelastični . Povećava se unutarnja energija atoma . Emitirajući zračenje atom se vraća u osnovno stanje . Pod3) 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 zvjezdani 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 HeII područje -> T >80000 K ; jednostruka ionizacija He HeIII 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 ?