Z V I J E Z D E (2. dio).

Παρουσίαση με θέμα: "Z V I J E Z D E (2. dio)."— Μεταγράφημα παρουσίασης:

1 Z V I J E Z D E (2. dio)

2 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 ) .

3 Spektrografi

4

5 Spektri

6 Linijski spektri vodik litij živa Spektralna analiza Kontinuirani spektri

7 Apsorpcijski spektri vodik Apsorpcijski spektar Sunca Balmerova empirijska formula (1885.) : , n = 3,4,5,6 R = 1,097107 m-1- Rydbergova konstanta

8 -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 .

9 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

10 Blackbody Curves and Filters Eyplorer

11 Temperatura i boja zvijezda

12 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 .

13 Klasifikacija zvjezdanih spektara

14

15 Hetzsprung-Russelov Diagram Explorer

16 Spectroscopic Parallax Simulator

17 Polumjer zvijezde (R)

18

19 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

20 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 .

21 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

22 z = vr / c 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): Iz njega se može izvesti : v = ( z + 1 )2 – 1 / ( z + 1 )2 + 1

23 Širenje svemira - Hubbleov zakon
relativno udaljavanje galaktika Hubbleov zakon v = Hr širenje svemira = razmicanje prostora

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

25 Maglice M42 M57

26 Maglica svijetli

27 Hydrogen Atom Simulator

28 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 ) .

29 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 > K ; ioniziran samo vodik HeII područje -> T >80000 K ; jednostruka ionizacija He HeIII područje -> T > K ; dvostruka ionizacija He

30 Maglica Orao

31 Omega maglica

32 Maglica Mačje oko

33 Maglica Konjska glava

34 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 ?