et spørsmål som mange spør astronomer er, ‘Hvordan vet dere så mye om universet?’Når jeg snakker om stjernene, galakser, deres størrelser, temperaturer, etc. Jeg blir ofte spurt hvordan dere måler alt dette. Det er fysikkens skjønnhet. I fysikk må vi finne nye måter å løse et problem på og bedre forstå kosmos arbeid. I denne artikkelen vil jeg vise deg hvordan astrofysikere måler temperaturen på stjerner som er trillioner kilometer unna.
Astrofysikere bruker flere indirekte teknikker for temperaturmåling. La oss ta en titt på noen av dem en etter en.
Wiens Forskyvningslov:
Wiens forskyvningslov er opptatt av strålingsspekteret til en svart kropp. I henhold til dette vil blackbody-strålingskurven for forskjellige temperaturer toppe ved forskjellige bølgelengder som er omvendt proporsjonal med temperaturen. Ved å bruke dette inverse forholdet mellom bølgelengde og temperatur, kan stjernens temperaturer estimeres.
dette gjelder Imidlertid bare for stjerner med spektra som nærmer seg en svart kropp. Videre bør de flux-kalibrerte spektrene til stjernen under vurdering også være tilgjengelige. Denne metoden gir imidlertid ikke nøyaktige resultater, da stjerner ikke er perfekte svarte kropper.
Stefans lov:
En annen lov som kan tas i bruk for å måle temperaturen til stjerner er Stefans lov. Vi dekket denne loven i detalj I Grunnleggende Om Astrofysikk-serien. Stefan-Boltzmann-loven beskriver kraften som utstråles fra en svart kropp når det gjelder temperaturen. I henhold til denne loven er den totale strålingsvarmekraften som sendes ut fra en overflate proporsjonal med den fjerde effekten av dens absolutte temperatur. L = 4 hryvr2σ4 . Her er σ stefan-Boltzmann-konstanten, L er lysstyrken, R Og T er radius og temperatur på stjernen som vurderes.
Les alle artiklene I Grunnleggende Om Astrofysikk-serien her
først måler vi den totale strømmen av lys som kommer fra stjernen. Da, ved å kombinere disse faktorene, anslår forskerne lysstyrken. Og ved hjelp av interferometre kan en radius av en stjerne bli funnet. Til slutt måles temperaturen ved å plugge alle disse betingelsene i Stefans formel. Begrensningsfaktoren her er vanskeligheten ved å måle radiene til de største eller nærmeste stjernene. Så målinger eksisterer bare for noen få giganter og et par dusin nærliggende hovedsekvensstjerner. Imidlertid fungerer disse som de grunnleggende kalibratorene som astrofysikere sammenligner og kalibrerer andre teknikker mot.
Relatert
- hvordan klassifisere over en trillion trillion stjerner i bare 7 grupper
- et diagram som kan plotte alle stjernene i universet
- livssyklusen til stjerner
ved spektrumanalyse Av En Stjerne:
vi vet at atomer/ioner har forskjellige energinivåer. Og befolkningen på disse nivåene avhenger av temperaturen. Høyere nivåer er opptatt ved høyere temperaturer og omvendt for lavere nivåer. Overgangene mellom nivåene kan resultere i utslipp eller absorpsjon av lys ved en bestemt bølgelengde, avhengig av energiforskjellen mellom de aktuelle nivåene. Vanligvis er en stjerne varmere på innsiden og kjøligere på utsiden. De kjøligere, overliggende lagene absorberer strålingene som kommer ut fra sentrum av stjernen. Dette resulterer i absorpsjonslinjer i spekteret vi oppnår.
spektrumanalysen består av å måle styrken til disse absorpsjonslinjene for forskjellige kjemiske elementer og forskjellige bølgelengder. Styrken til en absorpsjonslinje avhenger hovedsakelig av stjernens temperatur og mengden av et bestemt kjemisk element. Men flere andre parametere som tyngdekraften, turbulens, atmosfærisk struktur, etc., kan også påvirke det. Denne metoden gir temperaturmålinger med presisjon så godt som + / -50 Kelvins.
Farge-Temperaturforhold:
En annen metode for å måle temperaturen på stjerner er ved å analysere fargen. Selv om alle stjerner ser hvite ut, har de forskjellige farger når de er nøye sett. Variasjonene er et resultat av deres temperatur. De kalde stjernene ser røde ut, og de varme er blå. Vi måler fargen på en stjerne med et instrument kalt et fotoelektrisk fotometer.
dette innebærer å passere lyset gjennom forskjellige filtre og finne mengden som passerer gjennom hvert filter. Målingene fra fotometeret konverteres til temperatur ved hjelp av standardskalaer. Denne metoden er gunstig når et godt spekter av en stjerne ikke er tilgjengelig. Resultatene oppnådd i denne metoden er nøyaktige opp til + / – 100-200 K. denne metoden gir imidlertid dårlige resultater for kjøligere stjerner.
hver av metodene nevnt ovenfor har sine fordeler og begrensninger. Likevel Bruker Astrofysikere over hele verden mye disse metodene, og de ender opp med å gi tilfredsstillende resultater.
Du kan også like
- hvordan bli En Astrofysiker?
- 10 av de beste bøkene om astrofysikk
- Topp 10 Astrofysikere i historien
Redaktør ved ‘Universets Hemmeligheter’, har jeg fullført Min Mastergrad I Fysikk Fra India, og jeg skal snart bli Med I Institute Of Space Sciences, Barcelona for doktorgradsstudier På Eksoplaneter. Jeg elsker å skrive om en mengde emner som er opptatt av planetvitenskap, observasjonell astrofysikk, kvantemekanikk og atomfysikk, sammen med fremskrittene som foregår i romindustrien.