et spørgsmål, som mange mennesker stiller astronomer, er: ‘hvordan ved i så meget om universet?’Når jeg taler om stjernerne, galakserne, deres størrelser, temperaturer osv., Jeg bliver ofte spurgt, hvordan måler jer alt dette. Nå, det er skønheden i fysik. I fysik er vi nødt til at opfinde nye måder at løse et problem på og bedre forstå kosmosens arbejde. I denne artikel vil jeg vise dig, hvordan astrofysikere måler temperaturen på stjerner, der er billioner kilometer væk.
astrofysikere bruger flere indirekte teknikker til temperaturmåling. Lad os se på nogle af dem en efter en.
Vestens Fortrængningslov:
Vestens fortrængningslov beskæftiger sig med strålingsspektret for en sort krop. I henhold til dette vil blackbody-strålingskurven for forskellige temperaturer toppe ved forskellige bølgelængder, der er omvendt proportional med temperaturen. Ved at bruge dette inverse forhold mellem bølgelængde og temperatur kan stjernernes temperaturer estimeres.
dette gælder dog kun for stjerner med spektre, der tæt nærmer sig en blackbody. Desuden bør de flukskalibrerede spektre af den pågældende stjerne også være tilgængelige. Denne metode giver imidlertid ikke nøjagtige resultater, da stjerner ikke er perfekte sorte kroppe.
Stefans lov:
en anden lov, der kan bruges til at måle temperaturen på stjerner, er Stefans lov. Vi dækkede denne lov i detaljer i Basics of Astrophysics serien. Stefan-Boltsmann-loven beskriver den kraft, der udstråles fra en sort krop med hensyn til dens temperatur. I henhold til denne lov er den samlede strålevarme, der udsendes fra en overflade, proportional med den fjerde effekt af dens absolutte temperatur. L = 4 lrr2 lrt4 . Her er Stefan-Boltsmann-konstanten, L er lysstyrken, R og T er radius og temperatur for den pågældende stjerne.
Læs alle artiklerne i Basics of Astrophysics-serien her
først måler vi den samlede lysstrøm, der kommer fra stjernen. Derefter vurderer forskerne lysstyrken ved at kombinere disse faktorer. Og ved hjælp af interferometre kan en radius af en stjerne findes. Til sidst måles temperaturen ved at tilslutte alle disse udtryk i Stefans formel. Den begrænsende faktor her er vanskeligheden ved at måle radierne for de største eller nærmeste stjerner. Så målinger findes kun for et par giganter og et par dusin nærliggende hovedsekvensstjerner. Disse fungerer imidlertid som de grundlæggende kalibratorer, mod hvilke astrofysikere sammenligner og kalibrerer andre teknikker.
relateret
- sådan klassificeres over en billion billioner stjerner i kun 7 grupper
- et diagram, der kan plotte alle stjernerne i universet
- livscyklussen for stjerner
ved spektrumanalyse af en stjerne:
vi ved, at atomer/ioner er en har forskellige energiniveauer. Og befolkningen på disse niveauer afhænger af temperaturen. Højere niveauer optages ved højere temperaturer og omvendt for lavere niveauer. Overgange mellem niveauer kan resultere i emission eller absorption af lys ved en bestemt bølgelængde afhængigt af energiforskellen mellem de pågældende niveauer. Generelt er en stjerne varmere på indersiden og køligere på ydersiden. De køligere overliggende lag absorberer strålerne, der kommer ud fra midten af stjernen. Dette resulterer i absorptionslinjer i det spektrum, vi opnår.
spektrumanalysen består i at måle styrken af disse absorptionslinjer for forskellige kemiske grundstoffer og forskellige bølgelængder. Styrken af en absorptionslinje afhænger primært af stjernens temperatur og mængden af et bestemt kemisk element. Imidlertid, flere andre parametre som tyngdekraft, turbulens, atmosfærisk struktur, etc., kan også påvirke det. Denne metode giver temperaturmålinger med præcision så god som + / -50 Kelvin.
Farve-Temperatur Forhold:
en anden metode til at måle temperaturen på stjerner er ved at analysere deres farve. Selvom alle stjerner ser hvide ud, har de forskellige farver, når de ses omhyggeligt. Variationerne er et resultat af deres temperatur. De kolde stjerner ser røde ud, og de varme er blå. Vi måler farven på en stjerne ved hjælp af et instrument kaldet et fotoelektrisk fotometer.
dette indebærer at passere lyset gennem forskellige filtre og finde den mængde, der passerer gennem hvert filter. Målingerne fra fotometeret konverteres til temperatur ved hjælp af standardskalaer. Denne metode er gavnlig, når et godt spektrum af en stjerne ikke er tilgængelig. Resultaterne opnået ved denne metode er nøjagtige op til +/- 100-200 K. denne metode giver imidlertid dårlige resultater for køligere stjerner.
hver af de ovennævnte metoder har sine frynsegoder og begrænsninger. Alligevel bruger astrofysikere over hele kloden i vid udstrækning disse metoder, og de ender med at give tilfredsstillende resultater.
du kan også lide
- Hvordan bliver man astrofysiker?
- 10 af de bedste bøger om astrofysik
- Top 10 astrofysikere i historien
redaktør på ‘universets hemmeligheder’, jeg har afsluttet min kandidatgrad i fysik fra Indien, og jeg vil snart blive medlem af Institut for rumvidenskab, Barcelona for mine ph.d. – studier på eksoplaneter. Jeg elsker at skrive om en overflod af emner, der vedrører planetariske videnskaber, observations astrofysik, kvantemekanik og atomfysik, sammen med de fremskridt, der finder sted i rumindustrien.