monien tähtitieteilijöiden esittämä kysymys kuuluu: ”miten te ihmiset tiedätte niin paljon maailmankaikkeudesta?”Kun puhun tähdistä, galakseista, niiden koosta, lämpötiloista jne. Minulta kysytään usein, miten te mittaatte tämän kaiken. Se on fysiikan kauneus. Fysiikassa meidän on keksittävä uusia tapoja ratkaista ongelma ja ymmärtää paremmin kosmoksen toimintaa. Tässä artikkelissa näytän, miten astrofyysikot mittaavat biljoonien kilometrien päässä olevien tähtien lämpötilaa.
Astrofyysikot käyttävät useita epäsuoria lämpötilan mittaustekniikoita. Katsotaan niitä yksi kerrallaan.
Wien ’s Displacement Law :
Wien’ s displacement law koskee mustan kappaleen säteilyspektriä. Tämän mukaan eri lämpötilojen blackbody-säteilykäyrä on huipussaan eri aallonpituuksilla, jotka ovat kääntäen verrannollisia lämpötilaan. Käyttämällä tätä aallonpituuden ja lämpötilan käänteistä suhdetta voidaan tähtien lämpötiloja arvioida.
tämä pätee kuitenkin vain tähtiin, joiden spektrit ovat likimääräisiä mustan kappaleen spektriin nähden. Lisäksi tarkasteltavan tähden flux-kalibroitu spektri pitäisi olla myös saatavilla. Tämä menetelmä ei kuitenkaan anna tarkkoja tuloksia, sillä tähdet eivät ole täydellisiä mustia kappaleita.
Stefanin laki:
toinen laki, jota voidaan käyttää tähtien lämpötilan mittaamiseen, on Stefanin laki. Käsittelimme tätä lakia yksityiskohtaisesti astrofysiikan perusteet-sarjassa. Stefanin-Boltzmannin laki kuvaa mustasta kappaleesta säteilevää voimaa sen lämpötilan suhteen. Tämän lain mukaan pinnalta lähtevä säteilylämpöteho on verrannollinen sen absoluuttisen lämpötilan neljänteen potenssiin. L = 4πR2σT4 . Tässä σ on Stefanin-Boltzmannin vakio, L on luminositeetti, R ja T ovat tarkasteltavan tähden säde ja lämpötila.
Lue kaikki astrofysiikan perusteet-sarjan artikkelit täältä
aluksi mitataan tähdestä tulevan valon kokonaisvirtaa. Sitten yhdistämällä nämä tekijät tutkijat arvioivat luminositeettia. Interferometrien avulla voidaan löytää tähden säde. Lopulta lämpötila mitataan liittämällä kaikki nämä termit Stefanin kaavaan. Rajoittava tekijä tässä on vaikeus mitata suurimpien tai lähimpien tähtien säteitä. Mittauksia on siis vain muutamalle jättiläiselle ja muutamalle kymmenelle läheisen pääsarjan tähdelle. Nämä toimivat kuitenkin peruskalibraattoreina, joihin astrofyysikot vertaavat ja kalibroivat muita tekniikoita.
liittyvät
- miten luokitella yli biljoona biljoonaa tähteä vain 7 ryhmään
- kaavio, joka voi piirtää kaikki maailmankaikkeuden tähdet
- tähtien elinkaaren
tähden spektrianalyysin avulla:
tiedämme, että atomit/ionit on eri energiatasot. Ja näiden tasojen väestö riippuu lämpötilasta. Korkeammat tasot ovat käytössä korkeammissa lämpötiloissa ja päinvastoin alemmilla tasoilla. Tasojen väliset siirtymät voivat johtaa valon emissioon tai absorptioon tietyllä aallonpituudella riippuen kyseisten tasojen välisestä energiaerosta. Yleensä tähti on kuumempi sisältä ja viileämpi ulkopuolelta. Viileämmät, päällä olevat kerrokset absorboivat tähden keskustasta tulevat säteilyt. Tämä johtaa absorptioviivoihin spektrissä, jonka saamme.
spektrianalyysi koostuu näiden absorptioviivojen vahvuuksien mittaamisesta eri alkuaineille ja eri aallonpituuksille. Absorptioviivan vahvuus riippuu ensisijaisesti tähden lämpötilasta ja tietyn alkuaineen määrästä. Kuitenkin useita muita parametreja, kuten painovoima, turbulenssi, ilmakehän rakenne, jne., voi myös vaikuttaa siihen. Tämä menetelmä antaa lämpötilamittauksia, joiden tarkkuus on jopa + / -50 Kelviniä.
Väri-Lämpötilasuhde:
toinen tapa mitata tähtien lämpötilaa on analysoida niiden väriä. Vaikka kaikki tähdet näyttävätkin valkoisilta, ne ovat eri värisiä tarkkaan katsottuna. Vaihtelut johtuvat niiden lämpötilasta. Kylmät tähdet näyttävät punaisilta ja kuumat sinisiltä. Tähden väriä mitataan valosähköisellä fotometrillä.
tähän liittyy valon läpäiseminen eri suodattimien läpi ja kunkin suodattimen läpi kulkevan määrän löytäminen. Fotometrin mittaukset muunnetaan lämpötilaksi standardiasteikoilla. Tämä menetelmä on hyödyllinen silloin, kun tähden hyvää spektriä ei ole saatavilla. Tällä menetelmällä saadut tulokset ovat tarkkoja jopa + / – 100-200 K. menetelmä antaa kuitenkin huonoja tuloksia viileämmille tähdille.
jokaisella edellä mainitulla menetelmällä on etunsa ja rajoituksensa. Silti Astrofyysikot kaikkialla maailmassa käyttävät laajalti näitä menetelmiä, ja ne johtavat lopulta tyydyttäviin tuloksiin.
saatat pitää myös
- miten Astrofyysikoksi pääsee?
- 10 parasta astrofysiikkaa käsittelevää kirjaa
- historian 10 parasta Astrofyysikkoa
toimittaja ’Secrets of the Universe’, olen suorittanut maisterin fysiikan Intiasta ja olen pian menossa liittyä Institute of Space Sciences, Barcelona minun väitöskirjaa tutkimuksia eksoplaneetat. Rakastan kirjoittaa lukuisia aiheita, jotka liittyvät planetaarisiin tieteisiin, observational astrofysiikka, kvanttimekaniikka ja Atomifysiikka, sekä edistysaskeleita tapahtuu avaruusteollisuudessa.