en fråga som många människor ställer astronomer är: ’hur vet du så mycket om universum?’När jag pratar om stjärnorna, galaxerna, deras storlekar, temperaturer etc., Jag får ofta frågan Hur mäter ni allt detta. Det är fysikens skönhet. I fysiken måste vi uppfinna nya sätt att lösa ett problem och bättre förstå kosmos arbete. I den här artikeln ska jag visa dig hur astrofysiker mäter temperaturen på stjärnor som är biljoner kilometer bort.
astrofysiker använder flera indirekta tekniker för temperaturmätning. Låt oss ta en titt på några av dem en efter en.
Wiens Förskjutningslag:
Wiens förskjutningslag handlar om strålningsspektrumet för en svart kropp. Enligt detta kommer blackbody-strålningskurvan för olika temperaturer att toppa vid olika våglängder som är omvänt proportionella mot temperaturen. Genom att använda detta omvända förhållande mellan våglängd och temperatur kan stjärnornas temperaturer uppskattas.
detta gäller dock endast för stjärnor med spektra som är nära approximativa för en svart kropp. Dessutom bör de fluxkalibrerade spektra för den aktuella stjärnan också vara tillgängliga. Denna metod ger emellertid inte exakta resultat eftersom stjärnor inte är perfekta svarta kroppar.
Stefans lag:
en annan lag som kan användas för att mäta temperaturen på stjärnor är Stefans lag. Vi täckte denna lag i detalj i Basics of Astrophysics-serien. Stefan-Boltzmann-lagen beskriver kraften som utstrålas från en svart kropp när det gäller dess temperatur. Enligt denna lag är den totala strålningsvärmekraften som emitteras från en yta proportionell mot den fjärde effekten av dess absoluta temperatur. L = 4 okt2 okt4 . Här är Xiaomi Stefan-Boltzmann-konstanten, L är ljusstyrkan, R och T är radien och temperaturen hos den aktuella stjärnan.
Läs alla artiklar i Basics of Astrophysics-serien här
först mäter vi det totala ljusflödet som kommer från stjärnan. Sedan, genom att kombinera dessa faktorer, uppskattar forskare ljusstyrkan. Och med hjälp av interferometrar kan en radie av en stjärna hittas. Så småningom mäts temperaturen genom att ansluta alla dessa termer i Stefans formel. Den begränsande faktorn här är svårigheten att mäta radierna hos de största eller närmaste stjärnorna. Så mätningar finns bara för några jättar och några dussin närliggande huvudsekvensstjärnor. Dessa fungerar emellertid som de grundläggande kalibratorerna mot vilka astrofysiker jämför och kalibrerar andra tekniker.
relaterad
- hur man klassificerar över en Biljon biljoner stjärnor i bara 7 grupper
- ett diagram som kan plotta alla stjärnor i universum
- livscykeln för stjärnor
genom spektrumanalys av en stjärna:
vi vet att atomer/joner har olika energinivåer. Och befolkningen i dessa nivåer beror på temperaturen. Högre nivåer upptas vid högre temperaturer och vice versa för lägre nivåer. Övergångarna mellan nivåerna kan resultera i utsläpp eller absorption av ljus vid en viss våglängd beroende på energiskillnaden mellan de berörda nivåerna. I allmänhet är en stjärna varmare på insidan och svalare på utsidan. De svalare, överliggande skikten absorberar strålningarna som kommer ut från mitten av stjärnan. Detta resulterar i absorptionslinjer i det spektrum vi får.
spektrumanalysen består av att mäta styrkan hos dessa absorptionslinjer för olika kemiska element och olika våglängder. Styrkan hos en absorptionslinje beror främst på stjärnans temperatur och mängden av ett visst kemiskt element. Men flera andra parametrar som gravitation, turbulens, atmosfärisk struktur etc., kan också påverka det. Denna metod ger temperaturmätningar med precision så bra som +/-50 Kelvin.
Färg – Temperaturförhållande:
en annan metod för att mäta stjärnornas temperatur är genom att analysera deras färg. Även om alla stjärnor verkar vita, har de olika färger när de ses noggrant. Variationerna är ett resultat av deras temperatur. De kalla stjärnorna verkar röda, och de heta är blåa. Vi mäter färgen på en stjärna med ett instrument som kallas en fotoelektrisk fotometer.
detta innebär att passera ljuset genom olika filter och hitta den mängd som passerar genom varje filter. Mätningarna från fotometern omvandlas till temperatur med standardvågar. Denna metod är fördelaktig när ett bra spektrum av en stjärna inte är tillgänglig. Resultaten som erhållits i denna metod är korrekta upp till +/- 100-200 K. denna metod ger emellertid dåliga resultat för svalare stjärnor.
var och en av de metoder som nämns ovan har sina förmåner och begränsningar. Ändå använder astrofysiker över hela världen i stor utsträckning dessa metoder, och de ger slutligen tillfredsställande resultat.
du kanske också gillar
- hur blir man astrofysiker?
- 10 av de bästa böckerna om astrofysik
- topp 10 astrofysiker i historien
redaktör på ’universums hemligheter’, jag har avslutat min magisterexamen i fysik från Indien och jag kommer snart att gå med i Institute of Space Sciences, Barcelona för mina doktorandstudier om exoplaneter. Jag älskar att skriva om en uppsjö av ämnen som rör planetvetenskap, observations astrofysik, kvantmekanik och atomfysik, tillsammans med de framsteg som sker inom rymdindustrin.