Transcript Z V I J E Z D E 2. dio





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 ) .
Linijski spektri
vodik
litij
živa
Spektralna analiza
Kontinuirani spektri
Apsorpcijski spektri
vodik
Apsorpcijski spektar Sunca
Balmerova empirijska formula (1885.) :
1 
 1
 R 2  2  , n = 3,4,5,6

n 
2
1
R = 1,097107 m-1- Rydbergova konstanta
-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 .


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
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 .
Klasifikacija zvjezdanih spektara
-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
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 .




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
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):




Jedna ili više zvijezda unutar maglice
obasjava plinovitu tvar , zagrijava ju
pa i ona vidljivo svijetli .
Međuzvjezdane maglice su
katalogizirane u Messiarovom
katalogu .
Primjeri :
M1
maglica Rakovica u zviježđu
Bika
M57 prstenasta maglica u Liri
M42 Velika Orionova maglica
<- na slici je difuzna maglica u Zmiji
zvana Orao ( u njoj je smješten skup
mladih zvijezda )
M42
M57
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 ) .


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 > 30000 K ; ioniziran
samo vodik
HeII područje -> T >80000 K ;
jednostruka ionizacija He
HeIII područje -> T > 150000 K ;
dvostruka ionizacija He
Maglica Konjska glava
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 ?