Analiza linii absorpcyjnych w widmach gwiazd
6 Kwi 2005r. w Budowa Gwiazd napisał/a Marcin SzulcNajistotniejsze informacje o stanie fizycznym atmosfer gwiazdowych otrzymujemy z analizy linii absorpcyjnych w widmach gwiazd. Jak wiadomo z fizyki szkolnej, każdej linii absorpcyjnej odpowiada przeskok elektronu z niższego poziomu energetycznego na wyższy. Na wyższym poziomie elektron przebywa bardzo krótko, po czym emituje pochłoniętą energię przechodząc na niższy poziom.
Najistotniejsze informacje o stanie fizycznym atmosfer gwiazdowych otrzymujemy z analizy linii absorpcyjnych w widmach gwiazd. Jak wiadomo z fizyki szkolnej, każdej linii absorpcyjnej odpowiada przeskok elektronu z niższego poziomu energetycznego na wyższy. Na wyższym poziomie elektron przebywa bardzo krótko, przeciętnie około 10-8s, po czym emituje pochłoniętą energię przechodząc na niższy poziom.
Na skutek przeskoków elektronów z poziomów niższych na wyższe powstają w widmie ciemne linie absorpcyjne, choć pochłonięciu kwantu energii towarzyszy prawie natychmiastowa jego emisja. Dzieje się tak dlatego, że energia pochłaniana, płynąca z warstw wewnętrznych ku zewnętrznym, ma określony kierunek. Natomiast atomy po pochłonięciu kwantu wysyłają energię w najrozmaitszych kierunkach pochłanianego kwantu, co wywołuje osłabienie w strumieniu energii wypływającej z gwiazdy w określonej przez linię absorpcyjną długości fali i staje się przyczyną powstawania w widmach gwiazd ciemnych linii absorpcyjnych.
Linie absorpcyjne mają pewną szerokość zależną od wielu czynników. Jednym z nich jest liczba atomów w słupie nad fotosferą, zdolnych do pochłaniania promieniowania o określonej częstości drgań. Zależność szerokości i natężenia linii absorpcyjnych od liczby atomów można obliczyć teoretycznie i wyrazić za pomocą odpowiednich krzywych noszących nazwę krzywych wzrostu. Służą one do obliczania względnych zawartości poszczególnych pierwiastków w atmosferze gwiazdy. Natężenie linii jest największe w centralnej jej części, bo dla długości fali odpowiadającej środkowi linii współczynnik pochłaniania ma największą wartość. W miarę oddalania się od środka linii współczynnik pochłaniania maleje. Natężenie w środku linii nie spada nigdy do zera. Ponieważ dla długości fali odpowiadającej środkowi określonej linii absorpcyjnej współczynnik pochłaniania ma wartość największą, więc promieniowanie określane przez ten środek linii odnosi się do najwyższych warstw atmosfery. Boczne części linii, tzw. jej skrzydła, odpowiadają mniejszej wartości współczynnika pochłaniania i odnoszą się do warstw atmosfery głębiej położonych.
Z rozkładu natężeń w różnych częściach linii absorpcyjnych wyciągnąć można wnioski o warunkach fizycznych, panujących na różnych głębokościach atmosfery gwiazdy.
Widmo absorpcyjne gwiazdy jest źródłem wielu informacji o stanie fizycznym atmosfer gwiazdowych. Oprócz informacji dotyczących występowania poszczególnych pierwiastków dowiadujemy się z linii absorpcyjnych o temperaturze gwiazd, którą można obliczyć stosując wzór jonizacyjny Sahy, o ruchach gazów w atmosferze, wynikających z temperatury, o turbulencji, o polach magnetycznych, występujących w atmosferach gwiazd itp. Zagadnienia te stanowią obszerny dział astrofizyki teoretycznej.
Referencje:
Eugeniusz Rybka: "Astronomia Ogólna" wyd. VI
Na skutek przeskoków elektronów z poziomów niższych na wyższe powstają w widmie ciemne linie absorpcyjne, choć pochłonięciu kwantu energii towarzyszy prawie natychmiastowa jego emisja. Dzieje się tak dlatego, że energia pochłaniana, płynąca z warstw wewnętrznych ku zewnętrznym, ma określony kierunek. Natomiast atomy po pochłonięciu kwantu wysyłają energię w najrozmaitszych kierunkach pochłanianego kwantu, co wywołuje osłabienie w strumieniu energii wypływającej z gwiazdy w określonej przez linię absorpcyjną długości fali i staje się przyczyną powstawania w widmach gwiazd ciemnych linii absorpcyjnych.
Linie absorpcyjne mają pewną szerokość zależną od wielu czynników. Jednym z nich jest liczba atomów w słupie nad fotosferą, zdolnych do pochłaniania promieniowania o określonej częstości drgań. Zależność szerokości i natężenia linii absorpcyjnych od liczby atomów można obliczyć teoretycznie i wyrazić za pomocą odpowiednich krzywych noszących nazwę krzywych wzrostu. Służą one do obliczania względnych zawartości poszczególnych pierwiastków w atmosferze gwiazdy. Natężenie linii jest największe w centralnej jej części, bo dla długości fali odpowiadającej środkowi linii współczynnik pochłaniania ma największą wartość. W miarę oddalania się od środka linii współczynnik pochłaniania maleje. Natężenie w środku linii nie spada nigdy do zera. Ponieważ dla długości fali odpowiadającej środkowi określonej linii absorpcyjnej współczynnik pochłaniania ma wartość największą, więc promieniowanie określane przez ten środek linii odnosi się do najwyższych warstw atmosfery. Boczne części linii, tzw. jej skrzydła, odpowiadają mniejszej wartości współczynnika pochłaniania i odnoszą się do warstw atmosfery głębiej położonych.
Z rozkładu natężeń w różnych częściach linii absorpcyjnych wyciągnąć można wnioski o warunkach fizycznych, panujących na różnych głębokościach atmosfery gwiazdy.
Widmo absorpcyjne gwiazdy jest źródłem wielu informacji o stanie fizycznym atmosfer gwiazdowych. Oprócz informacji dotyczących występowania poszczególnych pierwiastków dowiadujemy się z linii absorpcyjnych o temperaturze gwiazd, którą można obliczyć stosując wzór jonizacyjny Sahy, o ruchach gazów w atmosferze, wynikających z temperatury, o turbulencji, o polach magnetycznych, występujących w atmosferach gwiazd itp. Zagadnienia te stanowią obszerny dział astrofizyki teoretycznej.
Referencje:
Eugeniusz Rybka: "Astronomia Ogólna" wyd. VI
Komentarze użytkowników
( DODAJ SWÓJ )
Nikt jeszcze nie napisał komentarza do tego materiału.Napisz komentarz
Odpowiedz na pytanie zadane w sondzie.
Zjawiska oraz wydarzenia w nadchodzącym miesiącu.
Zagłosuj lub zgłoś swoją stronę.
Ostatnio pisaliście:
Twoje Imię
7.07.2022, 13:31