8. Přednáška, Základy astronomie 1, SPEKTROSKOPIE Jiří Liška Brno, 22/11/2010

Obsah Vznik záření Záření vázaných částic Záření volných částic Záření černého tělesa Spektroskopie Spektrální třídy

Vznik záření Co je to záření? Připomenutí: a) Elektromagnetické vlnění – charakterizace pomocí vlnové délky, frekvence nebo se taky píše DUALITA b) Proud fotonů – foton = 1 kvantum o energii planckova konstanta -šíření ve vakuu ale i v dalších prostředích

Vznik záření Možnosti vzniku záření atom, molekula, elementární částice – mají určitou energii, její změna dvěma způsoby: vyzářením (emisí) kvanta elektromagnetického záření. pohlcením (absorpcí) kvanta elektromagnetického záření. změna energie závisí na způsobu vzájemného působení částice a okolí vázané částice - v atomu nebo molekule – mohou nabývat jen určitých energií volné částice - mohou přecházet mezi dvěma libovolnými energetickými stavy (případně jeden stav je „volný“ a druhý vázaný).

Záření vázaných částic Přeskok elektronu mezi energiovými hladinami -následkem je tvorba diskrétního záření = spektrální čáry Absorpce – pohlcení fotonu o dané energii, odpovídající rozdílu mezi dvěmi energiovými hladinami (excitace atomu) Emise – výzáření fotonu o energii dané rozdílem mezi dvěmi energiovými hladinami Spektrální čáry Vodíku

Záření volných částic jen u elektricky nabitých částic, pohybujících se zrychleně např. volné elektrony - průlet kolem kladného iontu => zakřivení trajektorie, změna rychlosti => změna hybnosti => vyzáření fotonu s energií hν (tzv. brzdné záření) - pohyb elektronu v magnetickém poli => Lorentzova síla zakřivení trajektorie a vyzařování elektronu charakter záření závisí na rychlosti elektronu v«c => cyklotronové záření - všesměrové záření na kmitočtu odpovídajícím frekvenci oběhu elektronu v urychlovači v ≈ c => synchrotronové záření - relativistické efekty; prakticky spojité spektrum záření.

Krabí mlhovina v souhvězdí Býka - silný zdroj synchrotronového záření, které registrujeme v rádiovém oboru spektra.

Tepelné záření – záření absolutně černého tělesa absolutně černé těleso AČT – zavedl Kirchhoff (1860) pozor! tělesa jsou „černá“, když nezáří x AČT září (a jeho barva závisí na teplotě) idealizovaná představa: prázdná nádoba s malým otvorem a dutinou tvaru koule, kužele nebo válce. Záření se uvnitř dutiny po nesčetných odrazech na stěnách pohltí. záření uvnitř dutiny – lze interpretovat jako „plyn“ v tepelné rovnováze se stěnami nádoby=> přísluší mu jistá teplota => jde o rovnovážné tepelné záření. Každé těleso zahřáté na jakoukoli teplotu září => září i AČT. Energie vyzářená jednotkovou plochou AČT za sekundu závisí jen na teplotě a nezávisí na materiálu či tvaru stěn.

Tepelné záření – záření absolutně černého tělesa čím vyšší teplota T absolutně černého tělesa, – tím více vyzařuje (celkově i v jednotlivých vlnových délkách); – tím více se posouvá ke kratším vlnovým délkám maximum vyzařování => změna zabarvení zářiče (od červené (chladný) až po modrobílé pro žhavé) matematicky: Wienův posunovací zákon, Záření AČT - Planckův zákon (1900) = závislost monochromatického jasu na kmitočtu či vlnové délce záření Celkové množství vyzářené energie ~ T4 (Stefanův-Boltzmannův zákon) Jak se to dá využít? zdroj záření (např. hvězdy) - v prvním přiblížení = AČT proč? vlastnosti AČT lze poměrně snadno matematicky popsat

Tepelné záření – záření absolutně černého tělesa

Okrajové ztemnění Proč je Slunce na okrajích temnější? = důsledek Stefanova-Boltzmannova zákona ve fotosféře - teplota látky s výškou klesá při pohledu doprostřed slunečního kotouče dohlédneme do jisté hloubky (= tloušťka plynu, přes kterou se ještě proderou fotony, které k nám směřují) do stejné hloubky dohlédneme i na okraji, ale tam jen do oblastí s nižší teplotou!

Spektrum

Spektrum

Spektrum = rozklad bílého světla na jednotlivé vlnové délky – pomocí hranolu

Spektrum = rozklad bílého světla na jednotlivé vlnové délky – pomocí mřížky

Spektrum – dějiny v kostce 1665 Isaac Newton - rozklad slunečního světla pomocí skleněného hranolu 1802 William Wollaston - ve spektru Slunce 7 tmavých čar Joseph Fraunhofer - zhotovil spektroskop – pozoroval tisíce tmavých čar (dnes Fraunhoferovy čáry).

Spektrum – dějiny v kostce 1859 Kirchhoff a Bunsen – 2 zákony spektrální analýzy: Jednotlivé prvky v plynném stavu mají spektrum složené z čar, jejichž počet a vlnové délky jsou za všech fyzikálních podmínek (teplota, hustota, tlak) vždy stejné, mění se jen výraznost čar. 2. Spektrální čáry plynu umístěného mezi zdrojem spojitého záření a pozorovatelem se jeví jako absorpční, jestliže je plyn chladnější než zdroj, nebo jako emisní, je-li plyn teplejší než zdroj. 1868 – potvrzení Dopplerova jevu ve spektru hvězdy 1872 – 1. fotografický záznam spektra (spektrogram) hvězdy Vegy, Henry Draper

Třídění spekter Spektrum hvězdy - zisk – rozkladem světla - optický hranol, mřížka, - význam – rozdělení energie vyzařované hvězdou v závislosti na λ nebo ν. Popis funkce rozdělení energie ve spektru = základní úkol astrofyziky Spektrum - informace o: - zdroji záření, - prostředí, kterým se záření šířilo od zdroje k pozorovateli. Vzhled spektra: - spojité (kontinuum) - světlý pásek od jednoho okraje spektra k druhému, - čárové - množina čar či pruhů v místech s určitou vlnovou délkou. spektrální čáry - absorpční - emisní Každý prvek, atom, molekula – charakteristické skupiny spektrálních čar nejjednodušší – vodík

Třídění spekter Spektrum hvězdy

Sluneční spektrum s vysokým rozlišením

Počátky spektroskopie hvězd 1862 - Angelo Secchi – počátek éry soustavného průzkumu hvězdných spekter – první pokus ospektrální klasifikaci 1862 - William Huggins - detailní studie vybraných hvězdných spekter spektrograf - použití fotografie 19./20. st. - Edward Pickering a „jeho ženy“ – klasifikace spekter - Anthonia Mauryová a Annie Cannonová – klasifikace půl milionu hvězdných spekter! => HD katalog

Henry Draperův teleskop Dnes je tento historický unikát v Piwnici (Toruň,Polsko)

Harvardská spektrální klasifikace (spektrální třídy) (Q – P – W –) O – B – A – F – G – K – M – L (– R – N – S) Posloupnost sp. tříd = teplotní posloupnost! (nalevo jsou vyšší povrchové teploty) Charakteristické čáry: O a B čáry helia, uhlíku a kyslíku, A čáry vodíku F a G čáry kovů, zejména železa K a M molekulární pásy Každá třída – 10 podskupin 0, 1, ..., 9 Doplňující označení: e – emisní čáry (B4e), p – pekuliární (tj. osobitý, zvláštní) (A3p)

Harvardská spektrální klasifikace (spektrální třídy)

Spektrální třídy a povrchové teploty hvězd: Spektrální třída Povrchová teplota Typičtí představitelé hvězdy (přibližně) O 28 000 – 40 000 K ζ Pup, λ Ori, ξ Per, λ Cep B 10 000 – 28 000 K ε Ori, α Vir, γ Per, γ Ori A 7000 – 10 000 K α CMa, α Lyr, γ Gem F 6000 – 7000 K δ Gem, α CMi, α Per, α Pup G 5000 – 6000 K Slunce, α Aur, β Hyi K 3500 – 5000 K α Boo, β Gem, α Tau M 2500 – 3500 K α Ori, α Sco, ο Cet Hvězdy rané a pozdní původní úvaha: teplotní posloupnost je i posloupností vývojovou – hvězda vzniká jako žhavé a zářivé těleso, postupně chladne, zahušťuje se a vyhasíná => sp. třídy O, B a A rané x třídy K a M (někdy i F a G) pozdní. ÚVAHA NEPLATÍ ale označení se používá!

Zlomyslnosti spekter 1. výběrové efekty např. nejčetnější spektrální třídy jsou? mezi nejjasnějšími hvězdami – nejvíce spektrální třídy A až K. X mezi všemi hvězdami v okolí Slunce – nejvíce spektrální třídy M! 2. čáry ve spektru ukazují chemické složení hvězdy NEPLATÍ! ukazují fyz. podmínky a chemické složení látky v místě vzniku záření (tenká fotosféra)

Proč studujeme spektra hvězd? Složení atmosfér hvězd Rotace hvězd, určení rychlosti rotace Studium skvrn na povrchu hvězd Určení vzájemné rychlosti hvězda – pozorovatel Studium hvězdného větru Detekce dvojhvězd ve spektru, určování radiálních rychlostí složek Detekce exoplanet z měření radiálních rychlostí, zkoumání atmosfér exoplanet

Děkuji vám za pozornost