Tayf ve Tayfçekerler

Tayf ve Tayfçekerler

AST203 Gözlem Araçları

Yıldızların Işınım Güçleri

• Bir yıldızın ışınım gücü gözlemcinin konumuna veya hareketine bağlı değildir. Bir yıldızı gözlediğimizde ise, onun ışınım gücünü değil

görünür parlaklığını görürüz (ışığa duyarlı bir cihazın, bir insan gözü ya da yük birleştirme cihazı (CCD) gibi, birim alanına birim zamanda

gelen enerji miktarı).

• Çekirdek kaynaşmasının bir ürünü olarak yıldızlar tarafından üretilen enerji hem elektromanyetik ışınım hem de parçacık (proton, alfa

parçacığı, beta parçacığı ve nötrino) ışınımı olarak uzaya yayılır.

• Ancak çekirdekte üretilen bu ışınım dış katmandan nasıl çıkacağı dış katmanın özelliklerine bağlı olarak değişir.

• Aslında yıldızlar elektromanyetik tayfın en uzun dalgaboyu olan radyo dalgaları ve kızılötesiden en kısa dalgaboyu olan morötesi, X ışını ve gama ışınına kadar tamamını kapsayacak şekilde ışınım yayarlar.

Işık

ISIK: Elektrik ve manyetik alanlara sahip ve salınım yapan elektromanyetik bir dalgadır.

Bir dalgada arka arkaya gelen iki maksimum arasındaki uzaklığa dalgaboyu deriz.

Metre (m), nanometre (nm) veya Angstrom (Ǻ)

olarak ölçülür.

(1 Angstrom = 10^-8cm)

Girişim

Işık dalga özelliği gösteriyorsa su dalgaları gibi girişime uğraması gerekir.

IŞIĞIN GİRİŞİMİ

Işık, dalga yapısından dolayı girişim özelliği göstermektedir. Işığın girişim özelliği ilk olarak 1801 yılında Young tarafından gözlendi.

Işığı iki dar yarıktan geçirerek bir perde üzerine düşüren Young, girişim sonucu parlak ve karanlık

çizgilerden oluşan girişim desenini elde etti.

Dalgaların birbirini güçlendirdiği yerler parlak olarak

görülmekteyken, sönümlediği yerler ise karanlık olarak

görülmektedir.

Girişim deseninin görülebilmesi için her iki yarığın da açık olması gerekir. Yarıklardan birisi kapatıldığı anda girişim deseni kaybolur.

Işığın girişimi yalnızca onun dalga özelliğiyle açıklanabilir.

Denklem:

c =

c = ışık hızı, bir sabit (2.998 x 10⁸ m/sn)

 (nu) = frekans, birimi hertz (hz or sn^-1)

 (lambda) = dalgaboyu, metre

Frekans, Dalgaboyu ve Dalga Sayısı

Uzun Dalgaboyu

=

Düşük frekans

=

Düşük enerji

Kısa Dalgaboyu

=

Yüksek frekans

=

Yüksek enerji

Elektromanyetik Tayf



E  h  hc



m/s) 10

x (3.00 hıız

ışık

) s J 10

x 62 . 6 ( sabiti Planck

f

lg

enerjisi fotonun

8

34















c h

rekans

aboyu da

E





Atmosfer Pencereleri

Atmosfer Pencereleri

www.answers.com/topic/radio-window

Yıldızlar Karacisim gibidir

Kara cismin saldığı enerji, dalga boyunun bir fonksiyonudur (Planck yasası). Dalga boyu arttıkca salınan enerji önce çok çabuk artar, maksimuma ulaşır, sonra yavaş yavaş sıfıra düşer.

Bu tüm sıcaklıklar için böyledir, ancak daha sıcak karacisim eğrisinde maksimum enerji daha kısa dalga boylarında

karşımıza çıkar.

Karacisim ışınımı

Newton 1666’da prizmanın üzerine düşen ışığı frekanslarına ayırdığını keşfetti ve basit bir cam prizma kullanarak güneş ışığının tayfını elde etti.

İlk Tayf

Yıldızların Tayfları

• Yıldızlar pek çok özellikleriyle birbirlerinden ayrılırlar. Kütle, ışıltı, renk, kimyasal yapı,

yaş, yıldızdan yıldıza değişir.

• 1814 yılında Alman bilim

adamı Joseph von Fraunhofer (1787-1826) Güneş ışığını bir prizmadan geçirerek,

incelerken tayf üzerinde bazı çizgiler gördü. Sistematik

çalışma sonunda tayfın bir uçtan diğer uca kesintisiz gitmediğini ve tayf üzerinde en az 570 çizginin olduğunu saptadı.

Yıldızların Tayfları

• Peki ama tayf nedir?

• Bir kırınım ağı ya da prizma kullanarak ışığın frekansa veya dalgaboyuna göre enerji dağılımıdır.

TAYF – Kirchof Yasaları

Karacisim, tüm dalgaboylarında ışık yaydığından, sürekli tayf verir.

Kuantumlu Enerji

• Sürekli enerji eğimli bir yola benzer (b).

• Kuantumlu enerji merdiven

basamakları gibidir (a).

• Her bir

basamaktaki enerji Planck sabiti ile

birlikte artmaktadır.

• h = 6.63x10^-34 J/sn

• E = hf

r₁ Temel seviye r₂

r₃

E

13.6 eV n = 2

n = 1 n = 3 n = 4 n = 5

3.4 eV

1.5 eV

0.85 eV

0.54 eV

n =  0 eV

656 486 434 410

Hidrojen Atomu

r₄

Soğurma Çizgisinin Oluşumu

Soğurma Çizgisinin Oluşumu

Hidrojen

Hidrojen Helyum

Bir kırınım ağı ya da prizma

kullanarak ışığı bileşenlerine ayıran astronomlar, her bölümü bağımsız olarak analiz edebilirler!

Bazı Elementlerin Tayfı

Yıldız ışığının analizi ile öğrendiklerimiz!

 Bir yıldızın sıcaklığı (enerjinin maksimum olduğu dalgaboyu)

 Yıldızın kimyasal yapısı (tayfsal analiz yardımıyla)

 Yıldızın uzay hareketi ve dönmesi (Doppler Kayması)

Barnard’s Star

Doppler Kayması

Tayf Sınıflaması

Tayfsal Sınıflama

O B A F G K M

Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me!

50,000 K 3,000 K Sıcaklık

(L)

Tayf

Sınıflaması

HR

Işınım Gücü

Sıcaklık

Sıcak Soğuk Parlak

Sönük