AST203 Gözlem Araçları Tayf ve Tayfçekerler

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.

Frekans, Dalgaboyu ve Dalga Sayısı Denklem: c = c = ışık hızı, bir sabit (2.998 x 108 m/sn)  (lambda) = dalgaboyu, metre  (nu) = frekans, birimi hertz (hz or sn-1)

Uzun Dalgaboyu = Düşük frekans Düşük enerji Kısa Dalgaboyu = Yüksek frekans Yüksek enerji

Elektromanyetik Tayf

Atmosfer Pencereleri Atmosfer Pencereleri www.answers.com/topic/radio-window

Yıldızlar Karacisim gibidir

Karacisim ışınımı 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.

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

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

Hidrojen Atomu E n =  0 eV r4 -0.54 eV 410 n = 5 434 n = 4 -0.85 eV 486 n = 3 -1.5 eV 656 r2 n = 2 -3.4 eV r1 Temel seviye n = 1 -13.6 eV

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

O B A F G K M (L) Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me! 50,000 K 3,000 K Tayfsal Sınıflama O B A F G K M (L) Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me! 50,000 K 3,000 K Sıcaklık

Tayf Sınıflaması

HR Işınım Gücü Sıcaklık

Parlak Sıcak Soğuk Sönük

Tayfçekerler Prizmalı Yarıklı Yarıksız Ağlar Optik Kırınım Yansıtıcı