1 / 26

Astrofysikk

Astrofysikk. Stråling fra stjernene Fysikk 1. Stråling fra stjernene. Stråling fra stjernene. Utstrålingstetthet, U: Den totale utstrålte effekten, P. Hvor mye energi stjernen stråler ut pr flate og tid. U = P/A [W/m 2 ] Innstrålingstetthet, E: Hvor lyssterk en stjerne er. Eksempel.

hova
Download Presentation

Astrofysikk

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. Astrofysikk Stråling fra stjernene Fysikk 1

  2. Stråling fra stjernene

  3. Stråling fra stjernene • Utstrålingstetthet, U: • Den totale utstrålte effekten, P. • Hvor mye energi stjernen stråler ut pr flate og tid. • U = P/A [W/m2] • Innstrålingstetthet, E: • Hvor lyssterk en stjerne er. • Eksempel

  4. Orion

  5. Termisk stråling Kilde:http://www.falstad.com/thermal/index.html Termisk stråling er den elektromagnetiske strålingen som alle legemer sender ut. Eksempler der politiet bruker dette.

  6. Wiens forskyvningslov Den tyske fysikeren Wilhelm Wien (1864-1928) fant følgende lov for sammenhengen mellom temperatur og bølgelengde: λ·T = konstant = aLikningen kalles Wiens forskyvningslov. Med bølgelengden i meter og temperaturen i kelvin får konstanten a følgende verdi; 2,90 × 10 -3 m·K.

  7. Wiens forskyvningslov Prinsippet er at ved strålingen fra et svart legeme er bølgelengden med den størst intensiteten avhengig av temperaturen. Med denne formelen kan vi beregne overflatetemperaturen T når vi kjenner bølgelengden med størst intensitet λmaks:

  8. Planckkurve

  9. Stefan - Boltzmanns lov Varmestråling er det samme som infrarød stråling. Kommer fra de termiske bevegelsene i atomer og molekyler. Det er elektromagnetiske bølger som transporterer energi fra en kilde (f.eks bål) til en mottaker (f.eks hud)

  10. Stefan - Boltzmanns lov Alle gjenstander sender ut infrarød stråling. Den totalt utstrålte energien er sterkt avhengig av temperaturen til legemet. Stefan – Boltzmanns lov:For et legeme med temperaturen T er utstrålingstettheten M, den totale energiutstrålingen per overflateareal, gitt vedder  er stefan-boltsmann-konstanten

  11. Stefan - Boltzmanns lov M er utstrålt effekt pr overflateareal. Ønsker ofte å vite hvor stor den samlede utstrålte effekten L fra et legeme er.A er overflatearealet til legemet. L er en effektstørrelse med enheten W.

  12. Stefan - Boltzmanns lov Stefan - Boltzmanns lov er kun helt riktig for svarte legemer. Dette er legemer som absorberer all innkommende stråling på alle bølgelengder. Disse sender også ut energien igjen for å være i termisk balanse.

  13. Vi finner ut: Strålingen inneholder alle bølgelengder,  kontinuerlig spekter. Utstrålingstettheten (M=σT4) for alle bølgelengdene samlet vokser raskt med økende temperatur. Stefan - Boltzmanns lov. Toppen på Planckkurvene – den bølgelengden som gir størst strålingstetthet – forskyver seg mot kortere og kortere bølgelengder når temperaturen øker.

  14. Wiens forskyvningslov Fra solens emisjonsspektrum – med maksimum nær 500 nm – og Wiens forskyvningslov fant vi at solens overflatetemperatur er tilnærmet 6000 K. Dette er fargetemperaturen til solen. På lignende måte kan vi finne temperaturen til andre himmellegemer.

  15. Overflatetemperatur • Den effektive temperaturen • Den temperaturen vi finner når vi bruker Stefan - Boltzmanns lov. • Solas ytre lag.

  16. Energiproduksjon • E = mc2– Einsteins formel • I vanlige stjerner skjer det en fusjonsprosess som frigjør energi. Den frigjorte energien kasses reaksjonsenergi, Er • Er = msc2 ,mser massesvinnet • En stjerne er et himmellegeme der energiproduksjonen skjer ved fusjonsprosesser i kjernen av legemet.

  17. Proton - proton - reaksjonen

  18. Stjernespekter • Stjerner er glødende gasskuler • Hvitt lys gjennom stjerneatmosfæren • Absorpsjonsspekter • Grunnstoffer i atmosfæren • Overflatetemperatur (fotosfære) • Rotasjonsfart • Magnetfelt • Farten mot oss eller fra oss

  19. Absorpsjonsspekter

  20. Spektralklasser • Stjerner er klassifisert etter stjernespekter • Harward klassifiseringen O B A F G K M (Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me) • Hver klasse har 10 underklasser fra 0 til 9 • Klassene er ordnet etter styrken og mønsteret til linjene i spektrene O: høyest temperatur (blåhvite) M: Lavest temperatur (røde) Sola er en G 2 stjerne (gul)

  21. Hertzsprung – Russell - diagramm • Viser sammenhengen mellom utstrålt effekt og overflatetemperatur for stjerner. • 90% av stjernene ligger i et smalt bånd som kalles HOVEDSERIEN. • De som ligger utenfor har vært der før

  22. H-R–diagrammet viser at variasjonen i utstrålt effekt fra stjernene er enorm. Hvor i diagrammet en stjerne ligger sier også noe om deres videre skjebne og deres levetid. Store stjerner med høy utstrålt effekt bruker relativt raskt opp sitt brensel og har derfor mye kortere levetid enn stjerner ved samme temperatur, men lav utstrålt effekt.

  23. H-R Diagram H H

  24. Sol forskning • Noen av de rom laboratoriene som er brukt og brukes i dag til å studere solen og verdensrommet • Artikkel i tu.

More Related