ZÁŘENÍ V ASTROFYZICE

Transkript

1 ZÁŘENÍ V ASTROFYZICE

2 Plazmový vesmír Uvádí se, že 99 % veškeré hmoty ve vesmíru je v plazmovém skupenství (hvězdy, mlhoviny, ) I na Zemi se vyskytuje plazma, např. v podobě blesků, polárních září Ve sluneční soustavě se plazma vyskytuje magnetosférách planet a komet, ve slunečním větru; největším plazmatickým útvarem ve sluneční soustavě je Slunce

3 Plazma a jeho vlastnosti I. πλασµα z řečtiny, něco uspořádaného, uzpůsobeného Plazma je kvazineutrální plyn složený z nabitých a neutrálních částic, vykazující kolektivní chování Neizotermické (výbojové, laboratorní, ) Plazma Izotermické (Slunce, mlhoviny, Tokamak )

4 Plazma a jeho vlastnosti II. Plazma je ionizovaný plyn, ovšem ne každý ionizovaný plyn je možno nazývat plazmatem Stupeň ionizace udává, tzv. Sahova rovnice Pro vzduch vychází

5 Plazma a jeho vlastnosti III. Základní vlastností plazmatu je schopnost odstínit elektrické potenciály Debyeova stínící vzdálenost, P. Debye ( )

6 Plazma a jeho vlastnosti IV. Aby ionizovaný plyn bylo možno nazvat plazmatem je třeba, aby bylo splněno několik podmínek 1. Rozměr systému musí být větší než Debyeova stínící vzdálenost 2. Počet částic v kouli o Debyeově poloměru musí být dostatečně velký 3. Pro frekvenci oscilací plazmatu a střední dobu mezi srážkami musí platit

7 Oscilace plazmatu

8 Pohyb nabitých částic kosmická elektrodynamika I. V astrofyzice se částice pohybují dost často relativistickými rychlostmi, tj. v ~ c, musíme pak používat relativistické vztahy pro hmotnost, atd. V našem případě se omezíme na nerelativistický popis pohybu částic v elektrickém a magnetickém poli B = 0, E 0 B 0, E = 0 B 0, E 0 grad B drift drift zakřivení magnetická zdrcadla B homogenní, E nehomogenní; časově proměnné E,

9 Pohyb nabitých částic II. B = 0, E 0 B 0, E = 0

10 Pohyb nabitých částic III. B 0, E 0 grad B drift

11 Pohyb nabitých částic IV. Drift zakřivení Magnetické zrcadlo

12 Záření kosmických objektů Informace, které dostáváme z kosmického prostoru, jsou založeny na příjmu a analýze světla Základní data o kosmických objektech směr, odkud záření přichází (poloha zářícího tělesa, ) množství kvant záření (tok záření, jasnost objektů, ) kvalitativní vlastnosti záření (barva, vlnová délka, ) Základní veličiny vlnová délka λ frekvence f rychlost světla c = m.s -1 Mezi těmito veličinami platí známý vzájemný vztah

13 Spojité záření tepelného původu I. Každé těleso vysílá do okolního prostoru záření, které odpovídá jeho teplotě Ideálním případem je záření absolutně černé těleso (AČT), které je schopno pohltit i vyzářit záření všech vlnových délek beze zbytku Rozdělení energie ve spektru je dáno Planckovým zákonem Rayleigh Jeansův zákon (UV katastrofa počítáno klasickou fyzikou)

14 Spojité záření tepelného původu II. Stefan Boltzmannův vyzařovací zákon Wienův posunovací zákon maximum vyzařování pro určitou teplotu

15 Záření netepelného původu I. Kromě tepelného záření existuje ještě záření netepelného původu (známo z přednášek z atomové fyziky) Mezi takové záření patří např. Čerenkovovo záření, Comptonův rozptyl, inverzní Comptonův rozptyl (mezihvězdný prostor vznik gama pozadí oblohy) nebo synchrotronové záření

16 Záření netepelného původu II. Poměrně významné záření netepelného původu ve vesmíru je synchrotronové záření záření vyvolané relativistickými elektrony, kroužícími v magnetickém poli (vznik v mezihvězdném plynu, zbytky supernov, erupce na Slunci, ) Vrcholový úhel kužele:

17 Spektra atomů Spektrální analýza je nezbytnou součástí astrofyzikálního výzkumu Ze spektra záření daného tělesa se určuje složení tělesa a dále např. jeho stáří, atd. Pojmy excitace, ionizace jsou známy z přednášek z atomové fyziky

18 Zeemanův jev 1897 Zeemanův jev P. Zeeman ( ), štěpení spektrálních čar v magnetickém poli normální Zeemanův jev anomální Zeemanův jev atomy s více elektrony

19 Starkův jev J. Stark ( ) analogie Zeemanova jevu ve vnějším elektrickém poli

20 Spektrum vodíku Ve vesmíru je to nejrozšířenější prvek, proto se jeho emisní nebo absorpční spektrum objevuje často ve spektrogramech různých kosmických objektů Základní série spektra atomu vodíku opět známé z atomové fyziky

21 Spektrum molekul Mnohem složitější než u atomů z důvodu většího počtu atomů vznik pásových spekter rotační důsledek rotace atomů v molekule vibrační důsledek kmitání atomů v molekule rotačně-vibrační součet zmíněných pohybů

22 Intenzita a tok záření Intenzita záření Tok záření

23 Hustota zářivé energie, tlak záření Hustota zářivé energie množství zářivé energie, nacházející se v daném místě a čase v objemové jednotce Tlak záření tlak vzniklý změnou hybnosti fotonu při jeho dopadu, síla kterou působí záření na jednotkovou plochu

24 Absorpční koeficient, optická tloušťka Záření o intenzitě Iν prochází vrstvou plynu o tloušťce dx, záření bude ztrácet na intenzitě Pomocí absorpčního koeficientu lze definovat koeficient optické tloušťky Optická tloušťka je mírou neprůhlednosti absorbující vrstvy plynu ve hvězdné atmosféře nebo podobném prostředí S tím souvisí pojem opacita schopnost nějaké látky pohlcovat záření ve všech vlnových délkách

25 Absorpce, vynucená a spontánní emise Absorpce a emise se v astrofyzikálních problémech často vyskytují Tyto děje jsou obecně přechody elektronů mezi různými hladinami nebo atomů mezi různými stavy (excitace, ionizace)

26 Rozšířeníčar Dopplerovým jevem Spektrální čára, která vzniká v důsledku chování velkého počtu atomů, které se pohybují vzhledem k pozorovateli pohybují různými rychlostmi rozšíření spektrální čáry Vedle tepelných pohybů to mohou být též pohyby turbulentní nebo i uspořádané proudění plazmatu na hvězdném povrchu V případě turbulentních pohybů prudký sestup nebo vzestup horkých plynů

27 Příklady Určete povrchovou teplotu Slunce, víte-li, že maximum vyzařování je na vlnové délce λ = 500 nm. Obdobný výpočet proveďte pomocí Stefan-Boltzmannova vyzařovacího zákona. [5800 K] Vypočítejte zářivý výkon Slunce. [3, W] Jakou spektrální čáru můžeme očekávat ve viditelné oblasti spektra protuberance, při excitaci vodíkových atomů elektrony o energii 2,0 ev? [λ 620 nm, tuto podmínku splňuje čára Hα (656,3nm)]

28 Příklady Určete, jakou hmotnost ztratí Slunce vyzařováním, za 1s. [4, kg] Určete v hmotnostech Slunce, úbytek hmotnosti Slunce prostřednictvím slunečního větru. Předpokládejme sféricky symetrické šíření slunečního větru meziplanetárním prostorem. Rychlost slunečního větru ve vzdálenosti 1 AU je v = 500 km.s -1, n = 7 cm -3. [ M S.rok -1 ] Vypočtěte rozšíření spektrálníčáry H β (λ = 486,1 nm) Dopplerovým efektem pro teplotu T = 6000 K. [ λ D = 0,016 nm]