? Astronomer studerar många stjärnor och andra objekt så avlägsna att vi inte kan resa till dem eller absorbera dem noga . Följaktligen astronomer måste härleda så mycket information som möjligt om en stjärna eller ett objekt från strålning som den avger . En viktig bit av information kan vi dra slutsatsen att strålningen är yttemperaturen på föremålet eller stjärna . Svartkroppsstrålning
Ibland i fysik och kemi är det bättre att göra förutsägelser genom att starta med en ideal hypotetisk objektet eftersom dess agerande är lättare att modellera , och beteendet hos den ideala hypotetiska objektet är en god approximation för hur verkliga objekt beter sig . En svart kropp sändare är en idealisk hypotetiskt objekt som kan absorbera eller avger elektromagnetisk strålning vid varje våglängd . Det gynnar inte vissa specifika våglängder över andra. När du ökar dess temperatur , dock kommer det att börja släppa ut mer och mer strålning med kortare och kortare våglängder , medan mängden strålning som den avger vid längre våglängder ökar långsammare .
Wien lag
svart föremål lyder Wien lag , som säger att våglängden för maximal intensitet – den våglängd där den svart avger mer energi – är lika med en konstant dividerad med temperaturen i svart objektet . Detta är en god approximation för många verkliga objekt, och astronomer kan använda den för att uppskatta yttemperaturen hos ett objekt eller en stjärna. Ju varmare föremål , ju kortare våglängden för maximal intensitet och blåare stjärnan kommer att visas, så att mätning av förhållandet av blått ljus till rött ljus är en snabb och smutsig sätt att uppskatta den ungefärliga temperaturen hos ett avlägset föremål . Denna teknik är inte särskilt exakt , dock , så även om astronomer ibland använder det , de föredrar en mer exakt metod .
Spectra
Spectra erbjudande astronomer annan sätt att mäta temperaturen på avlägsna objekt . Kärnan i en stjärna emitterar strålning inom ett brett spektrum av våglängder. Atomerna i atmosfären av stjärnan absorbera en del av denna strålning. Alla element kan endast avger eller absorberar strålning vid vissa våglängder . Listan över våglängder vid vilka ett element kan avge eller absorbera strålning kallas atom spektrum av det elementet . När temperaturen ökar , kommer elementet avger eller absorberar mer energi vid våglängder som inte är tillgängliga när det är vid låga temperaturer . Om elementet upphettas till mycket höga temperaturer , kommer det dock att bli joniserad och förlora alla sina elektroner , i vilket fall det inte längre kommer att absorbera strålning alls. Addera sammansättning och temperatur
genom att köra ljuset från en avlägsen stjärna genom en prisma eller ett spektroskop , kan man dela upp den i dess olika våglängder . Våglängder där en atom i stjärnans atmosfär absorberar starkt ljus kommer att visas som mörka band som kallas spektrallinjer . Astronomer kontrollera dessa spektrallinjer mot spektra för kända faktorer att räkna ut vilka element som är närvarande i stjärnans atmosfär . Därefter kan de fastställa den troliga temperaturen i stjärnans atmosfär baserad på huruvida vissa våglängder finns eller saknas i spektrumet . Om stjärnans atmosfär är så het att alla eller de flesta av vätet joniseras , till exempel väteatomerna kommer inte absorberar mycket ljus , och de spektrallinjer för vätgas kommer att vara svag eller saknas helt.
< Br >