Absorpsjonsspekter stjerner - naturfag

[Okei20]

Hei.

Er det noen som vet hvordan man ut ifra et absorpsjonsspekter kan vite om en stjerne er kortbølget eller langbølget? Absorpsjonslinjene til stjernenenes absorpsjonsspekter har noe med stjernenes temperatur å gjøre. For eksempel så kan det være sånn at det er flere absorpsjonsslinjer (mørke linjer) i den "blålilla" delen av spekteret for en stjerne. For eksempel har stjernen "Betelgeuse" flere absorpsjonsslinjer i den "blålilla" delen av spekteret (se vedlegget: ). Videre så får jeg vite at på stjernen ser rødlig ut og er kjølig, med lange bølgelengder. Hvordan kan man ut ifra absorpsjonsspekteret vite det?

Setter pris på alle svar! 
Takk på forhånd.

Endret 3. november 2019 av Okei20

[Taurean]

Skjønner ikke spørsmålet.

 

"For eksempel har stjernen "Betelgeuse" flere absorpsjonsslinjer i den "blålilla" delen av spekteret. Videre så får jeg vite at på stjernen ser rødlig ut og er kjølig, med lange bølgelengder. Hvordan kan man ut ifra absorpsjonsspekteret vite det?"

 

Du har altså fått oppgitt at den -har- flere absorpsjonslinjer i den blålilla delen av spekteret, men du får også vite at stjernen -ser- rødlig ut, og er kjølig, med lange bølgelengder.

 

Du skal altså bruke absorpsjonsspekteret for å fastslå an den -egentlig- er kjølig med lange bølgelengder?

 

 

 

Håper jeg ikke forvirrer deg, vil bare avklare spørsmålet. Det blir noe motstridende fakta ut fra hva jeg i det minste har lært.

 

Generelt har jeg lært på de programmene jeg har sett at blått lys gjengir veldig høy varme, har korte bølgelengder og betyr kort levetid på stjerner, og rødt lys gjengir lav varme, har lange bølgelengder og betyr lang levetid på stjerner. Det er sånn de kan fastslå stjerners og supernovaers alder og fastslå deres plassering i universet.

Endret 4. november 2019 av Taurean

[-trygve]

Jeg vet du spør spesifikt om relasjonen mellom temperatur og absorpsjonslinjer, men la meg først si noe mer generelt om temperatur og fargen til stjerner. Lyset en stjerne sender ut er ganske nært svart-legeme-stråling. Dermed kan temperaturen til overflaten av stjernen bestemmes fra hvilken bølgelengde det sendes ut mest energi ved. Dette gjør du ved hjelp av Wiens forskyvningslov. Siden lyset fra Betelgeuse er dominert av bølgelengder i den røde delen av spekteret kan du konkludere med at temperaturen er omkring . Hvis du kjenner bølgelengden der det sendes ut mest energi mer presist kan du bestemme temperaturen mer presist.

 

Sammenhengen mellom absorpsjonslinjer og temperatur er litt mer komplisert. Først må du vite hvordan en absorpsjonslinje oppstår. Det skjer når lys av "passe bølgelengde" passerer et atom. Passe bølgelengde betyr at energien til ett foton av lyset er akkurat riktig for å flytte ett elektron i atomet fra et nivå opp til et høyere nivå. Hvis bølgelengden ikke passer med energinivåene i atomet passerer lyset forbi uten å la seg påvirke. Hvis derimot bølgelengden passer vil lyset med stor sannsynlighet bli absorbert. Derfor vil lys av noen få bølgelengder bli absorbert, mens lys av andre bølgelengder passerer uhindret.

 

Hva har så dette med temperatur å gjøre? Her vil jeg bruke absorpsjon i hydrogenatomer som eksempel, men prinsippet er det samme uansett hva slags atomer eller molekyler som finnes i atmosfæren til stjernen. Du har kanskje lært at absorpsjonsspekteret til hydrogen kan organiseres i flere ulike serier. Hvis du ikke har lært om det, kan du lese om det her. Bølgelengden til rødt lys finnes bare i Balmerserien. Denne svarer til n=2, altså at et elektron som allerede er i nivå 2 absorberer lys og hopper til et høyere nivå. Forutsetningen for at hydrogen skal kunne absorbere rødt lys er altså at det allerede har et elektron i nivå 2. Er temperaturen passe høy vil mange hydrogenatomer ha et elektron i nivå 2 og absorpsjonen blir effektiv. Er temperaturen for lav har nesten alle hydrogenatomene elektronene sine i nivå 1 og kan dermed ikke absorbere rødt lys.

 

Hvis vi nå ser på Lymanserien (n=1) som svarer til hopp fra nivå 1 til et nivå lenger ute ser vi at dette tilsvarer vesentlig kortere bølgelengder - faktisk helt oppe i UV-området. Hydrogen som ikke er varmt nok til å absorbere rødt lys effektivt vil altså kunne absorbere lys med kortere bølgelengder.

 

Om du nå ser på absorpsjonsspekteret fra Betelgeuse ser du et stort antall absorpsjonslinjer. De fleste av disse linjene kommer ikke fra hydrogen, men fra andre stoffer i stjernens atmosfære. Men prinsippet er det samme, for å absorbere langbølget stråling må atomet allerede være eksitert til et høyere nivå enn grunntilstanden, og dette forutsetter tilstrekkelig høy temperatur.