ZÁŘENÍ V ASTROFYZICE
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
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…)
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
Plazma a jeho vlastnosti – III. Základní vlastností plazmatu je schopnost odstínit elektrické potenciály Debyeova stínící vzdálenost, P. Debye (1884 – 1966)
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
Oscilace plazmatu
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, …
Pohyb nabitých částic… – II. B = 0, E ≠ 0
B ≠ 0, E = 0
Pohyb nabitých částic… – III. B ≠ 0, E ≠ 0
grad B drift
Pohyb nabitých částic… – IV. Drift zakřivení
Magnetické zrcadlo
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 = 3.108 m.s-1
Mezi těmito veličinami platí známý vzájemný vztah
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)
Spojité záření tepelného původu – II.
Stefan – Boltzmannův vyzařovací zákon
Wienův posunovací zákon – maximum vyzařování pro určitou teplotu
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
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:
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
Zeemanův jev 1897 Zeemanův jev – P. Zeeman (1865 – 1943), štěpení spektrálních čar v magnetickém poli normální Zeemanův jev anomální Zeemanův jev – atomy s více elektrony
Starkův jev J. Stark (1874 – 1957) – analogie Zeemanova jevu ve vnějším elektrickém poli
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
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
Intenzita a tok záření Intenzita záření
Tok záření
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
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
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)
Rozšíření čar 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
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. [3,846.1026 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)]
Příklady Určete, jakou hmotnost ztratí Slunce vyzařováním, za 1s. [4,3.109 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. [3.10-14 MS.rok-1] Vypočtěte rozšíření spektrální čáry Hβ (λ = 486,1 nm) Dopplerovým efektem pro teplotu T = 6000 K. [∆λD = 0,016 nm]
