Gama İşinlari Ve Kaynaklari 3
 

Hidrojen tayfı için

Bu denklem bize uyarılmış hidrojen atomlarının yayımladığı ışınımların sadece belli dalga boylarını kapsayacağını söylemektedir. Ayrıca bu dalga boyları, elektronun son enerji düzeyinin ns kuantum sayına bağlı olan belirli seriler içindedir.Her durum için ni>ns olduğundan bir foton olarak verilecek enerji fazlalığının olması için diğer serilerde yukarıdaki hidrojen tayfı serisine benzer şekilde düzenlenmelidir.
http://frmsinsi.net/images/forumsins...sinsi.net_.jpg

Wien Yasası

Karacisimdan yayınlanan enerjinin maksimum dalga boyu aşağıdaki ifade ile verilir:


Wien Yasasının Sonuçları

Sıcak cisimler mavi renkte görülür .


Soğuk cisimler kırmızı renkte görülür.


Yıldızların yüzeyleri hariç her tarafı karacisim gibi davranır.


Mavi yıldızlar kırmızı yıldızlardan daha sıcaktır

İyonizasyon ve İyonlar


Eğer foton yeterince enerjiye sahip ise bir atomu iyonize edebilir.


Bir atom iyon haline bir yada daha fazla elektronunu kaybettiğinde ulaşır.


Çok ender ve az rastlanmasına rağmen ayrıca ilave bir elektrona sahip olabilen atomlarda iyon durumuna geçer.

Hidrojenin İyonlaşması


Hidrojen atomunun iyonlaşma enerjisi 13.6 eV dur.


Temel seviyeden (n=1) bir elektronun iyonlaşması için fotonun enerjisi 13.6 eV veya daha büyük olmalıdır. ? < 912 A


İyonize olmuş bir hidrojen atomu kendi başına bir protontan oluşur.

http://frmsinsi.net/images/forumsins...sinsi.net_.jpg

Kısaltma


Anlam


Örnekler


I


nötr


He I, O I


II


1 kere iyonize olmuş


He II, O II


III


2 kere iyonize olmuş


He III, O III




Astronomlar yukarıdaki gösterimleri bir atomun iyonize durumunu göstermek amacıyla kullanırlar.


Bunun anlamı He II'nin He I'den daha zor iyonize yapılabileceğidir.

YILDIZ SPEKTROSKOPİSİ


Yıldız spektroskopisi, yıldızlardan gelen ışığın yardımı ile yıldız atmosferinin fiziksel yapısını incelemeye çalışır.Yıldızlardan gelen ışık, bir spektroskoptan geçirildiği zaman genel olarak sürekli bir fon üzerinde kara çizgiler veya bantlar bazen de parlak çizgiler veya bantlardan oluşan bir spektrum elde edilir.Yıldız spektroskopisi, bu spektrumla yıldız atmosferinin fiziksel parametreleri arasındaki bağıntıları araştırır.


Yıldızların bize gönderdikleri ışınım 2.9x10-5 küçük dalga boylu kısmı yerin atmosferinin absorplamasından dolayı gözümüze ulaşamaz.Atmosferimizin 100 km aşağısında bol miktarda ozon gazı ve bu ozon dalga boyu 2.9x10-5 cm den(yada 2900Aº) küçük olan bütün ışığı soğurur.Ozon tabakasının üstüne kadar yükselen roketler yardımıyla güneşin morötesi spektrumu elde edilir.


Yıldızlardan bize gelen ışığın gözümüze gelmesine tek engel yerin atmosferi değildir.Biz bir yıldızın ancak en dış tabakalarını inceleyebiliriz.Daha derin tabakalarının ışığı bize ulaşamaz.Yıldız atmosferinin incelemek için takip edilecek yol, bilinen fizik kanunlarını uygulamaktır.Atmosferlerinin fiziksel yapısı ve kimyasal bileşimi, yıldızların sürekli spektrumlarından ve kara çizgilerinden elde edilir.


· Spektrograf takılı bir teleskop bir yıldızın tayfını ölçerek farklı dalgaboylarındaki parlaklıkların ölçülmesi sağlanır.


· Hemen hemen bütün yıldızlar "sürekli bir zemin" üzerinde "soğurma" çizgileri gösterir.


· Bazı yıldızlar "yayınlama" çizgileri gösterir.


Bütün yıldızların tayfı aynı değildir.


http://frmsinsi.net/images/forumsins...sinsi.net_.jpg

Kirchoff'un yasaları tayfa etkiyen nedenlerin bulunduğu bölgeler konusunda bize bilgiler verir.
http://frmsinsi.net/images/forumsins...sinsi.net_.jpg
Bir Yıldızda Soğurma Çizgilerinin Oluşumu


· Soğurma çizgilerine sahip olmasına rağmen bir yıldız karacisim ışımasına çok yakın tayf verir.


· Bizler yıldızların sıcak yüzeyi olan fotosferinden üretilen enerjiyi görebilmekteyiz.


· Güneş için:


· Fotosferi yaklaşık ~ 100 km derinliktedir


· T ~ 6000 K

Karacisim Gibi Yıldızlar


· Eğer yıldızlar karacisime benzer ise bu durumda yıldızların tayfı Plank ışıma yasasına çok benzer olmalıdır.


· Tayfta bir tepe bulunmalıdır


· Wien yasasına göre (?tepe = 2900 micron/T) sıcaklığı tahmin edebiliriz.

Yıldızların Fotometrisi


· Bir yıldızın tayfının maksimum olduğu noktayı belirleyebilmek için elektromanyetik spektrumun bütün dalgaboylarında tayfının alınması gerekir.


· Renk filtreleri kullanılarak bir yıldızın "rengi" belirlenebilir.


· Bununla her bir renk filtresinde ne kadar akının bulunduğu belirlenebildiğini kastediyoruz. Örneğin yeşil bir filtre sadece yeşil dalga boylarındaki fotonları geçirir.
UBV Sistemi: Kaba tayfsal bilgi veren bir dizi renk filtresidir.

Sıcaklık ve Renkler


· U at 3500 A => morötesi


· B at 4300 A => mavi.


· V at 5500 A => görünür


· Sıcak bir yıldızın akısı U filitresindeki akısı, soğuk bir yıldızın V filitresindeki akısından daha fazla olacaktır.

Sıcak Bir Yıldız ile Soğuk Bir Yıldızın Karşılaştırılması

Yıldızların Sınıflandırılması


19. ncu yüzyılın sonlarına doğru astronomlar yıldızların tayflarını hidrojenin soğurma çizgilerine göre sınıflandırmışlardır.


· A, B, ... sırası güçlüden zayıf çizgilere doğru bir değişimi göstermektedir.


· Ne yazık ki bu şekilde bir sınıflama için hatalı bir yöntem kullanılmıştı!


Annie Jump Cannon yıldızların tayflarını sıcaklıklarına göre (500,000) yıldızdan fazla yıldızı inceleyerek) bir sınıflandırma yapmıştır.


· Bu tayfsal sınıflandırma aşağıdaki gibidir:


Tayfsal Sınıflama = Sıcaklık Sıralaması


· Bu sınıflardan herbiri (O, B, vd.) kendi içlerinde 10 ana gruba ayrılmıştır. Örneğin;


· G0, G1, ... G9, K0, K1, ... K9

(G0, G9 dan daha sıcaktır) Güneşimiz G2 tayf türünden bir yıldızdır.


Soğurma Çizgi Bilgisi


Sıcaklık


Soğurma Çizgileri


Yüksek


İyonize olmuş atomlar


Orta


Nötr (Yüksüz) atomlar


Düşük


Moleküller



Tür


Sıcaklık (K)

Özellikler

Örnek


O 28000-60000


He II, Si IV, O III


Orionis

B 10000-28000


He I, Si II, H I


Rigel, Spica


A 7500-10000


H I, Fe II, Mg II


Sirius, Vega


F 6000-7500


Nötr metaller, Fe I,


zayıf H I ve Ca II


Canopus,


Polarius


G 5000-6000


Ca II, Nötr metaller


Güneş, Capella


K 3500-5000


Nötr metaller,


Moleküler Bandlar, TiO


Arcturus, Aldebaran


M<3500


Moleküler Bandlar, TiO,


VO, Nötr Metaller


Betelgeuse,


Antares
Tayf Türüne Göre Çizgilerin Şiddeti


Bir yıldızın tayf türü (veya sınıfı) bize o yıldızın sıcaklığı konusunda bilgi vermektedir fakat onun ışınımgücü hakkında bilgi vermemektedir. Işınımgücü bilgisini elde edebilmek için onun uzaklığının bilinmesi gerekmektedir!

YILDIZLARARASI ORTAMIN İNCELENMESİ


Spektroskopi (tayfölçümü) gaz bulutlarının ve genelde evreni inceleyen bir astronomun elindeki en önemli araçlardan biridir. Spektrograf astronomların bir gaz bulutu içinde bulunan atomların tayfsal imzalarını elde etmelerine olanak sağlar.Gaz içinde bulunan uyarılmış atomlar uyarılmamış hallerine dönerlerken özel dalga boylarında parlak “yayınlama” çizgileri oluşturacak biçimde ışınım yayarlar. Yoğun bulutlar çoğunlukla karanlık molekül biçimindeki hidrojen (H2) bulutları daha dağınık olanlar ise atom biçimindeki hidrojen (HI) bulutlarıdır.Hidrojenin iyonlaşmış hidrojen (HII) adı verilen üçüncü bir türü daha vardır ki bu tür , büyük kütleli yıldızların çevresinde ve pırıl pırıl ışıldayan bulutsularda bulunur.


Yayınlama çizgileri yalnızca gözlenen gaz bulutunun arka planında daha parlak bir ışık kaynağı yoksa görülebilir. Eğer gözlenen bulutun arka planında daha parlak bir ışınım kaynağı varsa, gaz bulutundaki atomlar bu ışınımı kendi karekteristik dalga boylarında soğurarak gözlenen ışın tayfında boşluklar biçiminde ortaya çıkan bir “soğurma tayfı” oluştururlar.


Yıldızlararası bulutlar 50 yıl kadar önce yıldız atmosferlerinde ilk kez dar soğurma çizgilerinin saptanması sonucunda keşfedildi.Gözlenen yıldızların bazıları değişen yada çift yıldızlardı.Bunların tayflarındaki soğurma çizgileri yıldız sönükleşirken veya eş yıldızının arkasına geçerken kayboluyor, ama bazı dar soğurma çizgilerinin hem yeğinliği (şiddeti) hem de dalga boyu aynı kalıyordu. Geleneksel spektrograflar yalnızca görünür ışığı analiz edebildiklerinden, görülen çizgiler sodyum, kalsiyum ve tayfın görünür bölgesinde çizgileri olan bazı ender bulunan elementlere ait çizgilerdi.Bu keşfin ardından atom biçimindeki hidrojen bulutlarının içinde bulunan elementlerin eser miktarlarda bulunduğu anlaşıldı.


Bu bulutların içindeki atom biçimindeki hidrojen 1950’lerde radyo astronominin gelişmesiyle keşfedildi.Bir hidrojen atomu , biri elektronu diğeri ise protonu simgeleyen iki minik mıknatıs olarak düşünülebilir.Mıknatıslar ya zıt yönleri yada aynı yönü gösterebilirler.Bu iki durum hafifçe farklı enerjilere sahip olduklarından atomun bir durumdan diğerine geçişi sonucu 21 cm dalga boyuna sahip olduğu için tayfın radyo dalgaları bölümüne düşen salma veya soğurma çizgileri oluşur.Bu geçişin olasılığının son derece düşük olmasına karşın (mıknatısların dönmeleri için gereken zaman 10 milyon yıldır) yıldızlararası bulutlardaki hidrojen atomu sayısı öylesine çoktur ki bu atomlar radyo teleskoplarca algılanabilecek sayıda foton üretirler.1960’larda morötesi tayfı analiz edebilecek araçların geliştirilmesiyle birlikte yıldızlararası bulutlarda karbon, azot ve oksijen gibi ağır elementler de keşfedildi.


Mikrodalga frekanslarındaki tayf çizgilerini araştıran astronomlar metil alkol, amonyak, su, formaldehit ve göreceli olarak daha karmaşık bazı diğer moleküller başta olmak üzere yüzlerce farklı molekül buldular.Hidrojen molekülünden sonra en bol bulunan molekül, 2.6 mm dalga boyunda kuvvetli bir tayf çizgisi oluşturan karbon monoksittir(CO).