Как ученые определяют температуру звезд, находящихся на расстоянии триллионов километров?
Как вы измеряете температуру своего тела? Самый простой ответ — «с помощью термометра». Но так ли это и со звездами? Ответ — большое НЕТ. Как известно, температура звезды может достигать нескольких тысяч Кельвинов. Но на сегодняшний день нет такого термометра, который выдерживал бы такие высокие температуры. Более того, даже если такой термометр со сверхмощными способностями существует, кто будет использовать его на звездах в миллионы световых лет от нас? Итак, как мы измеряем температуру звезд?
Здесь нам на помощь приходят косвенные методы. Чтобы преодолеть вышеупомянутые проблемы, астрофизики используют ряд косвенных методов измерения температуры. Давайте посмотрим на некоторые из них по очереди!
Закон смещения Вина
Закон смещения Вина касается спектра излучения черного тела. В соответствии с этим кривая излучения черного тела для разных температур будет иметь пик на разных длинах волн, которые обратно пропорциональны температуре. Используя эту обратную зависимость между длиной волны и температурой, можно оценить температуры звезд.
Однако это применимо только к звездам, у которых спектр очень близок к спектру черного тела. Более того, должны быть доступны также спектры, откалиброванные по потоку рассматриваемой звезды. Однако этот метод не дает очень точных результатов, поскольку звезды, как правило, не являются черными телами.
Закон Стефана — Больцмана
Еще один закон, который можно использовать для измерения температуры звезд, — это закон Стефана — Больцмана. Закон Стефана – Больцмана описывает мощность, излучаемую черным телом, с точки зрения его температуры. Согласно этому закону, общая лучистая тепловая мощность, излучаемая поверхностью, пропорциональна четвертой степени ее абсолютной температуры. L = 4πR 2 σT 4 . Здесь σ — постоянная Стефана-Больцмана, L — светимость, R и T — радиус и температура рассматриваемой звезды.
Сначала мы измеряем полный поток света, исходящего от звезды. Объединив эти факторы, ученые оценивают светимость. А с помощью интерферометров можно определить радиус звезды. В конце концов, температура измеряется путем включения всех этих членов в формулу Стефана — Больцмана. Ограничивающим фактором здесь является сложность измерения радиусов самых больших или ближайших звезд. Таким образом, измерения существуют только для нескольких гигантов и нескольких десятков ближайших звезд главной последовательности. Однако они действуют как фундаментальные калибраторы, с которыми астрофизики сравнивают и калибруют другие методы.
По спектральному анализу звезды
Мы знаем, что атомы/ионы имеют разные уровни энергии. И численность этих уровней зависит от температуры. И население этих уровней зависит от температуры. Более высокие уровни заняты при более высоких температурах и наоборот — при более низких. Переходы между уровнями могут привести к излучению или поглощению света на определенной длине волны в зависимости от разницы в энергии между соответствующими уровнями. Как правило, звезда горячее внутри и холоднее снаружи. Более холодные вышележащие слои поглощают излучение, исходящее из центра звезды. Это приводит к появлению линий поглощения в полученном нами спектре.
Спектральный анализ состоит из измерения силы этих линий поглощения для различных химических элементов и разных длин волн. Сила линии поглощения зависит в первую очередь от температуры звезды и количества конкретного химического элемента. Однако на нее могут влиять и некоторые другие параметры, такие как гравитация, турбулентность, структура атмосферы и т.д. Этот метод дает температурные измерения с точностью до +/-50 Кельвинов.
Взаимосвязь цвета и температуры
Еще один метод измерения температуры звезд — анализ их цвета. Хотя все звезды кажутся белыми, при внимательном рассмотрении они имеют разные цвета. Вариации являются результатом их температуры. Холодные звезды кажутся красными, а горячие — синими. Мы измеряем цвет звезды с помощью прибора, называемого фотоэлектрическим фотометром.
Это включает в себя пропускание света через различные фильтры и определение количества, которое проходит через каждый фильтр. Измерения фотометра преобразуются в температуру с использованием стандартных шкал. Этот метод очень полезен, когда хороший спектр звезды недоступен. Результаты, полученные этим методом, имеют точность до +/- 100-200 К. Однако этот метод дает плохие результаты для более холодных звезд.
Каждый из вышеупомянутых методов имеет свои преимущества и недостатки. Тем не менее астрофизики во всем мире широко используют эти методы, и в конечном итоге дают удовлетворительные результаты.
Источник
Как измеряют температуру в отдаленных участках космоса, например, за 5 тысяч световых лет?
Вообще-то 5 тыс св. лет это не отдалённый космос. Это совсем совсем близко в масштабах галактики, радиус которой 100 тыс св. лет.
Температуру можно измерить чего-то (или кого-то ). Если это звезда, то температура оценивается по специальной шкале цветовых температур. Если это эмиссионная туманность, освещаемая близлежащими (обычно молодыми) звёздами, то по отражённому спектру (обычно инфракрасному) можно определить состав и температуру туманности. Если это холодные молекулярные облака, то наблюдения нескольких линий радиоизлучения одного типа молекул дают возможность определить изотопный состав газа, его плотность и температуру. Для горячего галактического или внегалактического газа используют кинетическую температуру, по скоростям движения молекул, которые в свою очередь определяются из спектров радиоизлучения ионизированных атомов при столкновениях. В некоторых случаях состав и температуру газа облаков определяют по линям поглощения излучения от далёких квазаров. Так, недавно было обнаружено огромное горячее газовое облако вокруг соседней галактики Андромеда, в десять и более раз превышающее размер самой галактики. Такое же гигантские гало из горячего газа открыто и у нашей галактики.
Если же участок космоса, температуру которого вы хотите изменить, не содержит ничего, то температуру можно оценить теоретически, основываясь на знании, что космос заполнен равномерно реликтовым изучением со средней температурой 2,725 К. Далее надо узнать расстояние до ближайшей звезды и учесть вклад от её теплового излучения, учитывая 1/r² ослабление потока. Эта добавка будет не намного больше реликтового излучения, если выбранное вами расстояние r = 5 тыс. св лет радиально удалено от центра галактики или перпендикулярно плоскости галактики. Если вы выбрали направление к центру галактики, то вклад в температуру теплового излучения оттуда уже будет существеннее. Вот и все дела.
Источник
135. Как же астрономы измеряют температуру Вселенной?
135. Как же астрономы измеряют температуру Вселенной?
Инфракрасное (ИК) излучение с длиной волны от 700 нм до 1 мм было открыто в 1800 Уильямом Гершелем (1738–1822).
Гершель использовал призму, чтобы получить спектр солнечного света, от красного до синего. Он использовал обыкновенные термометры для измерения энергии в спектре.
Он отметил, что термометр вне красной части спектра также нагревается в результате воздействия невидимого длинноволнового излучения.
Сегодня инфракрасное излучение (тепловое излучение) известно и используется в очках ночного видения и видеокамерах для записи ночных сцен.
В астрономии холодные объекты, такие как темные облака пыли, выделяют большую часть своей энергии в виде ИК волн. ИК астрономия показывает пыльную Вселенную.
Пыль также прозрачна для инфракрасного света. Инфракрасные телескопы показывают протозвезды, встроенные в облака пыли, даже когда видимый свет поглощается.
Проблема: космическое ИК излучение частично поглощается водяным паром в атмосфере Земли. Телескоп должен быть на высокой горе или в космосе.
Сегодня большинство гигантских наземных телескопов (например, Кек и VLT) оснащены камерами видимого света и ближними ИК-детекторами.
Первые ИК-детекторы не имели четкой направленной чувствительности. Вы не могли использовать их, чтобы сделать снимки инфракрасного неба, получались только размытые снимки.
Теперь даже обычные видеокамеры содержат ИК-чувствительные электронные ПЗС-детекторы. Современные технологии/возможности сопоставимы с оптическими детекторами.
Чтобы иметь возможность «видеть» слабое ИК излучение из космоса, детекторы всегда должны быть охлаждены, иметь близкую к абсолютному нулю температуру (например, жидкого гелия).
Первые ИК карты всего неба были сделаны спутником IRAS (1983). Обнаружено 350 000 источников, в том числе протопланетные диски и далекие пыльные галактики.
Затем последовали ИК космические телескопы типа Spitzer Space Telescope (НАСА, 2003) и Herschel (ЕКА, 2009). «Хаббл» также имеет камеру, работающую в ближней ИК области.
Будущий 6,5-метровый James Webb Space Telescope (HACA/EKA преемник «Хаббла», запуск в 2018) будет вести наблюдения в основном в ИК диапазоне.
Читайте также
ЭКСКУРСИЯ ПО ВСЕЛЕННОЙ
ЭКСКУРСИЯ ПО ВСЕЛЕННОЙ Книга и фильм «Степени десяти» (Powers of Ten) — одно из классических путешествий по далеким мирам и измерениям — начинаются и заканчиваются изображением пары людей, сидящих на травке в парке в Чикаго; надо сказать, что это место подходит для начала
5. Расширение вселенной
5. Расширение вселенной Тем временем в конце 1960-х нас снова ожидал кризис, хотя и гораздо менее драматичный, чем злополучное знакомство Роберта с эффектами лекарств. Членство Стивена в колледже в качестве научного сотрудника подходило к концу, и так как один раз срок уже
Жизнь во Вселенной
Жизнь во Вселенной 107. Как жизнь начиналась? Определение жизни трудное, но выглядит приблизительно так: жизнь это самоподдерживающаяся химическая система, способная следовать дарвиновской эволюции.Нет сомнения, что жизнь может возникнуть во Вселенной. Посмотрите в
115. Кто были первые астрономы?
115. Кто были первые астрономы? Астрономия — самая старая из наук. Или так говорят про астрономов. Первыми астрономами были доисторические люди, задававшиеся вопросом, каковы Солнце, Луна и звезды.Ежедневное движение Солнца установило часы. Ежемесячные фазы Луны и
125. Как астрономы избавляются от мерцания звезд?
125. Как астрономы избавляются от мерцания звезд? Чтобы увидеть звезды, вам потребуется безоблачная ночь. Но даже кристально чистое небо несовершенно. Турбулентность атмосферы Земли ухудшает видимость.Звездный свет проходит через движущиеся воздушные пузырьки с
126. Почему астрономы соединяют телескопы вместе?
126. Почему астрономы соединяют телескопы вместе? Большие телескопы обеспечивают более острый взгляд на Вселенную. Тот же результат можно получить, соединив вместе два или более телескопа меньших размеров.Используется техника интерферометрии. Хитрость в том, чтобы
137. Как астрономы делают рентген Вселенной?
137. Как астрономы делают рентген Вселенной? Самые высокоэнергетические виды излучения в природе — рентгеновские лучи (Х-лучи, длина волны 0,01–10 нм) и гамма-лучи (все, что короче 0,01 нм).На Земле рентгеновские лучи используются в медицинских целях. Энергия их квантов
В каких единицах измеряют работу и энергию
В каких единицах измеряют работу и энергию Так как работа равна изменению энергии, то работа и энергия – разумеется, как потенциальная, так и кинетическая – измеряются в одних и тех же единицах. Работа равна произведению силы на путь. Работу силы в одну дину на пути в один
Влияние давления на температуру плавления
Влияние давления на температуру плавления Если изменить давление, то изменится и температура плавления. С такой же закономерностью мы встречались, когда говорили о кипении. Чем больше давление, тем выше температура кипения. Как правило, это верно и для плавления. Однако
1. Почему «обидели» температуру? Ошибка Фаренгейта. Порядок и беспорядок. Когда путь вниз труднее подъема. Ледяной кипяток. Существуют ли на Земле «холодные жидкости»?
1. Почему «обидели» температуру? Ошибка Фаренгейта. Порядок и беспорядок. Когда путь вниз труднее подъема. Ледяной кипяток. Существуют ли на Земле «холодные жидкости»? Длину мы измеряем в метрах, массу — в граммах, время в секундах, а температуру в градусах.Расстояние
Источник
Как же астрономы измеряют температуру Вселенной?
Инфракрасное (ИК) излучение с длиной волны от 700 нм до 1 мм было открыто в 1800 Уильямом Гершелем (1738–1822).
Гершель использовал призму, чтобы получить спектр солнечного света, от красного до синего. Он использовал обыкновенные термометры для измерения энергии в спектре.
Он отметил, что термометр вне красной части спектра также нагревается в результате воздействия невидимого длинноволнового излучения.
Сегодня инфракрасное излучение (тепловое излучение) известно и используется в очках ночного видения и видеокамерах для записи ночных сцен.
В астрономии холодные объекты, такие как темные облака пыли, выделяют большую часть своей энергии в виде ИК волн. ИК астрономия показывает пыльную Вселенную.
Пыль также прозрачна для инфракрасного света. Инфракрасные телескопы показывают протозвезды, встроенные в облака пыли, даже когда видимый свет поглощается.
Проблема: космическое ИК излучение частично поглощается водяным паром в атмосфере Земли. Телескоп должен быть на высокой горе или в космосе.
Сегодня большинство гигантских наземных телескопов (например, Кек и VLT) оснащены камерами видимого света и ближними ИК-детекторами.
Первые ИК-детекторы не имели четкой направленной чувствительности. Вы не могли использовать их, чтобы сделать снимки инфракрасного неба, получались только размытые снимки.
Теперь даже обычные видеокамеры содержат ИК-чувствительные электронные ПЗС-детекторы. Современные технологии/возможности сопоставимы с оптическими детекторами.
Чтобы иметь возможность «видеть» слабое ИК излучение из космоса, детекторы всегда должны быть охлаждены, иметь близкую к абсолютному нулю температуру (например, жидкого гелия).
Первые ИК карты всего неба были сделаны спутником IRAS (1983). Обнаружено 350 000 источников, в том числе протопланетные диски и далекие пыльные галактики.
Затем последовали ИК космические телескопы типа Spitzer Space Telescope (НАСА, 2003) и Herschel (ЕКА, 2009). «Хаббл» также имеет камеру, работающую в ближней ИК области.
Будущий 6,5-метровый James Webb Space Telescope (HACA/EKA преемник «Хаббла», запуск в 2018) будет вести наблюдения в основном в ИК диапазоне.
Как выглядит ультрафиолетовое небо?
Ультрафиолетовый (УФ) свет имеет длину волны от 10 до 400 нанометров (нм). Невидимый для человеческого глаза, но некоторые животные, например такие как пчелы, видят в этом диапазоне.
УФ фотоны несут в себе гораздо больше энергии, чем фотоны видимого света. Поэтому ультрафиолетовый свет от Солнца вызывает солнечные ожоги или даже рак кожи.
К счастью, большая часть УФ излучения поглощается в атмосфере Земли, в основном озоном. Вот почему вызывает опасение угроза атаки озонового слоя ХФУ-газами (хлорфторуглероды).
Только очень горячие объекты, такие как молодые массивные звезды и маленькие белые карлики, излучают большую часть своей энергии в виде ультрафиолетовых волн.
Большинство звезд более тусклые в УФ, чем в видимом диапазоне. Так что, будь у нас УФ-чувствительные глаза, ночное небо выглядело бы весьма невыразительным.
Космическое ультрафиолетовое излучение можно изучать только из космоса. Известные УФ спутники: International Ultraviolet Explorer (IUE, [1978–1996]), FUSE (1999).
Космический телескоп «Хаббл» также имеет УФ спектрограф/камеру STIS. Установлен в 1997, вышел из строя в 2004, отремонтирован космонавтами в 2009.
Настоящий наиболее активный УФ космический телескоп — это GALEX (Galaxy Evolution Explorer), запущенный в 2003. Исследует формирование звезд в отдаленных галактиках.
УФ телескопы могут также обнаружить присутствие тепло-горячей межгалактической среды (WHIM): очень разреженного газа между галактиками и скоплениями галактик.
Присутствие атомов кислорода и азота в WHIM выявляется при отрыве электронов за счет поглощения определенных частот УФ излучения от далеких квазаров.
Между тем, УФ камеры на борту солнечных космических телескопов, таких как SOHO и Solar Dynamics Observatory, отслеживают взрывы вспышек на Солнце.
Как астрономы делают рентген Вселенной?
Самые высокоэнергетические виды излучения в природе — рентгеновские лучи (Х-лучи, длина волны 0,01–10 нм) и гамма-лучи (все, что короче 0,01 нм).
На Земле рентгеновские лучи используются в медицинских целях. Энергия их квантов достаточна для прохождения через ткани человека; могут вызвать рак, если доза слишком велика.
Гамма-лучи: обладают еще большей энергией квантов. Образуются в ядерных реакциях. Могут быть смертельными. К счастью, атмосфера Земли блокирует космические X- и гамма-лучи.
Ракетный эксперимент в 1949 обнаружил рентгеновское излучение Солнца. В 1962 еще один ракетный эксперимент обнаружил первый космический рентгеновский источник, Скорпион Х-1.
С тех пор летали многие рентгеновские спутники, в том числе Chandra (НАСА) и XMM-Newton (ЕКА), которые функционируют и в настоящее время.
Рентгеновские лучи проходят сквозь зеркало телескопа, поэтому нужна специальная оптика и/или детекторы, чтобы получить спектры или создать рентгеновский образ неба.
Рентгеновские лучи генерируются чрезвычайно горячим газом (млн градусов), например когда он втягивается в черную дыру или сотрясается в остатках сверхновой.
Спутники с гамма-излучением: Комптоновская обсерватория (1991–2000), а также Integral (ЕКА) и Fermi (НАСА) — функционируют и в настоящее время.
Важная область исследований: всплески гамма-лучей. Большинство событий во Вселенной, сопровождающихся выбросом энергии, вызваны взрывающимися звездами-гигантами или слиянием нейтронных звезд.
Взаимная аннигиляция материи и антиматерии и распад гипотетических частиц темной материи также производит рассеянные гамма-лучи.
Высокоэнергетические фотоны гамма-лучей генерируют поток вторичных частиц в атмосфере Земли, наблюдаемых с помощью наземных инструментов.
Рентгеновские и гамма-лучи открывают высокоэнергетическую Вселенную ищущим острых ощущений астрономам: горячие, самые яростные и самые взрывоопасные события в природе.
Источник