Görmek ille de inanmak değildir, size yıldızların "gerçek" rengini söyler
Teleskopla bir yıldızı gözlemlediğinizde, gördüğünüz renklerin neyi temsil ettiğini biliyor musunuz? Gördüğümüz mavinin, Doppler etkisiyle bize doğru hareket ederken görünen renk olup olmadığını nasıl belirleyebiliriz? Gezegendeki bazı elementlerin bu rengi göstermesi mi yoksa bu elementlerin yanmasından mı kaynaklanıyor?
Elbette bunları spektrumla ayırt edebiliriz, ancak bunları bir spektrum analizörü olmadan nasıl ayırt edebiliriz?
Biraz karmaşık olan bu konuyu anlamak için, en baştan başlayalım. Bir yıldızın tayfını çektiğinizde (fiziksel olarak konuşursak, bu işlem ışığı bir kırınım ızgarasından geçerek ışığı oluşturan renklere ayırmaktır), bilgiye göre, dalga boyu ve dikey eksen olarak yatay bir eksen çizebiliriz. Işık yoğunluğunun spektrogramı.
Aşağıdaki resim "siyah gövde eğrisi" denen şeye çok benziyor. Siyah gövde eğrisi, yıldızlar ve sıcak demir levhalar gibi herhangi bir termal emisyon tarafından üretilen temel şekildir. Bu eğrinin ayrıntıları oldukça karmaşıktır ve kuantum mekaniği bilgisi ile anlaşılması gerekir.İşte, aşağıdakileri anlamamıza yardımcı olmak için "Amazing Space web sitesinden" siyah cisim eğrisinin (üç farklı sıcaklık) bir resmi var.
Yukarıdaki şekilde siyah cisim eğrisinin önemli özelliği ışık yayan nesnenin sıcaklığı ile eğrinin maksimum değerine ulaştığı dalga boyu arasındaki ilişkiyi ortaya çıkarmasıdır. (Örneğin, bir metal parçası ısıtıldığında önce kırmızıya döneceğini, ancak sıcaklık arttıkça turuncu, sarı vb. Olacağını biliyoruz. Diğer bir deyişle, maksimum emisyon dalga boyu, gözünüzün gördüğü metalin rengidir. Sıcaklık artışı ile değişecektir.) Sıcaklık ve maksimum emisyon dalga boyu arasındaki ilişki bilinmektedir, bu nedenle siyah cisim eğrisinin tepe noktasını gözlemleyerek yıldızın sıcaklığını hesaplayabilirsiniz.
Şimdi, bir yıldızın tayfını aldığınızda, siyah cisim eğrisinin üzerine yerleştirilmiş birkaç küçük tepe ve eğim açısı bulacaksınız, bunlar sözde emisyon çizgileri ve soğurma çizgileri. Bu genellikle yıldız atmosferindeki moleküllerin belirli bir dalga boyunda ışık yayan veya emen, yani o dalga boyunda normal bir siyah cisim tarafından yayılan ışığın eklenmesi veya çıkarılması nedeniyledir.
Hangi çizginin hangi moleküle bağlı olduğunu kimyasal yollarla belirlemek biraz zordur, çünkü bu işlem teorik modellerle Dünya üzerindeki moleküller üzerinde yapılan deneyleri birleştirerek yapılır. Fakat çok sayıda molekül ve çok sayıda dalga boyu vardır.Yayabilecekleri veya soğurabilecekleri sıcaklığa ve ortama bağlıdır.Bu nedenle, buna neyin sebep olduğunu bulmak, teori ve veriler arasında dikkatli bir karşılaştırma gerektiren karmaşık bir süreçtir. Yine de yıldızların kimyasal bileşimini incelemek için bu soğurma ve emisyon hatlarını kullanabiliriz.
Son olarak, tüm bunların ötesinde, Doppler etkisi nedeniyle, Doppler etkisi, gözlemlediğimiz yıldız bize doğru veya bizden uzaklaştığında meydana gelir. Doppler etkisi, belirli bir nesnenin ışık dalga boyunun farklı bir dalga boyuna hareket etmesine neden olur. Kabaca konuşursak, bahsettiğimiz tüm eğrinin, siyah cisim emisyonu artı emisyon ve absorpsiyon çizgilerinin yatay eksende kaymasına neden olur.
Tabii ki, teleskop üzerinde eğriyi ölçtüğünüzde, onun nereden "hareket ettiğini" hemen söyleyemezsiniz. Elde ettiğiniz şey, sadece dünyadan ölçülen bir eğridir, Doppler etkisinin etkisi olmadan ölçülmez. (Bir yıldızın yüzeyine oturabilir ve buradaki eğriyi ölçebilirseniz, Doppler etkisi olmadan bir eğri elde edebilirsiniz). Bununla birlikte, çizgileri emerek ve yayarak hareketin derecesini ölçebiliriz.
Bu aynı zamanda biraz karmaşık bir süreçtir, ancak aşırı basitleştirilmiş bir örnek vermek için, varsayalım ki bazı teorik hesaplamalar yaptınız ve bu yıldızda özel bir soğurma çizgisinin diğer herhangi bir çizgiden çok daha güçlü ve güçlü olması bekleniyor. Çok daha güçlü ve daha derin. Bu çizginin hangi molekül olduğunu biliyorsunuz, bu yüzden ister teoride ister Dünya üzerinde bir deneyde olsun, bir dalga boyunda (varsayımsal) 452 nanometrede görünmesi gerektiğini biliyorsunuz. Yani, az önce aldığınız spektruma bakarsanız, emilim ve emisyon çizgilerinde beklediğiniz siyah bir eğrinin üst üste geldiğini göreceksiniz, bunlardan biri diğer tüm çizgilerden çok daha güçlü.
Ancak bu hattın uzunluğu, beklediğimiz 452 nanometre değil 465 nanometre. İşte 13 nanometre eğrisini pozitif yönde kaydıran hesaplama-Doppler kayması için gerekli bilgiler. Bu bilgi, yıldızın dünyaya göre hızını hesaplamanıza izin verir Aynı zamanda, Doppler kaymasını bilmek, tüm eğriyi olması gereken yere geri götürmenizi sağlar. Ardından, yukarıda bahsedilen yıldızlarla ilgili daha fazla şeyi analiz edebilirsiniz, örneğin sıcaklığı elde etmek için tepe dalga boyunu ölçmek vb.
Gördüğünüz gibi, yıldız spektrumları çok karmaşık şeylerdir, umarım bu makale size yardımcı olmuştur!
İlgili herhangi bir içerik ihlali varsa, silmek için lütfen 30 gün içinde yazarla iletişime geçin
Lütfen yeniden baskı için yetki alın ve bütünlüğü korumaya ve kaynağı belirtmeye dikkat edin
