جستجو در تالارهای گفتگو

تابش الكترومغناطيسي-تابش جسم سياه هر شي در نجوم بوسيله تابش الكترو مغناطيسي مشاهده مي شودبنابر اين توجه به برخي از مباني فيزيك درباره تابش وجذب لازم است .تابش الكترومغناطيسي فقط يك موج متحرك در ميدان مغناطيسي و الكتريكي است كه در معادلات ماكسولبه هم مربوط مي شوند.موج الكترو مغناطيسي باسرعت نور منتشر مي شود. C=2.998*108 حاصل ضرب طول موج و فركانس برابر سرعت نور است. C = F * g كه به صورت سنتي طيف سنجهاطول موج را اندازه گيري مي كنند. با وسائل جديد تمام محدوده طيف قابل مشاهدهاست. تعدادي ازطول موجهايي كه فقط مي توانند در بالاي جو اندازه گيري شوند؛درفنآوريماهواره اي به كارمي روند. تابش نور به چندطريق صورت مي گيرد: 1-فرآيندپهن شدگي (فرآيند گرما يوني )-تابش جسم سياه. -2تابش خطي 3-تابش سينكروترونناشي از بارهاي الكتريكي شتابدار. ما درباره’ مورد اول بحث خواهيم كرد تابشجسم سياه: جسم گرم در دماي مشخص T گستره پهني از امواج الكترو مغناطيس تابشمي كندو جسم گرمتر آبي تر تابش ميكند . براي مثال داخل زمين يك مخزن نور است كهمانند يك باطري ضعيف شده كم نورتر وقرمزتر است . اين مسئله در ابتداي قرن بيستم درفيزيك كلاسيك حل شده ويكي از موفقيتهاي مكانيك كوانتومي شكل گرفته بود. طيف تابشگسيل يافته براي فيزيك كلاسيك يك مشكل بزرگ بود . استفان و بولتزمن كشف كردند كهتمام گرماي تابش شده بوسيله سطح جسمي با مساحت A و دمايT برابر است با: Q=AsT4 s =5.67*108 شدت تابش درواحد حجم كه تابع طول موج است ،اندازه گيري شد. موقعيتماكزيمم ناگهاني در طيف ،توسط قانون جابجايي وينز ((Wiens تشريح شد و مكان بيشترينشدت در طول موج -3^10*2.9 كه در آن Tدر مقياس كلوين است. بنابرا ين طول موجتابش گسيل يافته، نظريه تابشي جسم را ارائه مي دهد. تلاشهاي رايلي (Rayleigh)براي توضيح مشاهدات از نظر كلاسيكي نا موفق بود .او محاسباتي انجام دادبا اين فرض كه موجها درون كاواك قرار بگيرند وتابش گريزي از سوراخ كوچكي در ديوارهكاواك را بدست آورد.فقط طول موجهايي مجازبودند كه دقيقا موج بر ديواره كاواك قرارمي گرفت (ديواره’ كاواك مكان گره ها بود). رايلي فرض كرد كه هر گونه طول موجداراي انرژي KT است( K ثابت بولتزمن است).محاسبات پش بيني مي كرد كه در دماي T تابندگي (شدت تابش ) به طول موج وابسته است. I(l)= T/landa^4 فرض بالا يكمشكل دارد؛وقتي طول موج صفر مي شود شدت بينهايت مي گرددواين مساله به عنوان فاجعهفرابنفش شناخته شد. در سال 1900م.پلانگ اين مشكل را با گسسته فرض كردن تابشالكترو مغناطيسي حل كرد.او فرض كرد كه تابش بوسيله نوسانگرهاي الكترو مغناطيسي درونديواره كاواك توليد ميشود.انرژي نوسانگرها فقط مي توانست به صور ت گسسته مضربي ازبسامد باشدn=0,1,2,3,… ; E=nhn. محا سبات پلانگ تفاوت بنيادي با محاسبا ت رايليداشت كه مقادير انرژي را پيوسته فرض كرده بود. محاسبات پلانك تابندگي در طول موجخاص را بصورت زير داد: I(l)=2*π*h*c^2/[l^5[exp(hc/lkT)-1]] فرم بالاقانوناستفان بولتزمن و قانونوينز را تاييد مي كند . در طول موجهاي زياد فرمول بالمنجر به نتايج رايلي مي شود. در واقع در اندازه گيري دماي يك ستاره نوعي طيفسنجي يا نور سنجي ميتواند به كار رود. مقايسه بين تابندگي نسبي مقدار نور گسيلشده يك ستاره در دو طول موج:. اين نسبت مشخصه دمايي است بنابر اين اندازه گيريتمام طيف جسم سياه الزامي نيست.چون تابندگي در هر دماي مشخص به طور نسبي در شدت 550 nm بهنجار شده است.called V or Visual Band اندازه گيري دوم در تابندگي 440nm (( called B or Blue band )) اندازه گيري دما را ممكن ميسازد