تابش الكترومغناطیسی

[FATIMA]

هر شی در نجوم بوسیله تابش الكترو مغناطیسی مشاهده می شود بنابر این توجه به برخی از مبانی فیزیك درباره تابش وجذب لازم است .تابش الكترو مغناطیسی فقط یك موج متحرك در میدان مغناطیسی و الكتریكی است كه در معادلات ماكسول به هم مربوط می شوند.موج الكترو مغناطیسی باسرعت نور منتشر می شود. C=۲.۹۹۸*۱۰۸
حاصل ضرب طول موج و فركانس برابر سرعت نور است.
C = F * g
كه به صورت سنتی طیف سنجها طول موج را اندازه گیری می كنند.
با وسائل جدید تمام محدوده طیف قابل مشاهده است. تعدادی ازطول موجهایی كه فقط می توانند در بالای جو اندازه گیری شوند؛درفنآوری ماهواره ای به كارمی روند.
تابش نور به چندطریق صورت می گیرد:
۱) فرآیند پهن شدگی (فرآیند گرما یونی )-تابش جسم سیاه.
۲) تابش خطی
۳) تابش سینكروترون ناشی از بارهای الكتریكی شتابدار.
● تابش جسم سیاه:
جسم گرم در دمای مشخص T گستره پهنی از امواج الكترو مغناطیس تابش می كندو جسم گرمتر آبی تر تابش میكند .
برای مثال داخل زمین یك مخزن نور است كه مانند یك باطری ضعیف شده كم نورتر وقرمزتر است . این مسئله در ابتدای قرن بیستم در فیزیك كلاسیك حل شده ویكی از موفقیتهای مكانیك كوانتومی شكل گرفته بود.
طیف تابش گسیل یافته برای فیزیك كلاسیك یك مشكل بزرگ بود .
استفان و بولتزمن كشف كردند كه تمام گرمای تابش شده بوسیله سطح جسمی با مساحت A و دمایT برابر است با:
Q=AsT۴ s =۵.۶۷*۱۰۸
شدت تابش درواحد حجم كه تابع طول موج است ،اندازه گیری شد. موقعیت ماكزیمم ناگهانی در طیف ،توسط قانون جابجایی وینز ((Wiens تشریح شد و مكان بیشترین شدت در طول موج
-۳^۱۰*۲.۹ كه در آن Tدر مقیاس كلوین است.
بنابرا ین طول موج تابش گسیل یافته، نظریه تابشی جسم را ارائه می دهد.
تلاشهای رایلی (Rayleigh)برای توضیح مشاهدات از نظر كلاسیكی نا موفق بود .او محاسباتی انجام داد با این فرض كه موجها درون كاواك قرار بگیرند وتابش گریزی از سوراخ كوچكی در دیواره كاواك را بدست آورد.فقط طول موجهایی مجازبودند كه دقیقا موج بر دیواره كاواك قرار می گرفت (دیواره’ كاواك مكان گره ها بود).
رایلی فرض كرد كه هر گونه طول موج دارای انرژی KT است( K ثابت بولتزمن است).محاسبات پش بینی می كرد كه در دمای T تابندگی (شدت تابش ) به طول موج وابسته است.
I(l)= T/landa^۴
فرض بالا یك مشكل دارد؛وقتی طول موج صفر می شود شدت بینهایت می گرددواین مساله به عنوان فاجعه فرابنفش شناخته شد.
در سال ۱۹۰۰م.پلانگ این مشكل را با گسسته فرض كردن تابش الكترو مغناطیسی حل كرد.او فرض كرد كه تابش بوسیله نوسانگرهای الكترو مغناطیسی درون دیواره كاواك تولید میشود.انرژی نوسانگرها فقط می توانست به صور ت گسسته مضربی از بسامد باشدn=۰,۱,۲,۳,… ; E=nhn.
محا سبات پلانگ تفاوت بنیادی با محاسبا ت رایلی داشت كه مقادیر انرژی را پیوسته فرض كرده بود. محاسبات پلانك تابندگی در طول موج خاص را بصورت زیر داد:
I(l)=۲*&#۹۶۰;*h*c^۲/[l^۵[exp(hc/lkT)-۱]]
فرم بالاقانون استفان بولتزمن و قانونوینز را تایید می كند . در طول موجهای زیاد فرمول بال منجر به نتایج رایلی می شود.در واقع در اندازه گیری دمای یك ستاره نوعی طیف سنجی یا نور سنجی میتواند به كار رود.
● مقایسه بین تابندگی نسبی مقدار نور گسیل شده یك ستاره در دو طول موج:.
این نسبت مشخصه دمایی است بنابر این اندازه گیری تمام طیف جسم سیاه الزامی نیست.چون تابندگی در هر دمای مشخص به طور نسبی در شدت ۵۵۰ nm بهنجار شده است.called V or Visual Bandاندازه گیری دوم در تابندگی ۴۴۰nm (( called B or Blue band ))اندازه گیری دما را ممكن میسازد.
منبع: سايت بيسيم