Melnā ķermeņa starojums

- [Pasniedzējs] Paskaties uz šo brīnišķīgo fotogrāfiju

no Habla teleskopa.

Tajā ir tik daudz zvaigžņu ar tik dažādām krāsām.

Kāpēc tām ir dažādas krāsas?

Izrādās,

ka tās, kas ir sarkanīgas vai oranžīgas,

vispār ir salīdzinoši vēsākas zvaigznes.

Tās ir zemākās temperatūrās.

Un tās, kas ir baltīgas, kā baltā krāsa šeit,

kā tu redzi, izrādās ir nedaudz karstākas.

Un tās, kas ir zilganās,

izrādās ir viskarstākās šeit.

Bet mans jautājums ir, kā mēs to noskaidrojām?

Es domāju, kā mēs varam sēdēt uz zemes

un teikt, ka "Ei, sarkanajām zvaigznēm jābūt vēsākām,

un zilajām zvaigznēm jābūt karstākām."

Nu, tas ir tāpēc, ka mēs izpētījām absolūti melna ķermeņa starojumu.

Bet kas tieši tas ir

un kāds sakars absolūti melnam ķermenim ar šīm zvaigznēm?

Nu, noskaidrosim.

Sāksim ar to, kas ir absolūti melni ķermeņi

un kāpēc mums par tiem būtu jāinteresējas?

Tam nolūkam noliksim ābolu ārā saulainā dienā

gaišā dienasgaismā,

tātad uz to krīt saules gaisma.

Atceries, ka saules gaisma ir balta gaisma,

kas sastāv no visām varavīksnes krāsām.

Jautājums mums tagad ir, kas notiek ar gaismu,

kad tā krīt uz ābola?

Nu, daļa gaismas tiek atstarota,

liela daļa ir sarkanā krāsa,

un tāpēc mēs redzam ābolu sarkanā krāsā.

Bet kas notiek ar pārējām krāsām?

Nu, tās tiek absorbētas.

Un ar absorbēšanu mēs domājam to,

ka atceries - gaisma ir elektromagnētiskais vilnis,

kas satur gan elektrisko, gan magnētisko lauku,

bet mēs neesam parādījuši svārstīgos magnētiskos laukus.

Bet šie ir svārstīgie elektriskie lauki.

Bet kad tie krīt uz ābola, elektriskie lauki

liks elektroniem svārstīties.

Un rezultātā,

ievēro, ka enerģija no elektromagnētiskā viļņa

pāriet elektronu svārstību enerģijā.

Un tā elektromagnētiskā viļņa enerģija

pārvēršas elektronu svārstību kustībā

jeb elektronu siltuma enerģijā.

Un rezultātā

ābola temperatūra paaugstināsies.

Bet pagaidi, pagaidi.

Ja tā būtu,

tad, ja tu nepārtraukti apgaismotu ābolu,

tā temperatūrai vajadzētu nepārtraukti pieaugt.

Bet tas tā nenotiek, vai ne? Kāpēc tas tā nenotiek?

Nu, tas ir tāpēc, ka kad elektroni svārstās,

tie radīs savus elektromagnētiskos viļņus.

Atceries, jebkurš paātrināts lādiņš

radīs elektromagnētiskos viļņus,

un tāpēc svārstīgie elektroni

radīs savus elektromagnētiskos viļņus.

Un mēs saucam šos elektromagnētiskos viļņus par siltuma starojumu,

jo šis starojums rodas

no elektronu siltuma kustības,

un siltuma starojuma dēļ

tas zaudē enerģiju.

Un tā tu vari redzēt, kas notiek.

Tas absorbē enerģiju no saules gaismas,

bet tas arī zaudē enerģiju ar to pašu ātrumu

caur siltuma starojumu.

Un tiek sasniegts līdzsvars,

un mēs sakām, ka šis ābols būs termālā līdzsvarā,

kas nozīmē, ka tā enerģija ne pieaugs, ne samazināsies,

tātad tā temperatūra paliks nemainīga.

Ar visiem objektiem, ko tu redzi apkārt,

notiek kaut kas ļoti līdzīgs -

tie ir termālā līdzsvarā

un tie visi izstaro siltuma starojumu.

Tu varbūt jautā, kāpēc mēs neredzam siltuma starojumu,

kā mēs redzēsim pēc brīža,

lielākā daļa šī siltuma starojuma ir infrasarkanajā diapazonā,

nevis redzamās gaismas diapazonā.

Tāpēc mēs to nevaram redzēt.

Tāpēc tas, ko tu redzi vairumā gadījumu,

ir tikai atstarotā gaisma, labi?

Bet ir vēl kaut kas,

gaisma, kas nāk no zvaigznes, uzminiet kas?

Tā arī ir siltuma starojums.

Tas rodas zvaigznes temperatūras dēļ.

Vēl viens piemērs ir gaisma,

kas nāk no spuldzes kvēldiega.

Arī tas ir siltuma starojums.

Tas rodas kvēldiega temperatūras dēļ,

elektronu siltuma kustības dēļ

spuldzes kvēldiegā,

kas nozīmē, ka lai analizētu zvaigznes,

man jāanalizē siltuma starojumi,

kas nāk no objektiem.

Bet atstarotā gaisma ir problēma.

Tāpēc es gribu analizēt tikai objektus,

kas neatstaro nekādu gaismu.

Kas tie par objektiem? Oho, melni objekti.

Ja es nokrāsošu šo ābolu melnu,

iemesls, kāpēc tas izskatās melns,

ir tas, ka tas neatstaro nekādu gaismu.

Tas absorbēs visu gaismu, kas uz to krīt.

Tas ir viens no iemesliem, kāpēc

ja tu valkā melnas drēbes karstā, saulainā dienā,

kļūst daudz siltāks,

jo tās neatstaro nekādu gaismu.

Tās absorbē visu.

Nu, protams,

tas neabsorbē pilnīgi visas krāsas,

tas nedaudz atstaro.

Tāpēc tu joprojām vari redzēt dažas īpašības.

Tu joprojām vari redzēt dažu atstarojumu no tā,

bet tu saprati domu, vai ne?

Ja tas būtu ideāli pilnīgi melns,

tad tas neatstarotu nekādu gaismu,

un tad vienīgā gaisma, ko es varētu no tā saņemt,

būtu siltuma starojums.

Tāpēc mums patīk analizēt absolūti melnus ķermeņus,

jo tie izstaro tikai siltuma starojumu.

Un tāpēc šis starojums

tiek saukts arī par absolūti melna ķermeņa starojumu.

Un zini, kas ir foršākais

par absolūti melna ķermeņa starojumu,

tā spektrs,

tas ir, krāsas, dažādās krāsas, kas izstarojas

un spilgtums,

ar kādu visas dažādās krāsas izstarojas,

visi šie sīkumi,

tie atkarīgi tikai no absolūti melnā ķermeņa temperatūras.

Tas nav atkarīgs no,

piemēram, kāda gaisma uz to spīd

vai tas nav atkarīgs no, piemēram,

no kāda materiāla tas ir izgatavots.

Nekas no tā nav svarīgs.

Absolūti melna ķermeņa siltuma starojuma īpašības

ir atkarīgas tikai no tā temperatūras, kas ir lieliski,

jo tas nozīmē, ka tagad es varu to piemērot zvaigznēm.

Zvaigznes arī ir ļoti līdzīgas.

Tās arī izstaro tikai siltuma starojumu,

tāpēc es varu to piemērot zvaigznēm,

un tieši to mēs tagad darīsim.

Mēs analizēsim siltuma starojumu,

kas nāk nevis tieši no šī ābola,

jo es gribu paaugstināt šo temperatūru,

bet šis ābols sadegs.

Bet varbūt mēs paņemsim kādu metālu,

mēs paņemsim kādu melnu metālu,

mēs mainīsim tā temperatūru,

mēs analizēsim šo absolūti melna ķermeņa starojumu,

un tad mēs varēsim to piemērot zvaigznēm.

Tātad analizēsim siltuma starojumu, kas nāk

no metāla kastes,

lai mēs varētu palielināt tās temperatūru līdz ļoti augstām vērtībām,

un tā, iespējams, neizkusīs.

Un kā to analizēt?

Nu, mēs varam vienkārši atrast spektru

izmantojot difrakcijas režģi vai prizmu,

kas sadala visas krāsas.

Un, protams, tā kā ir arī gaisma

neredzamajā diapazonā,

mums vajadzēs arī dažus detektorus tam.

Bet neuztraucies pārāk daudz par praktisko pusi.

Pieņemsim, ka mēs to visu darām.

Kad mēs to izdarām, mēs uzzīmējam grafiku, labi?

Uz x ass mēs attēlosim dažādus viļņu garumus.

Tu vari redzēt,

piemēram, šie ir ļoti gari viļņi,

kas ir infrasarkanajā diapazonā,

kas var pat pāriet mikroviļņos,

tas var pāriet arī radioviļņos,

un tad šeit ir redzamā gaisma.

Tātad tev ir sarkanā spektra daļa.

Un tad, kad viļņa garums kļūst mazāks,

tev ir violetā spektra daļa,

un tad visbeidzot tas atkal kļūst neredzams,

tu nonāc ultravioletajā.

Tātad šis ir viļņa garums.

Un uz y ass,

mēs gribam attēlot, ar kādu intensitāti gaisma izstarojas

pie katra no šiem viļņu garumiem.

Un tātad uz y ass,

mēs attēlosim intensitāti.

Tehniski intensitāte pārstāv

starojuma enerģijas daudzumu, kas izstarojas sekundē

uz kvadrātmetru no šīs kastes virsmas.

Šādā veidā man nav jāuztraucas par kastes izmēru.

Es tikai noskaidroju,

es tikai pierakstīšu,

cik daudz katrs kvadrātmetrs izstaro enerģijas sekundē.

To mēs attēlosim šeit.

Bet tehniski tu vari redzēt, ka tā nav tikai intensitāte,

tā ir intensitāte uz mikrometru,

kas nozīmē intensitāti uz viļņa garumu.

Tas būtībā ir tas, par ko mēs runājam.

Katram viļņa garumam tajā apgabalā,

kāda ir gaismas intensitāte, kas izstarojas?

Tāpēc tā ir intensitāte uz mikrometru.

Bet mūsu nolūkiem

tu vari vienkārši domāt par to kā par spilgtumu

pie katra no šiem viļņu garumiem.

Tātad sāksim tagad,

un sāksim ar ļoti zemām temperatūrām,

ap 20 grādiem pēc Celsija.

Tu vari redzēt, ka šeit ir arī K, kas apzīmē kelvinus.

Tā ir cita temperatūras mērvienība.

Patiesībā tā ir standarta temperatūras mērvienība.

Un kā pāriet no Celsija grādiem uz kelviniem,

tu vienkārši pieskaiti 273.

Tātad 20 plus 273 ir 293 kelvini.

Lai pārietu no kelviniem uz Celsija grādiem, atņem 273,

un tur tas ir, labi?

Tātad kā izskatās grafiks

pie ļoti zemām temperatūrām?

Nu, izrādās, grafiks izskatās šādi.

Ko tu uzreiz vari redzēt,

ir tas, ka ne visi viļņu garumi saņem vienādu intensitāti.

Patiesībā viļņu garumi šeit ir nulle

un praktiski nulle.

Tas nav tehniski nulle,

bet praktiskiem nolūkiem tas ir nulle.

Un tāpēc tu pat nevari redzēt redzamo gaismu

kas izstarojas šeit.

Un tāpēc lielākā daļa lietu pie 20 grādiem pēc Celsija,

nekas 10-20 grādu Celsija temperatūrā nespīd,

jo tie nespīd redzamajā gaismā.

Tie spīd tomēr infrasarkanajā diapazonā,

un tāpēc tu vari tos noteikt ar infrasarkanajām kamerām.

Un raksturīga lieta, ko tu redzi, līkne ir,

līknes dēļ tu vari redzēt,

ka vienmēr būs viens konkrēts viļņa garums,

pie kura tu iegūsi maksimālo vērtību,

tu iegūsti maksimālo intensitāti.

Ap 20 grādiem pēc Celsija,

tas notiek kaut kur tālajā infrasarkanajā diapazonā.

Labi, tagad vienkārši palielināsim temperatūru.

Uzkarsēsim to līdz 3000 kelviniem.

Atkal, lai pārvērstu to Celsija grādos,

vienkārši atņem 273,

tu iegūsti ap 2700 kaut ko, pareizi, grādus pēc Celsija.

Bet kā jebkurā gadījumā izskatās grafiks tagad?

Nu, grafiks izskatās šādi. (smejas)

Ko mēs tagad atrodam ir tas, ka intensitātes ir tik, tik augstas,

ka es pat nevaru to uzzīmēt tajā pašā mērogā.

Un tas ir saprotams.

Pie ļoti augstām temperatūrām,

siltuma enerģija ir tik augsta,

elektroni svārstās ar tik augstu enerģiju,

siltuma starojums izstarojas ar ļoti augstu enerģiju,

tāpēc visi viļņu garumi gaismai tagad

dos tev daudz augstākas enerģijas nekā iepriekš.

Un tāpēc intensitātes būs daudz augstākas,

tāpēc mēs nevaram to uzzīmēt tajā pašā grafikā.

Tāpēc mēs attālināsimies.

Un kad mēs attālināmies, tas izskatīsies šādi.

Tātad iepriekšējais grafiks,

tu vari iedomāties, tas ir kaut kur šeit,

ļoti zems šeit,

tu nevari to redzēt tagad tajā pašā mērogā.

Bet tagad lielā izmaiņa, kādu lielu izmaiņu mēs redzējām?

Nu, pirmkārt,

intensitātes ir daudz augstākas nekā iepriekš.

Bet otrā lielā izmaiņa ir tā, ka maksimums,

tu vari redzēt, ka maksimums agrāk bija kaut kur šeit.

Tagad tas ir pārbīdījies pa kreisi.

Pie 3000 kelviniem maksimums joprojām ir infrasarkanajā diapazonā.

Bet tā kā viss grafiks ir pārbīdījies,

visa lieta ir pārbīdījusies pa kreisi,

tagad arī daudz redzamās gaismas izstarojas.

Tu vari to redzēt.

Un tāpēc mēs tagad varēsim to redzēt spīdam

ar mūsu acīm.

Kādā krāsā tas izskatīsies?

Nu, visa gaisma izstarojas,

bet ne ar vienādu intensitāti.

Liels spilgtums,

liela intensitāte ir sarkanīgi-oranžīgajā diapazonā,

un tāpēc šī lieta spīdēs sarkanīgi un oranžīgi.

Tātad tas izskatīsies šādi.

Un tagad, ja tu paskaties uz lietām kā spuldzes kvēldiegs

vai izkausēts tērauds,

praktiski tajā pašā temperatūrā,

tu vari redzēt, ka tie spīd tajā pašā krāsā.

Mēs varam saprast vēl kaut ko.

Lai gan kvēldiegs dod mums šo krāsu,

tas dod mums redzamo gaismu.

Kur iet lielākā daļa gaismas?

Lielākā daļa gaismas, kas nāk

no spuldzes kvēldiega ir infrasarkanajā diapazonā.

Šeit ir vieta, kur izstarojas lielākā daļa gaismas.

Un skaties, redzamā gaisma saņem,

nedaudz enerģijas izstarojas.

Tāpēc kvēlspuldze

patiesībā izšķērdē daudz elektriskās jaudas,

jo lielākā daļa vienkārši iziet infrasarkanajā diapazonā.

Un tāpēc mēs pārejam uz LED spuldzēm,

jo tās ir daudz efektīvākas.

Katrā ziņā, tā kā to pašu analīzi var piemērot zvaigznēm,

tagad mēs varam apskatīt dažas zvaigznes,

zvaigzni, kurai ir līdzīga krāsa, piemēram,

viens piemērs tādai zvaigznei ir Betelgeize,

ko tu vari redzēt no Zemes

Oriona zvaigznājā, labi?

Tai ir līdzīga krāsa,

un tāpēc mēs varam teikt, ka zvaigznes, kas ir sarkanīgas,

ir līdzīgā temperatūrā,

tām jābūt zemākā temperatūrā.

Šī ir salīdzinoši vēsa, kad runa ir par zvaigznēm.

Labi, tagad palielināsim temperatūru vēl vairāk

līdz apmēram 5800 kelviniem.

Kā izskatās grafiks?

Atkal, tas būs daudz augstāks nekā iepriekš,

tāpēc man būs jāattālinās.

Un ja es to daru, tas izskatīsies šādi.

Tendence paliek tā pati,

daudz augstākas enerģijas nekā iepriekš.

Tagad iepriekšējais grafiks izskatās šādi. Labi?

Un vēl viena lieta,

maksimums arī ir pārbīdījies vairāk pa kreisi.

Tas ir kļuvis vēl īsāks.

Un tagad ievēro,

maksimums patiesībā ir kaut kur redzamajā gaismā,

kas nozīmē kaut kur zaļajā diapazonā.

Tātad pie apmēram 5800 kelviniem,

redzamā gaisma patiesībā ir maksimumā.

Bet kāda izskatās krāsa? Vai tā izskatītos zaļa?

Nē, jo lai gan daudz gaismas

nāk no zaļā,

tu vari redzēt, ka ir ievērojams daudzums sarkano un zilo

un visas krāsas izstarojas.

Un rezultātā

mēs patiesībā redzēsim to spīdam praktiski baltu.

Tātad pie apmēram 5800 kelviniem mēs redzēsim baltīgu spīdumu.

Un mūsu Saule, piemēram, ir balta.

Tā nav dzeltena.

Tā izskatās dzeltena atmosfēras dēļ.

Bet ja tu dotos ārā un paskatītos uz mūsu Sauli,

tā patiesībā izskatītos aptuveni baltīga.

Un zini ko?

No tā mēs varam teikt, ka mūsu Saulei jābūt aptuveni

šajā temperatūrā.

Un izrādās, ka tā ir aptuveni 5800 kelvinu temperatūrā.

Un līdzīgi citas zvaigznes,

kas ir baltīgā krāsā, ir līdzīgā temperatūrā.

Un starp citu, ļoti ātri,

kad es saku zvaigznes vai Saules temperatūra,

es nerunāju par zvaigžņu kodola temperatūru.

Tā varētu būt miljoniem kelvinu. Labi?

Mēs runājam par temperatūru pie ārējās virsmas.

Par to mēs runājam.

Un tā Saulei ir aptuveni 5800 kelvini.

Mēs veiksim vēl vienu temperatūras palielināšanu,

palielināsim to līdz aptuveni 8000 kelviniem

un paskatīsimies, kas notiek.

Nu, ja mēs to darām,

tagad atkal tu iegūsi grafiku,

kas ir daudz lielāks nekā iepriekš.

Tāpēc man atkal būs jāattālinās. Tas pats stāsts.

Un atkal tu vari redzēt to pašu tendenci.

Tātad šis ir iepriekšējais grafiks tagad,

daudz augstāka enerģija nekā iepriekš.

Un tā pati tendence.

Agrāk maksimums bija tuvu zaļajai gaismai

redzamajā diapazonā.

Tagad maksimums būs kaut kur ultravioletajā,

bet atkal, daudz redzamās gaismas joprojām izstarojas.

Un šoreiz ievēro,

tā kā viss grafiks ir pārbīdījies pa kreisi,

daudz vairāk enerģijas nāk zilgani-violetajā diapazonā.

Un tāpēc pie ļoti augstām temperatūrām, uzminiet ko?

Tas spīdēs zilgani-violeti.

Un tāpēc, ja tu tagad atgriezies pie dažām zvaigznēm,

kas ir zilā krāsā,

piemēram, šī zvaigzne, ko sauc par Rigel, Rigel,

es nezinu, kā to izrunā,

lai kas tas būtu.

Bet jebkurā gadījumā, tā ir zila zvaigzne,

tāpēc es varu teikt, ka

hei, tai jābūt daudz augstākā temperatūrā.

Tai jābūt ap 8000 grādiem vai 9000 grādiem,

atvainojiet, 8000 kelviniem vai daudz augstākā temperatūrā.

Un lūk, rezultāts.

Mēs pat tagad varam uzzīmēt krāsas-temperatūras grafiku,

kas zināmā mērā apkopo,

zini, kādu krāsu mēs redzam dažādās temperatūrās.

Tātad pie zemākām temperatūrām, tas ir sarkanīgs, oranžīgs,

un tad tas kļūs balts,

un tad tas sāks iet uz zilo diapazonu.

Tas neattēlo maksimālo vērtību.

Piemēram, pie 5800, maksimums joprojām ir zaļš.

Bet tā kā mēs redzam vairākas krāsas,

šīs ir krāsas,

kas beigās izskatīsies mūsu acīm.

Ja tas ir pārāk zems, tad mēs pat nevarēsim to redzēt,

jo lielākā daļa būs tikai infrasarkanajā diapazonā.

Tā būtībā ir tas, kā mēs varam paskatīties uz dažādām zvaigznēm,

to krāsām un noskaidrot, kāda ir to temperatūra.

Un kad es saku temperatūras,

es runāju par temperatūru ārējos slāņos, labi?

Kādas šīs temperatūras var būt.

Tas ir diezgan svarīgs rīks astronomijai.