تابش الكترومغناطيسي-تابش جسم سياه

تابش الكترومغناطيسي-تابش جسم سياه

تابش الكترومغناطيسي:
هر شي در نجوم بوسيله تابش الكترو مغناطيسي مشاهده مي شود بنابر اين توجه به برخي از مباني فيزيك درباره تابش وجذب لازم است .تابش الكترو مغناطيسي فقط يك موج متحرك در ميدان مغناطيسي و الكتريكي است كه در معادلات ماكسول به 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 سنجها طول موج را اندازه گيري مي كنند.
با وسائل جديد تمام محدوده طيف قابل مشاهده است. تعدادي ازطول موجهايي كه فقط مي توانند در بالاي جو اندازه گيري شوند؛درفنآوري ماهواره اي به كارمي روند.

تابش نور به چندطريق صورت مي گيرد:
1-فرآيند پهن شدگي (فرآيند گرما يوني )-تابش جسم سياه. 2-تابش خطي .
3-تابش سينكروترون ناشي از بارهاي الكتريكي شتابدار.
ما درباره’ مورد اول بحث خواهيم كرد
تابش جسم سياه:

جسم گرم در دماي مشخص T گستره پهني از امواج الكترو مغناطيس تابش مي كندو جسم گرمتر آبي تر تابش ميكند .
براي مثال داخل زمين يك مخزن نور است كه مانند يك باطري ضعيف شده كم نورتر وقرمزتر است . اين مسئله در ابتداي قرن بيستم در فيزيك كلاسيك حل شده ويكي از موفقيتهاي مكانيك كوانتومي شكل گرفته بود.
طيف تابش گسيل يافته براي فيزيك كلاسيك يك مشكل بزرگ بود .
استفان و بولتزمن كشف كردند كه تمام 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. موقعيت ماكزيمم ناگهاني در طيف ،توسط قانون جابجايي وينز ((Wiens تشريح شد و مكان بيشترين شدت در طول موج
-3^10*2.9 كه در آن Tدر مقياس كلوين است.
بنابرا ين طول موج تابش گسيل يافته، نظريه تابشي جسم را ارائه مي دهد.
تلاشهاي رايلي (Rayleigh)براي توضيح مشاهدات از نظر كلاسيكي نا موفق بود .او محاسباتي انجام داد با اين فرض كه موجها درون كاواك قرار بگيرند وتابش گريزي از سوراخ كوچكي در ديواره كاواك را بدست آورد.فقط طول موجهايي مجازبودند كه دقيقا موج بر ديواره كاواك قرار مي گرفت (ديواره’ كاواك مكان گره ها بود).
رايلي فرض كرد كه هر گونه طول موج داراي 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 يك مشكل دارد؛وقتي طول موج صفر مي شود شدت بينهايت مي گرددواين مساله به عنوان فاجعه فرابنفش شناخته شد.
در سال 1900م.پلانگ اين مشكل را با گسسته فرض كردن تابش الكترو مغناطيسي حل كرد.او فرض كرد كه تابش بوسيله نوسانگرهاي الكترو مغناطيسي درون ديواره كاواك توليد ميشود.انرژي نوسانگرها فقط مي توانست به صور ت گسسته مضربي از بسامد باشدn=0,1,2,3,… ; E=nhn.
محا سبات پلانگ تفاوت بنيادي با محاسبا ت رايلي داشت كه مقادير انرژي را پيوسته فرض كرده بود. محاسبات پلانك تابندگي در طول موج خاص را بصورت زير داد:
I(l)=2*π*h*c^2/[l^5[exp(hc/lkT)-1]]
فرم بالاقانون استفان بولتزمن و قانونوينز را تاييد مي كند
. در طول موجهاي زياد فرمول بال منجر به نتايج رايلي مي شود.
در واقع در اندازه گيري دماي يك ستاره نوعي طيف سنجي يا نور سنجي ميتواند به كار رود.
مقايسه بين تابندگي نسبي مقدار نور گسيل شده يك ستاره در دو طول موج:.
اين نسبت مشخصه دمايي است بنابر اين اندازه گيري تمام 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.