Astronomija

Ali je svetloba, ki jo oddaja težje telo, bolj rdeče premaknjena kot svetloba iz lažjega telesa?

Ali je svetloba, ki jo oddaja težje telo, bolj rdeče premaknjena kot svetloba iz lažjega telesa?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Ali je svetloba, ki jo oddaja recimo območje, ki je zelo blizu črne luknje, bolj premaknjena kot svetloba z enako valovno dolžino, ki se je začela ob manj masivnem objektu?


Redshift ni povezan s časom, ki je potreben za pot od vira do gledalca, ne z razdaljo od vira do gledalca.

Toda svetloba se rdeče premakne s potovanjem iz gravitacijskega vodnjaka. Eden od načinov, kako to videti, je upoštevanje načela enakovrednosti: človek na sprednji strani pospeševalne vesoljske ladje bi videl, da se svetloba, ki je sijala od zadaj do sprednje strani plovila, postala rdeča in bi to rekel zaradi dejstva, da se hitreje, ko jih svetloba doseže, kot ko je bila svetloba oddana. Če bi bila ista plovila mirujoča v gravitacijskem polju, mora imeti isti poskus enak učinek, tj. Opaziti je, da je svetloba rdeče premaknjena.

Lahko upoštevate tudi energijo: če kroglo izstrelite navpično navzgor, se bo upočasnila in izgubila kinetično energijo, ko se premakne iz gravitacijskega vodnjaka. Če potuje dovolj hitro, se bo morda lahko izognil privlačnosti gravitacije, vendar bo šel počasneje, ko doseže veliko razdaljo.

Po drugi strani svetloba ne more izgubiti energije s počasnejšim gibanjem, vendar izgubi energijo in zagon, ko naraste iz gravitacijskega vodnjaka. To vidimo, ko se fotoni ob vzponu spreminjajo v rdeče.

Redshift lahko povzroči Dopplerjev učinek (ko se predmet oddaljuje od vas) ali kozmološki učinek (saj se prostor med vami in predmetom razteza s širjenjem vesolja) ali gravitacijski učinki, kot je opisano zgoraj. Redshift ni posledica časa, ki je potreben za pot od vira do gledalca. Ker pa se bolj oddaljeni viri hitreje umikajo, je rdeči premik bolj oddaljenih galaksij (ki potujejo dlje) ponavadi večji.


Ne čisto. Gravitacijski rdeči premik je sorazmeren z $ M / R $, kje $ M $ je masa polmera v notranjosti $ R $. Vendar gostota $ rho $ je sorazmeren z $ M / R ^ 3 $.

Torej gravitacijski rdeči premik ni neposredno odvisen od gostote. Če razmišljate o sevanju, ki ga oddaja površina predmeta, je rdeči premik sorazmeren enemu ali drugemu $ rho R ^ 2 $ ali $ rho ^ {1/3} M ^ {2/3} $.


Kaj je rdeči premik?

Redshift je verjetno najpomembnejši koncept v astronomiji.

Preprosto pomeni, da neka svetloba iz nekega razloga pridobi daljšo valovno dolžino in se zato svetloba premakne proti rdečemu koncu spektra.

Običajno je razlog v tem, da se oddajnik in sprejemnik odmikata drug od drugega. Toda v astronomiji je lahko razlog tudi v tem, da se vesolje širi ali ker se svetloba oddaja iz območja močne gravitacije.

Povezane objave

Spekter

Kozmologija

Gibanje spreminja valovno dolžino svetlobe

Ko sveti predmet & mdash npr. zvezda ali svetilka & mdash se premika proti nam, valovna dolžina svetlobe se skrajša in bo zato premaknjena proti modra konec spektra. Nasprotno, če se vir oddaljuje od nas, se valovna dolžina podaljša in s tem rdeča.

V prvem primeru se reče, da je svetloba modro prestavljen, v drugem pa rdeče premaknjeno. V obeh primerih je razlog Dopplerjev učinek.

Izrazi opisujejo "smer" premika, če je svetloba, če jo preusmerimo iz recimo ultravijolične v modro ali iz rdeče v infrardečo, še vedno rečemo, da je bila rdeče premaknjena, čeprav "končna" valovna dolžina ni rdeča.

Podoben učinek je dosežen, ko sirena iz reševalnega vozila, ki se nam približuje, zveni bolj visoko, medtem ko je bolj nizka, ko se spet umakne. Za svetlobo pa je vzrok bistveno drugačen in ga opisuje teorija relativnosti.

Iz laboratorijskih poskusov vemo, pri katerih valovnih dolžinah različni elementi oddajajo svetlobo. Z merjenjem, koliko se je premaknila svetloba oddaljenega predmeta, lahko (zelo natančno) izračunamo, kako hitro se premika.

Najboljši spektrografi lahko izmerijo hitrost zvezd, oddaljenih veliko svetlobnih let, z natančnostjo 1 m / s.

Kozmološki rdeči premik

Galaksije so raztresene v vesolju in so dejansko precej mirujoče, a ker se prostor sam širi, se vse galaksije umaknejo druga od druge. Ko se vesolje podvoji, se razdalja med dvema galaksijama podvoji. Če dve galaksiji v določenem trenutku ležita, recimo, 100 milijonov svetlobnih let drug od drugega, bo po preteku tega časa oddaljena 200 milijonov svetlobnih let, drugi dve galaksiji pa sprva ležita 200 milijonov svetlobnih let od vsake drugi končajo 400 milijonov svetlobnih let drug od drugega

Torej, ko sta si dve galaksiji bolj oddaljeni, hitreje se umakneta. Ker galaksije mirujejo v vesolju, ni vpleten noben dopplerjev premik (no, pravzaprav se premikajo z nekaj 100 km / s, tako da je dodatni Dopplerjev premik, vendar zaenkrat to zanemarimo). Toda napoved Einsteinove splošne teorije relativnosti je, da se prostor lahko širi in da ima svetloba, ki potuje skozi prostor, svojo valovno dolžino "raztegnjeno", sorazmerno s širitvijo.

Redshift, čas in razdalja

Ker je svetloba na poti skozi vesolje vedno bolj rdeče premaknjena, lahko rdeči premik galaksije uporabimo kot merilo njene razdalje.

In ker svetloba ne potuje neskončno hitro, ampak je trajalo nekaj časa, da nas je dosegla, gledamo bolj nazaj v čas, kolikor dlje je galaksija. Tako je hkrati rdeči premik galaksije merilo starosti vesolja v času, ko vidimo galaksijo.


Odgovori in odgovori

O: Ko izmerim valovno dolžino svetlobe iz posod, bodo moji rezultati za vsakega popolnoma enaki kot na zemlji (morda sem v gostejšem gravitacijskem polju, toda jaz in moje posode in merilne naprave si delimo isti prostor-čas).

To velja, dokler vi in ​​posode prosto padate. Ko zavirate na površini planeta, potisnete fotone v posodi na višjo energijo, tako da svetloba v posodi A ni več rdeča, svetloba v B pa modro premikana.
Izmerjena v enakem stanju gibanja (v mirovanju na površini planeta), odgovora B in C sta resnična, v skladu z odgovorom A (napačno).

Dobili boste resničnost, napačnost, napačnost, če izmerite pred zaviranjem.

Nisem omenil svojega pospeševanja pri odhodu z zemlje in upočasnitve ob prihodu. Mislil sem, da bi se lahko kompenzirali, toda če na podlagi vašega odgovora pravilno razumem, pomeni, da ima upočasnitev na ciljnem planetu zaradi gostejše gravitacije večji učinek kot pospešek vzleta?

Zdi se, da bi vse skupaj postalo kopacetsko na cilju.

Ok, torej v zvezi z delom A, bom po zaviranju na ciljnem planetu dejansko izmeril svetlobo v posodi B od zemlje kot modro premaknjeno in svetlobo iz posode A kot nespremenjeno. Moje meritve se bodo ujemale z meritvami prebivalcev planeta.

Čeprav sem se preselil v vesoljsko-časovni referenčni okvir težkega planeta in tudi svoje merilne naprave ter atome vodika-1, pojemek ni vplival na fotone v mojih posodah. V opisu časovne dilatacije sem prebral nekaj o časovni dilataciji, na katero pospešek ne vpliva.

»Časovna dilatacija je dejavnik, s katerim inercialni opazovalec meri uro drugega opazovalca kot počasno.

Časovno dilatacijo sestavljata dva dejavnika:
1) relativni faktor za Lorentzovo dilatacijo časa, ki je odvisen samo od hitrosti ure
2) absolutni faktor za gravitacijsko dilatacijo časa, ki je odvisen samo od položaja ure.

Časovna dilatacija ni odvisna od pospeška ure.

Lorentzova dilatacija časa je vzajemna za dva vztrajnostna opazovalca v smislu, da bosta vsaka druga ura z istim faktorjem štela, da ura teče počasi.

Gravitacijsko dilatacija časa je večja (ura je počasnejša), kjer je gravitacija močnejša (in gravitacijski potencial večji). "


Zdaj sem se v drugem prispevku pozanimal o izgubi energije rdeče premaknjene svetlobe (ali o dobičku energije v modro prestavljeni svetlobi) in bil sem obveščen, da svetloba ne izgublja / pridobi energije, ampak je časovno razširjena. Vendar ali ne morem trmasto vztrajati pri svojem pogledu in izjaviti, da so se moji zemeljski fotoni iz posode B, ki sem jih odnesel na težji planet, glede na mene modro premaknili in so zato pridobili energijo?

Zdi se mi, kot da lahko na svetlobo gledam, kot da je pridobivala energijo iz gostega gravitacijskega polja, in da so spremembe energije v fotonih z zemlje postopne (nekvantne vrednosti).


Ali je svetloba, ki jo oddaja težje telo, bolj rdeče premaknjena kot svetloba iz lažjega telesa? - astronomija

Če bi telo izstrelili z zemlje in doseglo visoko konstantno hitrost stran od zemlje, na kakšen način bi se Dopplerjev učinek med zemljo in odhajajočim telesom razlikoval od katerega koli Dopplerjevega učinka med zemljo in oddaljenim telesom, ki se istočasno oddaljuje od zemlje hitrost le zaradi širjenja vesolja? Laiku se zdi, da je pri telesu, ki se je izstrelil z zemlje, Dopplerjev učinek posledica valov, ki se morajo spoprijeti s hitrim in stalnim povečevanjem enot prostora med obema telesoma (ne s širitvijo teh enot prostora, ki ju ločuje), medtem ko bi v primeru oddaljenega telesa na kakršen koli Dopplerjev učinek vplivalo razširitev enot prostora, skozi katere so ti valovi potovali (ne k dodajanju enot prostora med njimi).

V obeh primerih bo svetloba, ki jo odda eno telo in jo bo sprejelo drugo, »rdeče premaknjena« - torej bo njena valovna dolžina raztegnjena, zato je barva svetlobe bolj proti rdečemu koncu spektra. Ampak obstaja subtilna razlika, na katero nekako aludirate.

Pravzaprav je le v prvem primeru (bližnje telo se oddalji od zemlje) rdeči premik povzročil Dopplerjev učinek. Dopplerjev učinek ste doživeli, če ste kdaj imeli vlak mimo sebe in slišali piščalko na nižjo višino (kar ustreza daljši valovni dolžini zvočnega vala), ko se vlak odmika. Dopplerjev učinek se lahko zgodi tudi pri svetlobnih valovih (čeprav ga ni mogoče pravilno razumeti brez poznavanja posebne relativnosti). Izkazalo se je, da je tako kot pri zvočnih valovih tudi valovna dolžina svetlobe, ki jo oddaja predmet, ki se oddaljuje od vas, daljša, ko ga izmerite, kot pri merjenju v preostalem okviru oddajajočega predmeta.

V primeru oddaljena predmeti, pri katerih širjenje vesolja postane pomemben dejavnik, se rdeči premik imenuje "kozmološki rdeči premik" in je posledica povsem drugačnega učinka. Glede na splošno relativnost širjenje vesolja ni sestavljeno iz predmetov, ki se dejansko odmikajo drug od drugega - temveč prostor med temi predmeti razteza. Vsaka svetloba, ki se premika skozi ta prostor, bo prav tako raztegnjena in njena valovna dolžina se bo povečala - torej bo rdeče premaknjena.

(To je poseben primer bolj splošnega pojava, znanega kot "gravitacijski rdeči premik", ki opisuje, kako vpliv gravitacije na vesoljski čas spreminja valovno dolžino svetlobe, ki se premika skozi ta vesoljski čas. Klasičen primer gravitacijskega rdečega premika so opazili na Zemlji, če prižgite luč do stolpa in izmerite njegovo valovno dolžino, ko jo prejmete, v primerjavi z njeno valovno dolžino ob oddajanju, ugotovite, da se je valovna dolžina povečala, in to zato, ker je gravitacijsko polje zemlje močnejše, bližje vam pridejo na njegovo površino, kar povzroča čas prehajati počasneje - ali, če želite, biti "raztegnjen" - blizu površine in s tem vplivati ​​na frekvenco in s tem na valovno dolžino svetlobe.)

Praktično gledano je razlika med obema (Dopplerjev rdeči premik in kozmološki rdeči premik) taka: v primeru Dopplerjevega premika je pomembna le relativna hitrost oddajajočega predmeta, ko se odda svetloba, v primerjavi s hitrostjo sprejemnika predmet, ko je svetloba sprejeta. Po oddaji svetlobe ni pomembno, kaj se zgodi z oddajajočim predmetom - to ne bo vplivalo na valovno dolžino prejete svetlobe. V primeru kozmološkega rdečega premika pa se oddajajoči objekt širi skupaj s preostalim vesoljem in če se hitrost širjenja spreminja med časom oddajanja svetlobe in časom prejema, bo to vplivalo na sprejeto valovno dolžino . V bistvu je kozmološki rdeči premik merilo celotnega "raztezanja", ki ga je vesolje prestalo med oddajanjem svetlobe in časom prejema.

Stran je bila nazadnje posodobljena 27. junija 2015.

O avtorju

Dave Rothstein

Dave je nekdanji podiplomski študent in podoktorski raziskovalec pri Cornellu, ki je z infrardečimi in rentgenskimi opazovanji ter teoretičnimi računalniškimi modeli preučeval povečevanje črnih lukenj v naši Galaksiji. Prav tako je večino razvil za prejšnjo različico spletnega mesta.


Ali je pomembno, katero UV svetilko uporabljam?

Ker se UV-svetilke razlikujejo po svoji vrsti in kakovosti, je težko vedeti, katere UV-svetilke bodo delovale za vaš primer uporabe, ne da bi se ozirali na specifikacije. Spodaj si oglejte, na kaj morate biti pozorni:

Pridobite pravilno valovno dolžino. UV svetloba je pravzaprav splošen izraz za široko paleto UV valovnih dolžin v UV spektru. Tako kot merimo vidno svetlobo vzdolž vidnega spektra, je tudi UV svetloba opisana vzdolž spektra z uporabo valovne dolžine, merjene v nanometrih (nm). Ko iščemo katero koli UV svetlobo, je izredno pomembno vedeti, na kateri valovni dolžini (v nanometrih ali nm) oddaja svetloba.

Zakaj je valovna dolžina tako pomembna? No, skratka, da bi bila UV-svetloba koristna, mora sprožiti fluorescenco. Vse UV-valovne dolžine ne morejo ustvariti zadostnih fluorescenčnih učinkov, zato lahko z napačno valovno dolžino popolnoma izgubite oznako.

Čeprav se lahko optimalne valovne dolžine razlikujejo glede na materiale in predmete, je najbolj fluorescenca najmočnejša pri valovnih dolžinah okoli 360 nm. Zato je pomembno, da kupite UV svetilko z valovno dolžino pri ali blizu 365 nm - sicer je lahko UV-energija, ki jo proizvede svetilka, popolnoma neuporabna in povzroči fluorescenčni sij, ki ga iščete.

Zaradi trendov v proizvodnji LED so LED z višjo valovno dolžino enostavnejši in stroškovno ugodnejši za izdelavo. Kot rezultat se kot "ultravijolične" LED pogosto uporabljajo 415 nm (vidna, vijolična svetloba) in 405 nm (mejna vidna vijolična svetloba). Če prodajalec ali proizvajalec ne navede uporabljene valovne dolžine - bodite previdni - saj bi zelo verjetno uporabili vijolično ali vijolično LED, ki ni pravi UV vir svetlobe.

Običajna valovna dolžina je 395 nm. Strogo gledano se šteje, da gre za ultravijolične LED, ko za opredelitev UV uporabljamo definicijo & lt 400 nm. A ker so te LED tako blizu meje 400 nm, še vedno oddajajo velik del svoje energije kot vijolična svetloba. Posledično bodo številni predmeti osvetljeni v temno vijolični barvi, ne da bi imeli dovolj UV-svetlobe z nižjo valovno dolžino, da bi povzročili fluorescenco.

Ali zagotavlja dovolj moči? Tudi pravilna valovna dolžina UV svetlobe je lahko neuporabna, če je preprosto ni dovolj. Z drugimi besedami, zagotoviti morate kakovost (dobro valovno dolžino) in količino.

Kako pa veste, koliko UV svetlobe oddaja? Na žalost je to zapletena specifikacija, ki je večina izdelkov ne našteva. V nasprotju z belimi svetilkami, ki za merjenje svetlosti uporabljajo meritev lumnov, ker je UV neviden, ta ukrep ne velja. Čeprav obstajajo načini za merjenje UV svetlobe, to morda ni preveč praktično pri nakupu UV svetilk, saj večina proizvajalcev ne bo zagotovila veliko informacij.

Na splošno bosta dva vidika zasnove UV-svetilke narekovala, koliko UV-svetlobe lahko izčrpa. Prva je poraba energije, običajno ocenjena v vatih. Večina manjših svetilk bo delovala približno 1W, večje pa 3W ali več. Naj vas količina LED ne zavede - samo zato, ker je več LED, ne pomeni nujno, da je več moči. Pomembna je skupna moč - 1 LED, ki deluje pri 3 vatih, je večja kot 3 LED, ki delujejo po 0,5 vata.

Drugi vidik je učinkovitost LED. Vse LED ne pretvorijo enakega razmerja med električno in UV svetlobo, kar lahko igra pomembno vlogo pri določanju količine UV svetlobe, ki se na koncu odda. LED z nizkim izkoristkom lahko pomeni, da tudi UV-svetilka z visoko močjo dejansko ne daje veliko koristne UV-svetlobe. Učinkovitosti UV LED ni enostavno določiti, a na splošno bodite pozorni na UV svetilke z nižjimi cenami, saj je LED čip običajno najdražja komponenta v svetilki, vrednosti nizke učinkovitosti pa so običajno posledica poceni oz. preveč vodeni LED čipi.

Kako se napaja? Številne UV svetilke lahko napajate prek baterij AA ali AAA za enkratno uporabo. To je pogosto najcenejši in praktičen pristop za občasno rahlo uporabo - če ga na primer uporabljate le nekaj minut naenkrat za preverjanje urina hišnih ljubljenčkov. Kaj če pričakujete bolj strogo ali dolgotrajno uporabo? Morda boste želeli razmisliti o možnosti polnjenja.

Najpogostejši tip baterije se imenuje 18650, litij-ionska baterija, ki jo je mogoče polniti. 18650 baterij lahko sprejme do 2500 mAh (pri 3,6 V) ali več, kar ustreza približno 3-4 vrstam AA baterij za enkratno uporabo. Z uporabo akumulatorske baterije za polnjenje boste prihranili pri dolgoročnih stroških akumulatorja. Številne UV svetilke bodo vključevale tudi USB ali podobna polnilna vrata za polnilne baterije.

18650 baterij je na voljo v dveh različicah - zaščiteni in nezaščiteni. Zaščitena celica 18650 vključuje integrirano vezje, ki ščiti baterijo pred pregrevanjem, eksplozijo ali puščanjem. Čeprav zaščitene baterije stanejo nekoliko več, lahko nevarnost eksplozije baterije zaradi pomanjkanja zaščite vezja pomeni razliko med zgorevanjem hiše ali telesno poškodbo, ki se zgodi ali ne.


Ali je mogoče, da je predmet v vesolju tako rdeče ali modro premaknjen, da je zunaj spektra vidne svetlobe? Se stvari od nas odmikajo tako hitro, da jih ne bi mogli videti s tipičnim teleskopom?

Recimo. Zvezde oddajajo najrazličnejše valovne dolžine, zato, ko je nekaj zelo rdeče premaknjeno, to samo pomeni, da se UV premakne v vidno območje in ga še vedno vidite. To je za ankete s teleskopi pravzaprav zelo pomembno - to, kar vidite v infrardečem teleskopu, se spreminja glede na rdeči premik. Ko pogledate bolj oddaljeno, resnično vidite & quotvisible & quot svetlobo, ki je bila prestavljena v infrardečo povezavo.

Najbolj oddaljena predmetov smo videli rdeči premik približno 10, kar pomeni, da se je valovna dolžina svetlobe od oddajanja raztegnila za faktor 11. Tako da je & # x27s morda manj dramatičen, kot ste morda pričakovali.

Vendar je bilo kozmično mikrovalovno ozadje oddano prej in ima rdeči premik približno 1000. Ob prvem oddajanju bi bilo rdeče-oranžno, zdaj pa je raztegnjeno vse do mikrovalov in ni več vidno s prostim očesom ali teleskopom z vidno svetlobo. Toda to je v vesolju že zgodaj, preden imate zvezde ali galaksije ali kar koli drugega.

V galaksiji bi se lahko tudi nekaj premikalo z izjemno visokimi hitrostmi, toda v praksi so edine stvari, ki jih vidimo z relativističnimi hitrostmi, curki plazme in ker so na poti tako energični in se razbijajo v toliko stvari, dobite oddajanje v vseh vrstah valovnih dolžin, zato jih resnično ne spremenite v rdeče ali modro. Vidite jih tako v radijskih valovih z dolgimi valovi kot v rentgenskih žarkih s kratkimi valovi. Večji učinek je & kvotrelativistično žarenje & quot - če je curek usmerjen proti nam, se vsa svetloba nabere in curek izgleda še posebej svetel.

Seveda, za najbolj oddaljene predmete.

Ker pa jih v vidni svetlobi ne morem videti, to res ni nepremostljivo vprašanje, pomeni samo, da boste morali namesto tega pogledati infrardeče valovne dolžine. Prihajajoči vesoljski teleskop James Webb je zasnovan tako, da gleda predmete, katerih emisije vidne svetlobe se premaknejo v infrardečo svetlobo.

Da. Zvezde so črna telesa in imajo kot tak njihov spekter določeno mejo in višje frekvence, vendar oddajajo fotone, ki so lahko pri energiji nižji od te. To visokofrekvenčno (visokoenergijsko, modrejšo) mejo lahko rdeče premaknemo pod vidni spekter, tako da človeške oči ne morejo zaznati nobenega oddanega fotona. Svetloba je lahko tudi modro premikana, tako da je * večina * fotonov nad našim zaznavnim dometom, vendar jih bo nekaj manjših, ki padejo v vidno. V tem trenutku je verjetno, da ga naše oči še vedno ne bodo zaznale, ker bo število fotonov prenizko, da bi sprožilo optični odziv (naše oči potrebujejo

To lahko zlorabimo tudi v drugo smer. Serija Lyman je niz emisijskih / absorpcijskih vodikovih linij, ki so običajno preveč rdeče, da bi jih opazili, čeprav, ko gledamo zvezde v naši galaksiji, nekaj, kar imenujemo Lyman Alpha Forest. Ko zvezda oddaja svetlobo, lahko vodikovi oblaki v naši galaksiji absorbirajo to svetlobno frekvenco Lyman Alpha in ko svetloba napreduje in naleti na več oblakov (z različnimi hitrostmi vidnega polja, povezanimi s tem, kako daleč so od nas in središča naše galaksije) se ta črta premakne navzdol po spektru in še naprej absorbira. Rezultat tega je spekter zvezde, ko jo opazimo, ki ima nenadoma nazobčano in zelo različno območje absorpcije. To nam lahko pove veliko o tem, kje v naši galaksiji obstajajo ti oblaki plina.

Da. Drugi odgovori so v redu, vendar obstajajo predmeti, ki v običajnih raziskavah (vidne svetlobe) manjkajo. Ljudje so omenili rdeči premik in dejstvo, da ko gledate višje rdeče premične galaksije, vidite krajše valovne dolžine. Vendar je bil vodik med galaksijami v zgodnjih časih nevtralen (ni bil ioniziran kot zdaj), zato nevtralni vodik močno absorbira svetlobo pod značilno valovno dolžino. Torej, ko opazimo zelo oddaljene galaksije, so spodaj skoraj popolnoma nevidne, odsek valovne dolžine. Ti se imenujejo osipniki. Izjemno uporaben je, ker lahko dejstvo, da objekt izgine, izberete za zelo visoke rdeče premikane predmete.

Tu je spekter visoko rdečega premika kvazarja (z = 7,5), trenutnega nosilca zapisa kvazarja. Vidite, da ima gladek spekter in nato oster prerez, to je posledica absorpcije vodika. Na vrhu vidite slike tega predmeta v različnih filtrih. Slika na levi je iz običajne (optične) ankete (v tem primeru DECam na teleskopu Blanco). To je tehnično že v infrardeči povezavi, toda pas z je meja za običajne optične teleskope. Ostale slike prihajajo iz drugega teleskopa s posebno infrardečo kamero (WFCAM na UKIRT). Vidite, da je s temi infrardečimi podatki kvazar sploh mogoče videti. Če bi šli na zelo kratke valovne dolžine (rentgenske žarke), bi bilo to spet zaznavno.

To je lažje videti s kvazarji (ker so svetlejši), enako pa velja za galaksije. Tu je malo animacije simulirane galaksije v različnih filtrih, ko je premaknjena na višji rdeči premik. V filtrih s krajšo valovno dolžino izgine. Tako se izberejo najbolj oddaljene galaksije. Trenutni imetniki zapisov (z = 11) so vidni samo v nekaj filtrih najdaljših valovnih dolžin HST & # x27.


Ali je svetloba, ki jo oddaja težje telo, bolj rdeče premaknjena kot svetloba iz lažjega telesa? - astronomija

Hubble najde dokaz, da se vesolje širi
1929

Dva ključa do prebojnega odkritja Edwina Hubbla so si v 1910-ih izmislili drugi.

Prvi ključ, lestvica časovne svetilnosti, ki jo je odkrila Henrietta Leavitt, je astronomom omogočila izračun razdalje do spremenljivih zvezd od Zemlje. Hubble je to znanje uporabil že pri svojem odkritju iz leta 1924, da je meglica Andromeda, ki vsebuje spremenljivo zvezdo, oddaljena več kot 900.000 svetlobnih let od Zemlje - daleč izven naše lastne galaksije - presenečenje za vse takrat. S to lestvico in drugimi orodji je Hubble našel in izmeril 23 drugih galaksij na razdalji približno 20 milijonov svetlobnih let.

Drugi ključ je bilo delo Vesto Slipherja, ki je raziskal spiralne meglice pred Hubblovim Andromedinim odkritjem. Ta telesa oddajajo svetlobo, ki jo lahko na spekter razdelimo na sestavne barve. Nato se v tem spektru pojavijo črte v določenih vzorcih, odvisno od elementov v viru svetlobe. Če pa se vir svetlobe oddaljuje, se črte premaknejo v rdeči del spektra. Slipher je pri analizi svetlobe iz meglic ugotovil, da se zdi, da se skoraj vsi odmikajo od Zemlje. Slipher je vedel, da premik proti rdeči kaže, da se telo hitro oddaljuje od opazovalca. Toda razdalj do teh rdečkastih teles ni mogel izmeriti.

Hubblove briljantne ugotovitve so bile, da je bil rdeči premik galaksij neposredno sorazmeren z oddaljenostjo galaksije od zemlje. To je pomenilo, da so se stvari bolj oddaljene od Zemlje hitreje odmikale. Z drugimi besedami, vesolje se mora širiti. Svojo ugotovitev je objavil leta 1929. Razmerje med razdaljo in rdečim premikom je bilo 170 kilometrov na sekundo na svetlobno leto razdalje, ki se zdaj imenuje Hubblova konstanta. Številke niso bile povsem pravilne, izpopolnitve merilnih tehnik in tehnologije pa so spremenile vse zgodnje številke Hubbla. A ne osnovno načelo. Sam je ves čas svoje kariere delal na problemu in zbiral podatke.

Nekateri na Hubblove odkritje gledajo kot na najpomembnejši dogodek v astronomiji v stoletju. Naredil je najosnovnejšo spremembo v našem pogledu na svet od Kopernika pred 400 leti. Njegovi rezultati, ki kažejo, da se vesolje širi, podpirajo teorijo, ki jo je leta 1927 predlagal Georges LeMaitre. Vesolje, ki se širi, podobno kot posledice eksplozije, je moralo biti nekoč & quotueksplodirano & quot; eno samo maso v času in prostoru.

Kozmološki rdeči premik

Zakaj mislite, da je to lahko posledica CS v ozračju zvezde?

Ste googlali kozmološki rdeči premik?

Zakaj mislite, da je to lahko posledica CS v ozračju zvezde?

Ne more biti compton razprševanje. Comptonovo sipanje zatemni modrejšo svetlobo, medtem ko oddaja svetlobo pri širitvi nižjih valovnih dolžin.

Redshift opazimo s pogledom na emisijske črte. Znotraj vsakega atoma imajo lahko elektroni le določene določene energije. Ko se elektroni vzbudijo in nato spet ohladijo, oddajajo fotone zelo specifičnih valovnih dolžin. Ti puščajo svetle & quotemission linije & quot na določenih valovnih dolžinah. Vzorec emisijskih vodov je zelo specifičen za določen atom. Ko gledamo oddaljene galaksije, je najprimernejša metoda za merjenje njihovega rdečega premika iskanje natančnih vzorcev emisijskih linij, ki so premaknjene (običajno na rdečo stran spektra). Comptonovo sipanje lahko zatemni emisijsko črto, vendar je ne more premakniti na drugo valovno dolžino.

Če si želite ogledati, kako različni so lahko emisijske črte in kako edinstvene so za določene atome, si oglejte sliko na dnu te povezave:
http://astronomy.nmsu.edu/geas/lectures/lecture19/slide02.html

(Ta povezava opisuje tudi povezani postopek, ki povzroči absorpcijske črte)

Včasih astronomi uporabljajo bolj surovo metodo, da lahko porabijo toliko časa teleskopa za ogled številnih drugih galaksij. To surovo metodo lahko zavedemo s komptonskim sipanjem. Toda standard "quotgold" je vedno preučiti posebne emisijske črte, surova metoda (znana kot fotometrični rdeči premik) pa je vedno kalibrirana z uporabo emisijskih linij in veliko dela je treba zagotoviti, da astronomi ne zavedejo svojih omejitev.

Tako da bi ga samo izgubil. Vaša zelo razumljiva zmeda nastane, ker mislite, da lahko lokalni učinek (energija je ohranjena) ekstrapolirate na kozmološke razdalje, kjer pa dejansko ne deluje. To pomeni, da se energija NE ohranja na kozmoloških lestvicah. **

** UREDI: To velja za vesolje, v katerem živimo. Če bi živeli v vesolju, kjer je bil prostor-čas statičen, bi se energija ves čas ohranjala, tako kot je lokalno v našem vesolju.

In morali bi razumeti, da je to le razlaga.
Raztezanje fotonov pomeni, da "izgubijo" energijo. kako lahko foton samo izgubi energijo?
Ne mislim sonca. Ti prosti elektroni so prisotni tudi v ozračju drugih zvezd.

Modri ​​in rdeči premik je posledica neelastičnega razprševanja fotonov.
Prosti elektroni povzročajo neelastično sipanje.

Tako da bi ga samo izgubil. Vaša zelo razumljiva zmeda nastane, ker mislite, da lahko lokalni učinek (energija je ohranjena) ekstrapolirate na kozmološke razdalje, kjer pa dejansko ne deluje. To pomeni, da se energija NE ohranja na kozmoloških lestvicah. **

** UREDI: To velja za vesolje, v katerem živimo. Če bi živeli v vesolju, kjer je bil prostor-čas statičen, bi se energija ves čas ohranjala, tako kot je lokalno v našem vesolju.

Prav tako si lahko tolmačite kot samo različico Dopplerjevega učinka: foton je rdeče premaknjen, ker se vir oddaljuje od nas.

V kontekstu naraščajočega vesolja se nekoliko zaplete, saj morate razmišljati o celotni poti, ki jo prepotuje foton, in ne le o hitrosti sevalca v času, ko je bil foton oddajan. Če pa na poti fotona postavite verigo namišljenih opazovalcev, pri čemer se vsak opazovalec premika skupaj s celotno širitvijo, bo vsak videl, da je foton nekoliko rdeče premaknjen v primerjavi s pogledom prejšnjega opazovalca, ker se prejšnji opazovalec oddaljuje od njim. Vsi ti majhni rdeči premiki seštevajo točno tisto, kar opažamo.

Opozorilo: Splošna relativnost je resnično zelo čudna, zato je zgornja slika le en način pogleda na situacijo. Obstaja veliko drugih načinov gledanja na to, vsi enako veljavni.

Ne govorim o 1 fotonu. V vseh kozmoloških rdečih premikih opazujejo rdečo svetlobo, medtem ko je dejansko bela. In če energija ni ohranjena v kozmološkem merilu, potem ni razloga, da bi opazili rdeče premaknjeno svetlobo. potem bi morali opazovati belo svetlobo.

Ne veste, kakšen vaš miselni proces vas vodi do tega napačnega zaključka, vendar bi vam bilo dobro, če bi pomislili, da je to pogledalo na tisoče fizikov in se vsi strinjajo s Caroll. Ali res mislite, da ste to ugotovili tam, kjer je niso?

Kot je poudaril kymbyd, je GR čuden.

Priporočam branje Carrollovega bloga, ki z različnimi besedami opisuje, kaj bom rekel tukaj. Saj sploh ne obstaja noben zakon o ohranjanju. Splošna relativnost sledi drugačnemu zakonu o ohranjanju (tehnično ime: ohranjanje energije stresa). Ta zakon o ohranjanju prisili energijo, da se pod določenimi pogoji spreminja na predvidljiv in dosleden način.

To lahko razumemo tako, da vsi zakoni ohranjanja izvirajo iz simetrije narave (to je znano kot Noetherjev izrek). Ko imate sistem, ki izgleda enako (na določen matematični način) na različnih lokacijah, je zagon ohranjen. Če imate sistem, ki je videti enak, ko ga zasukate, se ohrani kotni moment. If you have a system that looks the same at different times, then energy is conserved.

General Relativity throws a wrench into energy conservation because its space-time is not static: it is a dynamic entity. It makes no sense that energy could be conserved in a theory where time itself can vary depending upon the matter configuration. Theories in flat space-time don't have this issue: because of the static time coordinate, they can always come up with some kind of potential energy that keeps energy conserved. You just can't do that in General Relativity except in certain scenarios. In general, energy changes in predictable ways based upon how space-time is curved.


We are stardust

A region of star births nestled within the ingredients needed for star formation: clouds of interstellar gas and space dust. The nebula here resides 20,000 light-years away in the constellation Carina. It contains a central cluster of huge, hot stars, called NGC 3603.

Hubble Heritage Team/NASA/ESA

Deliti to:

February 28, 2014 at 9:00 am

Stars glitter in the Arizona sky like a million winks. Inside the Kitt Peak National Observatory, Catherine Pilachowski zips her coat against the chilly night air. She steps up to the huge telescope and peers into its eyepiece. Suddenly, distant galaxies and stars come into focus. Pilachowski sees dying stars called red giants. She sees supernovas, too — the remains of exploded stars.

An astronomer at Indiana University in Bloomington, she feels a deep connection to these cosmic objects. Maybe that’s because Pilachowski is made of stardust.

Educators and Parents, Sign Up for The Cheat Sheet

Weekly updates to help you use Science News for Students in the learning environment

Every ingredient in the human body is made from elements forged by stars. So are all of the building blocks of your food, your bike and your electronics. Similarly, every rock, plant, animal, scoop of seawater and breath of air owes its existence to distant suns.

All such stars are giant, long-lived furnaces. Their intense heat can cause atoms to collide, creating new elements. Late in life, most stars will explode, shooting the elements they forged out into the far-flung reaches of the universe.

New elements also may develop during stellar smash-ups. Astronomers have just witnessed evidence for the creation of gold and more during the distant collision between two dying stars.

Another team discovered the light from a long-gone “starburst” galaxy. Shortly after the universe formed, this galaxy churned out stars at an amazing speed. Special star factories like this one might help explain how enough elements built up to create the solar system.

Such discoveries are helping scientists better understand where everything in the universe got its start.

This artist’s depiction shows what astronomers think the very early universe might have looked like when it was less than 1 billion years old. The image portrays an intense period of hydrogen coalescing to form many, many stars. Science: NASA and K. Lanzetta (SUNY). Art: Adolf Schaller for STScI After the Big Bang

Elements are the basic building blocks of our universe. Earth hosts 92 natural elements with names like carbon, oxygen, sodium and gold. Their atoms are the amazingly tiny particles from which all known chemicals are made.

Each atom resembles a solar system. A tiny, but commanding structure sits at its center. This nucleus consists of a mix of bound particles known as protons and neutrons. The more particles in a nucleus, the heavier the element. Chemists have compiled charts that place the elements in order based on structural features, such as how many protons they have.

Topping their charts is hydrogen. Element one, it has a single proton. Helium, with two protons, comes next.

People and other living things are chock full of carbon, element 6. Earthly life also contains plenty of oxygen, element 8. Bones are rich in calcium, element 20. Number 26, iron, makes our blood run red. At the bottom of the periodic table of natural elements sits uranium, nature’s heavyweight, with 92 protons. Scientists have artificially created heavier elements in their laboratories. But these are extremely rare and short-lived.

The universe didn’t always boast so many elements. Blast back to the Big Bang, about 14 billion years ago. Physicists think that’s when matter, light and everything else exploded out of a fantastically dense, hot mass the size of a pea. This set in motion the expansion of the universe, an outward dispersion of mass that continues to this day.

The Big Bang was over in a flash. But it kick-started the whole universe, explains Steven Desch of Arizona State University in Tempe. An astrophysicist, Desch studies how stars and planets form.

“After the Big Bang,” he explains, “the only elements were hydrogen and helium. That was just about it.” Assembling the next 90 took a lot more time. To build those heavier elements, nuclei of lighter atoms had to fuse together. This nuclear fusion requires serious heat and pressure. Indeed, says Desch, it takes stars.

Star power

For a few hundred million years after the Big Bang, the universe contained only giant gas clouds. These consisted of about 90 percent hydrogen atoms helium made up the rest. Over time, gravity increasingly pulled the gas molecules toward each other. This increased their density, making the clouds hotter. Like cosmic lint, they began to gather into balls known as protogalaxies. Inside them, material continued to amass into ever-denser clumps. Some of these developed into stars. Stars are still being born this way, even in our Milky Way galaxy.

Elements as massive as gold are not born directly inside stars, but instead through more explosive events — collisions between stars. Shown here is an artist’s rendering of the moment two neutron stars collided. Neutron stars are the immensely dense cores that remain after two stars had exploded as supernovas. Dana Berry, SkyWorks Digital, Inc.

Converting lightweight elements into heavier ones is what stars do. The hotter the star, the heavier the elements it can make.

The center of our sun is some 15 million degrees Celsius (about 27 million degrees Fahrenheit). That may sound impressive. Yet as stars go, it’s pretty wimpy. Average-size stars like the sun “don’t get hot enough to produce elements much heavier than nitrogen,” says Pilachowski. In fact, they create mainly helium.

To forge heavier elements, the furnace must be immensely bigger and hotter than our sun. Stars at least eight times bigger can forge elements up to iron, element 26. To build elements heavier than that, a star must die.

In fact, making some of the heaviest metals, like platinum (element number 78) and gold (number 79), might require even more extreme celestial violence: collisions between stars!

In June 2013, the Hubble Space Telescope detected just such a collision of two ultra-dense bodies known as neutron stars. Astronomers at the Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics in Cambridge, Mass., measured the light emitted by this collision. That light provides “fingerprints” of the chemicals involved in those fireworks. And they show that gold formed. Lots of it: enough to equal several times the mass of Earth’s moon. Because a similar smash-up probably takes place in a galaxy once every 10,000 or 100,000 years, such crashes could account for all of the gold in the universe, team member Edo Berger told Science News.

Smrt zvezde

No star lives forever. “Stars have a lifespan of about 10 billion years,” says Pilachowski, an expert in dead and dying suns.

Gravity is always drawing the components of a star closer together. As long as a star still has fuel, pressure from nuclear fusion pushes outward and counter-balances the force of gravity. But once most of that fuel has burned up, so long star. Without fusion to counter it, “gravity forces the core to collapse,” she explains.

Mira is an elderly sun in the constellation Cetus. A relatively cool red-giant star, it has an odd football-like shape. The Hubble Space Telescope photo shows Mira to be about 700 times the size of our sun. Mira also has a hot “companion” star (not shown). Margarita Karovska (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) and NASA

The age at which a star dies depends on its size. Small to medium-size stars don’t explode, Pilachowski says. While their core of iron or lighter elements collapses, the rest of the star expands gently, like a cloud. It swells into a huge growing, glowing ball. Along the way, such stars cool and darken. They become what astronomers call red giants. Many atoms in the outer halo surrounding such a star will just drift away into space.

Bigger stars come to a very different end. When they use up their fuel, their cores collapse. This leaves them extremely dense and hot. Instantly, that forges elements heavier than iron. The energy released by this atomic fusion triggers the star to expand yet again. At once, the star finds itself without enough fuel to sustain fusion. So the star collapses once again. Its massive density causes it to heat up again —after which it now fuses its atoms, creating heavier ones.

“Pulse after pulse, it steadily builds up heavier and heavier elements,” Desch says of the star. Amazingly, this all happens within a few seconds. Then, faster than you can say supernova, the star self-destructs in one ginormous explosion. The force of that supernova explosion is what forges elements heavier than iron.

“Atoms go blasting out into space,” says Pilachowski. “They go a long way.”

Some atoms drift gently from a red giant. Others rocket at warp speed from a supernova. Either way, when a star dies, many of its atoms spew into space. Eventually they become recycled by the processes that form new stars and even planets. All of this element-building “takes time,” says Pilachowski. Perhaps billions of years. But the universe is in no rush. It does suggest, however, that the longer a galaxy has been around, the more heavy elements it will contain.

When a star — W44 — exploded as a supernova, it scattered debris over a broad area, shown here. This image was produced by combining data collected by the European Space Agency’s Hershel and XMM-Newton space observatories. W44 is the purple sphere dominating the left side of this image. It spans about 100 light-years across. Herschel: Quang Nguyen Luong & F. Motte, HOBYS Key Program consortium, Herschel SPIRE/PACS/ESA consortia. XMM-Newton: ESA/XMM-Newton

Blast from the past

Consider the Milky Way. When our galaxy was young, 4.6 billion years ago, elements heavier than helium made up just 1.5 percent of the Milky Way. “Today it’s up to 2 percent,” Desch notes.

Last year, astronomers at the California Institute of Technology, or Caltech, discovered a very faint red dot in the night sky. They named this galaxy HFLS3. Hundreds of stars were forming inside it. Astronomers refer to such celestial bodies, with so many stars springing to life, as starburst galaxies. “HFLS3 was forming stars 2,000 times more rapidly than the Milky Way,” notes Caltech astronomer Jamie Bock.

To study distant stars, astronomers like Bock essentially become time travelers. They must look deep into the past. They can’t see what’s happening now because the light they study must first cross a vast expanse of the universe. And that can take months to years —sometimes thousands of millennia. So when describing star births and deaths, astronomers must use the past-tense.

A light-year is the distance light travels over a span of 365 days — 9.46 trillion kilometers (or some 6 trillion miles). HFLS3 was more than 13 billion light-years from Earth when it died. Its faint glow is just now reaching Earth. So what has happened in its vicinity during the past 12-billion-plus years won’t be known for eons.

But the just-arriving old news on HFLS3 did offer two surprises. First: It turns out to be the oldest starburst galaxy known. In fact, it is almost as old as the universe itself. “We found HFLS3 when the universe was a mere 880 million years old,” says Bock. At that point, the universe was a virtual baby.

Second, HFLS3 didn’t contain just hydrogen and helium, as astronomers might have expected for such an early galaxy. While studying its chemistry, Bock says his team discovered “it had heavy elements and dust that must have come from an earlier generation of stars.” He likens this to “finding a fully developed city early in human history where you were expecting to find villages.”

This distant galaxy, known as HFLS3, is a star-building factory. New analyses indicate it is furiously transforming gas and dust into new stars more than 2,000 times faster than occurs in our own Milky Way. Its starburst rate is one of the fastest ever seen. ESA–C.Carreau

Lucky us

Steve Desch thinks HFLS3 might help answer some important questions. The Milky Way galaxy is some 12 billion years old. But it doesn’t make stars fast enough to have created all of the 92 elements present on Earth. “It’s always been a bit of a mystery how so many heavy elements built up so fast,” says Desch. Maybe, he now suggests, starburst galaxies are not all that rare. If so, such high-speed star factories might have given the creation of heavy elements an early boost.

By about 5 billion years ago, stars in the Milky Way had generated all 92 elements now present on Earth. Indeed, gravity pulled them together, packing them into a hot cosmic stew that together would eventually coalesce to form our solar system. A few hundred million years later, Earth was born.

Within the next billion years, the first signs of life on Earth appeared. No one is exactly sure how life here got its start. But one thing is clear: Elements that formed Earth and all life upon it came from outer space. “Every atom in your body was forged in the center of a star,” observes Desch, or from collisions between stars.

If the elements responsible for life on Earth started off in space, might they also have triggered life somewhere else?

No one knows. But that’s not for lack of trying. Whole organizations, like an institute focused on the Search for Extraterrestial Intelligence, or SETI, have been scouting for life beyond our solar system.

Desch, for one, doesn’t think they’ll find anyone else out there. He mentions a famous graph. It shows that planets can’t form until there are enough heavy elements. “I saw that graph, and in an instant I understood that we really may be alone in the galaxy, because before the sun there weren’t that many planets,” Desch says.

He therefore suspects that “Earth may be the first civilization in the galaxy. But not the last.”

Word Find ( click here to enlarge for printing )

Power Words

astronomer Scientist who studies celestial objects, space and the physical universe as a whole.

atom The tiny particles that make up all matter. Each atom consists of a nucleus surrounded by electrons.

Veliki pok The sudden expansion of dense matter that marked the beginning of the Universe 13.8 billion years ago, according to current theory.

gostoto A measure of the consistency of an object, found by dividing the mass by the volume.

element A substance consisting of all one type of atom. Each element is characterized by a specific number of protons in its nucleus.

extraterrestrial Any object that exists beyond or comes from outside of Earth.

forge (noun) A furnace or shop where metal is worked and turned into new materials. (verb) To shape metals under heat and/or pressure, or (colloquially) to form one element from another under the intense heat and pressure inside stars.

fusion The collision of two or more atomic nuclei, which forms a different type of nucleus.

galaxy A system of stars, planets, and dust formed by gravitational attraction.

gravity The attraction between any two objects with mass. The more mass there is, the more gravity.

light-year The distance light travels in a year, about 9.48 trillion kilometers (almost 6 trillion miles). To get some idea of this length, imagine a rope long enough to wrap around the Earth. It would be a little over 40,000 kilometers (24,900 miles) long. Lay it out straight. Now lay another 236 million more that are the same length, end-to-end, right after the first. The total distance they now span would equal one light-year.

Milky Way The disclike, spiral galaxy that contains Earth and our solar system. The Milky Way is about 100,000 light-years across.

neutron A subatomic particle with mass but no electrical charge.

nevtronska zvezda An extremely compact star, usually the left-over remains from a supernova. This stellar remnant consists primarily of neutrons.

nuclear fusion The process of forcing together the nuclei of atoms.

nucleus The central portion of an atom, containing protons and neutrons.

protogalaxy A clump of matter made from gas and space dust that is so large that it starts to collapse due to its own gravity. Stars can form when gas clouds in this protogalaxy collide.

proton A subatomic particle with one positive charge. The number of protons in a nucleus determines an element&rsquos atomic number.

rdeči velikan An old star in the last phase of life, with a relatively low surface temperature. The star greatly expands and often appears reddish.

solarni sistem A planetary system that includes our sun, and the eight planets, moons, dust and other rocky objects orbiting around it.

zvezda A huge ball of gas, with its heat generated by nuclear fusion. Stars are held together by the force of gravity.

sonce The familiar term given to the star nearest to Earth. It resides 150 million kilometers from Earth. In a sense, however, every star is a sun somewhere.

supernova An aged, exploding star.

Citations

NASA. “Galaxies.” A backgrounder on galaxies, including ours — the Milky Way.

NASA. “Supernovae.” A backgrounder on its Imagine the Universe website. January 2011.

“Nuclear fusion.” The Astrophysics Spectator. Oct. 6, 2004.

S. Ornes. “Twinkle, twinkle oldest stars.” Science News for Students. Nov. 21, 2012.

S. Ornes. “Super star-maker.” Science News for Students. Sept. 4, 2012.

S. Ornes. “Life beyond Earth.” Science News for Students. June 27, 2012.

S. Ornes. “Worlds beyond the solar system.” Science News for Students. Feb. 22, 2012.


What is Light Emission

Light can be produced by matter which is in an excited state and, as we will show, excitation can come from a variety of sources. The atoms and molecules that make up matter typically emit light at characteristic energies. The light emission can be spontaneous or stimulated.

In spontaneous emission, matter at a sufficiently high energy level can relax by emitting photons of a characteristic energy - this is the process that occurs in flames, or discharge lamps. Stimulated emission occurs when matter in an excited state is perturbed by a photon of light and gives rise to a further photon of light, typically at the same energy and phase as the perturbing photon. This phenomenon is the process which gives rise to laser emission where you have many photons at the same wavelength and in phase with each other.

Black body radiation

A body at a given temperature also emits a characteristic spectrum of light called black body radiation. Consider an electric filament as current is applied to it. As the electric current supplies energy to the filament and it heats up, it starts to glow red, and as it gets hotter it then turns orange and then white. The process underlying this is well understood for a theoretical body known as a &lsquoblack body&rsquo. Our filament will approximate a black body and as the filament gains energy from the electrical power it tries to equalize its energy with its surroundings by radiating its excess energy. It does this by emitting light starting first in the infrared and as the filament gets hotter or has more energy the radiation moves more into the visible spectrum.

The spectral radiance emittance M in Wm-2 nm-1 sr-1 of a black body of Temperature T in Kelvin is given by Planck&rsquos Law spodaj:

Where c is the speed of light, h= Planck&rsquos constant and K = Boltzmann constant

The spectral irradiance for artificial sources in general deviate from a perfect black body radiation, but the approximation is useful in many applications and by measuring the spectral output of a heated body, its temperature can be remotely measured. For example, Sunlight is due to the black body radiation characteristic of a body at approximately 5,800K (see graph below):

The source of the excitation to produce light emission can come from a variety of sources. The table below provides some of the sources and examples of where they can be used:

Ime Excitation source Examples of use
Chemiluminescence Chemical reactions Emergency lighting
Cathodeluminescence Electron beam Electron beam
Sonoluminescence Sound energy Possible chemical reactions
Triboluminescence Friction energy Gives rise to light emission seen when opening gum labels in the dark.
Bioluminescence Biological processes Light emission seen from Fireflies or some jellyfish
Thermoluminescence Heat energy Used for Archeological dating
Electroluminescence Electric Voltage Source of light seen in LED's
Photoluminescence Photons of Light Fluorescence markers

Free charged particle acceleration

Light can also be produced by the acceleration of a free charged particle, such as an electron. The light emission is known as Bremsstrahlung or 'braking radiation'. The emission is characteristically seen in X-ray emission tubes which work by accelerating electrons with a high voltage and then by decelerating them very fast by directing them onto a metal target.

A special variety of particle accelerators known as Synchrotrons can be used to generate a wide range of light frequencies of very high power for use in the study of matter. A related effect is Cherenkov radiation which occurs when charged particles move through a medium faster than the speed of light. This produces the characteristic blue light seen in water ponds containing nuclear fuel.

Discover more about Light Emission in our Learning Centre.


Poglej si posnetek: RYCHLOST SVĚTLA (December 2022).