Springen naar inhoud

verschil in spectraallijnen bij hete en koele sterren


  • Log in om te kunnen reageren

#1

Jeroen

    Jeroen


  • >250 berichten
  • 351 berichten
  • Ervaren gebruiker

Geplaatst op 14 januari 2007 - 11:37

Ik ben bezig met het bestuderen van een deel uit de spectroscopie.
Ik heb hierover een tweetal vragen:

1. In een afbeelding met een aantal verschillende spectraaltypen zie ik dat het waterstof-absorptiepatroon in de hete sterren erg goed zichtbaar is en in de koele sterren juist niet. Ik heb hier allerlei ideeen over gehad, maar ik kom er niet uit waarom dit zo is.

de hete sterren bevatten toch juist veel meer geioniseerd waterstof? Dan verwacht je toch ook geen Hα lijn enzo te zien?

2. Ook begrijp ik niet helemaal waarom er zoveel elektronen in die waterstofatomen juist steeds van het tweede niveau geexciteerd raken, waarom niet van het eerste of het derde? En hoe krijg je een emissiepatroon want dan zouden die elektronen weer precies terugmoeten valleen naar het tweede niveau. Dan vraag ik me weer af waarom precies dat tweede niveau en waarom vallen ze terug?
Nothing to see here, move along...

Dit forum kan gratis blijven vanwege banners als deze. Door te registeren zal de onderstaande banner overigens verdwijnen.

#2

Woutertje

    Woutertje


  • >25 berichten
  • 52 berichten
  • Ervaren gebruiker

Geplaatst op 23 januari 2007 - 17:05

Komen de afbeeldingen die je bestudeert van het internet? Zoja, wat is de link?

Volgens mij is het antwoord op je eerste vraag de volgende. De lichtintensiteit van een ster gangt af van de temperatuur, zoals bij een zwartlichaam ( http://nl.wikipedia....i/Zwart_lichaam ).
Een warmere ster zal meer uitgesproken spectraallijnen hebben.

#3

Jeroen

    Jeroen


  • >250 berichten
  • 351 berichten
  • Ervaren gebruiker

Geplaatst op 26 januari 2007 - 14:05

Ik was al weer vergeten dat ik deze topic nog had staan.
Inmiddels heb ik mijn presentatie enalles achter de rug over dit onderwerp, maar wel bedankt voor je reactie. Dat van die zwarte lichamen ben ik ook uiteindelijk achtergekomen toen ik heel lang zat te kijken naar twee spectraalgrafiekjes, opeens viel ook de schaalverdeling me op enzo :).

Dat verhaal over die terugvallende elektronen is me nog steeds niet echt duidelijk, dus als je daar nog wat over weet...
Nothing to see here, move along...

#4

Woutertje

    Woutertje


  • >25 berichten
  • 52 berichten
  • Ervaren gebruiker

Geplaatst op 26 januari 2007 - 14:39

Ik heb het niet gecontroleerd, maar het zou goed kunnen dat je 2de vraag met het volgende te maken heeft.

Geplaatste afbeelding

Je ziet in de figuur hierboven dat er een pick ligt rond de golflengte van 600nm(die rode van 6000K). De pick verschuift en de stralingsintensiviteit verandert bij andere temperaturen, zie formule zwartlichaam.
Wanneer het energie niveau van de L-schil van je atoom het meest overeenkomt met het energieniveau van de pick zal deze het meest actief zijn. Dus misschien eens controleren dat de frequenties die te maken hebben met je 2de energieniveau niet toevallig in het gebied van de pick liggen, en de andere erbuiten natuurlijk.

#5

Jeroen

    Jeroen


  • >250 berichten
  • 351 berichten
  • Ervaren gebruiker

Geplaatst op 27 januari 2007 - 11:55

Dat is wel interessant om eens naar te kijken ja.
Nothing to see here, move along...

#6

thermo1945

    thermo1945


  • >1k berichten
  • 3112 berichten
  • Verbannen

Geplaatst op 17 augustus 2007 - 16:12

Dat verhaal over die terugvallende elektronen is me nog steeds niet echt duidelijk, dus als je daar nog wat over weet...

Ga ervan uit, dat het waterstofgas aan het oppervlak van een ster een vaste temperatuur heeft.
Een deel van de elektronen van triljoenen H-atomen (die elk maar één elektron hebben) zit in de K-schil (de grondtoestand) , een kleiner deel in de L-schil (de eerste aangeslagen toestand); een nog kleiner deel in de M-schil (de tweede aangeslagen toestand); ... .
Tengevolge van de beschreven "bezettingsgraad" van de verschillende schillen, hebben de verschillende mogelijke sprongen naar lagere energietoestanden, dus naar lagere schillen, elk hun eigen overgangswaarschijnlijkheid. Hoe groter de kans van zo'n sprong, hoe helderder de bijbehorende spectraallijn.
Een voorbeeld: omdat de overgang van van de L-schil naar de K-schil de grootste kans heeft, is de bijbehorende spectraallijn het helderst.
Door de helderheden te vergelijken, krijgt men inzich in de verdeling over de mogelijke energietoestanden. Daarmee krijgt men inzcht over de temperatuur van het waterstof en daarmee over de temperatuur van het steroppervlak.

Hoe lager de temperatuur hoe sterker de bezettingsgraad vd K-schil is en hoe minder elektronen in de aangeslagen toestanden zitten.

Veranderd door thermo1945, 17 augustus 2007 - 16:14






0 gebruiker(s) lezen dit onderwerp

0 leden, 0 bezoekers, 0 anonieme gebruikers

Ook adverteren op onze website? Lees hier meer!

Gesponsorde vacatures

Vacatures