Astrofysikk & Strålingslovene En presentasjon av Jon svendsen, Aleksandar Markanovic, Lars Sondre Thorbjørnsen & Brandon Michael Soltvedt

Solsystemet er det vi i hverdagen kaller vårt planetsystem som blant annet inneholder solen, jorden og månen. Selv om det virker stort for oss, så er det bare en liten del av en stor samling med stjerner som vi kaller Melkeveisystemet – men melkeveisystemet er bare én av hundre milliarder galakser i universet. Vi er bittesmå i forhold til dette store universet, men likevel ønsker vi hele tiden å lære mer og mer om det. Det store universet

Strålingslovene Astrofysikk er fysikk som er anvendt på alt utenfor jordas atmosfære. Det betyr at det handler om både solsystemet vårt og om hele universet. (Astrofysikk er den grenen av astronomisom har med fysikken i universetå gjøre.) Det er mye å utforske der ute, mye å lære og mye å forstå. For eksempel handler astrofysikk om galakser, svarte hull og universets begynnelse.  Hvordan har vi fått all denne kunnskapen? Det er nemlig på grunn av en stråling vi har vært borti mange ganger før – så å si all kunnskap vi har om universet har vi tilegnet oss ved observasjoner av den elektromagnetiske strålingen vi mottar.

Utstrålingstettheten Utstrålingstettheten U fra en gjenstand er lik utstrålt effekt per flate av gjenstanden. Utstrålingstettheten /

Regneeksempel Vi tenker oss en gjenstand som sender ut 150W, på et areal som er 20 kvadratmeter. Så lett kan vi regne oss fram til utstrålingstettheten, men dette eksemplet var all informasjon oppgitt. Til slutt skal vi ta for oss mer kompliserte eksempler.

Hvis vi lager en grafisk fremstilling av en stjernes utstrålingstetthet, får vi det vi kaller planckkurver. Som vi kan se ut fra denne fremstillingen, har Rigel mest utstråling ved 242 nm. Sola stråler mest ut ved 509 nm. Det stemmer bra, i og med at blått lys (Rigel er blå) har kortere bølgelengde enn gult lys. Et slikt punkt på planckurver kalles toppunktet, For å regne ut strålingstettheten for slike kurver, kan vi bruke formelen på bildet. Strålingstettheten er gitt av både bølgelengde og temperatur, så vi må først velge en bestemt temperatur og så regne strålingstetthet. Planckkurver gjelder for svarte gjenstander. Det er gjenstander som stråler på grunn av sin egen temperatur, i motsetning til gjenstander som reflekterer stråling. Planckkurver

Wiens forskyvningslov Det er sammenheng mellom toppunktet på planckkurven og overflatetemperaturen til en stjerne. Fra figuren over kan vi se at når toppunktet forskyver seg mot venstre, øker overflatetemperaturen. Denne sammenhengen blir kalt Wiens forskyvningslov: Bølgelengden for energimaksimum i termisk stråling er omvendt proporsjonal med temperaturen i gjenstanden som stråler, der konstanten a har verdien og temperaturen er absolutt temperatur. Siden vi bruker strålingen fra overflaten på stjernen, er det mulig ut i fra denne formelen å finne overflatetemperaturen.

Regneeksempel Vi tenker oss en fiktiv stjerne med energimaksimum ved bølgelengden 240 nm. Hva er overflatetemperaturen? Gjør vi om på Wiens forskyvningslov, får vi:

Stefan-Boltzmanns lov I det forrige århundre fant to tyske fysikere (merk navnet), Josef Stefan og Ludwig Boltzmann at utstrålt effekt fra et legeme, over et bredt frekvensområde, var proposjonal med temperaturen i fjerde potens. Dette gjør at Stefan-Boltzmanns er uttrykt slik: Her har vi at U = utstrålt energi per tid og areal i og sigma er Stefan-Boltzmanns konstant, som har en verdi på Strålingen fra stjerner følger med god tilnærming denne likningen.

Regneeksempel For å finne utstrålingtettheten til en glødetråd som har en temperatur på 2000K kan vi bruke Stefan-Boltzmanns lov.

Kilder Dette er første utkast, og derfor mangler kilder for øyeblikket.