Strålingslovene

= Gruppe 1: Strålingslovene = Medlemmer: Aleksandar, Lars Sondre, Jon og Brandon media type="facebooklike" key="http%3A%2F%2Fpvsfysikk.wikispaces.com%2FStr%C3%A5lingslovene" width="450" height="80" media type="custom" key="13094890"



Det store universet
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.

Strålingslovene
Før vi kaster oss ut i hvem som helst av temaene innenfor fysikk er det alltid en del lover som vi må ha i bakhodet for å forstå helheten og sammenhengen. Denne gangen handler kapitlet om astrofysikk, men hva er astrofysikk? **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 [|astronomi] ////som har med fysikken i [|universet] ////å 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.**

I sammenheng med dette temaet skal vi lære om strålingslovene, da skal vi gjennom farge og temperatur, utstråingstetthet, Wiens forskyvningslov og Stefan-Boltzmanns lov. Hva disse lovene går ut på skal vi ta mer detaljert etter hvert. Vår lærdom starter med det første og enkleste av dette delkapitlet - farge og temperatur. Når du har sett opp på himmelen om natten har du nok observert at noen stjerner lyser klarer enn andre, men visste du at de faktisk har forskjellig farge også? //"Solstrålingen vekselvirker med det nære verdensrom og med vår atmosfære. Denne vekselvirkningen er meget viktig. Også jorda, ja alle legemer, sender ut stråling. Det er derfor viktig at vi kjenner strålingslovene." -// [|http://ndla.no/nb/node/58892#]

Utstrålingstettheten
Loven om utstrålingstetthet lyder slik: //Utstrålingstettheten U fra en gjenstand er lik utstrålet effekt per flate av gjentanden.// Utstrålingstettheten U uttrykkes med formelen:

math U = \frac{P}{A} \\ \\ math

der P er effekt, og A er areal. Enheten for utstrålingstetthet er

math W/m^2 math

Regneeksempel: Vi tenker oss en gjenstand som sender ut 150W, på et areal som er 20 kvadratmeter. Utstrålingtettheten U er så enkel å regne: math U = \frac{150 W}{20 m^2} \\ \\

U = 7,5 W/m^2 math

Hvis vi lager en grafisk fremstilling av en stjernes utstrålingstetthet, får vi det vi kaller //planckkurver.// Her er en slik fremstilling for sola og stjernene Rigel og Betelgeuse:

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, math \lambda_{topp} math

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.

(Bildet hentet fra læreboka, Ergo FY1)

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, math \lambda_{topp} \cdot T = a \\ \\ math der konstanten a har verdien math a = 2,90\cdot10^{-3} Km math 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 math T = \frac{a}{\lamda_{topp}} math

math T = \frac{2,90\cdot10^{-3} Km}{240\cdot10^{-9} m} math

math T = 0.0121\cdot10^6 K math

**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:

math U = \sigma T^4 math

Her har vi at U = utstrålt energi per tid og areal i math W/m^2 math og sigma er Stefan-Boltzmanns konstant, som har en verdi på math 5,67\cdot10^{-8} W/m^2K^4 math Strålingen fra stjerner følger med god tilnærming denne likningen. Eksempel: For å finne utstrålingtettheten til en glødetråd som har en temperatur på 2000K kan vi bruke Stefan-Boltzmanns lov. math U = \sigma T^4 math Så setter vi inn tallene: math U = 5,67\cdot10^{-8} W/m^2K^4 \cdot (2000^4) K math Dermed får vi math U = 9,1\cdot10^5 W/m^2 math

Oppsummering
Vi har nå sett på det grunnleggende i astrofysikken, vi vet at alle gjenstander sender ut elektromagnetisk stråling. Videre vet vi at hvor mye stråling de sender ut, og hvilke bølgelengder som er dominerende er avhengig av temperaturen. Derfor blir denne strålingen også kalt termisk stråling. Videre har vi sett på utsrålingstettheten U, Wiens forskyvningslov og Stefan-Boltzmanns lov. Alle disse lovene baserer seg på de kunnskapene vi har fått gjennom observasjoner av elektromagnetisk stråling. Det er disse lovene som åpner nye dører til forståelse av astrofysikken, og som andre lover kan de snus i henhold til hvilke verdier du har og hvilke du prøver å finne.

Kilder //(m/siste dato)//
[11.03.12] [] [11.03.12] [] [11.03.12] Ergo Fysikk 1, Aschehoug & Co