Spektrijooned ja energiatasemed Elektrivoolu juhtimisel gaasi, hakkab see kiirgama valgust, mille spekter on joonspekter. See tähendab, et kiiratud valgus koosneb kindlatest lainepikkustest. Hõredates gaasides kiirgavad nõrgalt seotud aatomid ja joonspektrid on seega üksikute aatomite spektrid. Kindlale lainepikkusele vastab ka kindel kiirguse sagedus. f=c/ Joonspekter tähendab seda, et aatomid kiirgavad kindla energiaga footoneid. Footoni energiat saab arvutada eeskirjast E=hf H=6.62*10astmel -34 Js- Plancki konstant ja f- kvandi sagedus. Footon on elektromagnetkiirguse väikseim osake ehk kvant. Kui aatom kiirgab kindla energiaga footoni, siis vastavalt energia jäävuse seadusele peab ta kaotama samasuure energiahulga. Mõningane sarnasus on trepist allaveereva keha potentsiaalse energia vähenemisel. Seega on aatomis ka elektronid kindlatel energeetiliste tasemetel. Vastavate energiatasemete muster on iseloomulik igale a...
Olulist informatsiooni kannab endas valgus elektromagnetväljas leviv kiirgus. Kokkuvõte 1 1. Aatomituuma olemasolu näitas -osakeste hajumine 2. Aatomi mõõtme suurusjärk on 10-10 m ja tuuma läbimõõt 10-15 m 3. Planetaarmudel põhineb Päikesesüsteemi struktuuril 4. Planetaarmudel ei seleta aatomite püsivust 5. Aatomite püsivuse selgitamiseks tuleb leida teistsugused füüsikaseadused, mis erinevad oluliselt makrofüüsika seadustest. Spektrijooned ja energiatasemed. Elektrivoolu juhtimisel gaasi, hakkab see kiirgama valgust, mille spekter on joonspekter. See tähendab, et kiiratud valgus koosneb kindlatest lainepikkustest. Hõredates gaasides kiirgavad nõrgalt seotud aatomid ja joonspektrid on seega üksikute aatomite spektrid. Kindlale lainepikkusele vastab ka kindel kiirguse sagedus. c f = (1)
Vesiniku aatomi spekter Vesinikuaatomi spektrijooned on rühmitunud seeriatesse. Igas seerias olevad jooned 1 1 1 = R( 2 - 2 ), kus n1 n2 moodustavad koonduvaid jadasid. Seeriaid kirjeldab valem: - joonelaine pikkus - Balmer Rydbergi valem. n1 ja n2 on täisarvud, n1 on konstantne täisarv ja n2=n1+1, n1+2. Statsionaarne olek - olek, milles aatom ei kiirga.
Füüsika 123 1. Kust võiks tõmmata piiri mikro- ja makromaailma vahel? - Molekulide ja rakumõõtmete vahele. Suhteline, oleneb mida tahetakse uurida 2. Kirjelda planetaarset aatomimudelit koos suurusjärkudega mõõtmete kohta? - Keskel on positiivselt laetud tuum. Ümber tiirlevad negatiivselt laetud elektronid. Tuuma läbimõõt 10-13 cm ja aatomi läbimõõt on 10-8 cm 3. Mis kinnitab aatomite püsivust? - Elektron liigub kiirendusega ja seetõttu kaotab pidevalt energiat ning peaks kukkuma tuumale. Aga ei kuku, seega on aatomid püsivad kuitahes kaua. 4. Millise järelduse sai teha aatomite püsivusest planetaarmudeli vastuolu kohta? - Mikroosakeste maailmas, aatomimaailmas toimivad mingid uudsed seaduspärasused, mis on sootuks erinevad neist, mida tunneme makrofüüsikast. 5. Kuidas tekib joonspekter? Kirjelda seda spektrit? - Elektrivoolu juhtimisel gaasi, hakkab see kiirgama valgus...
Valgus ja selle vastaasmõju ainega · Valgusel on dualistlik iseloom: -ta on valgusosakeste ehk footonite voog, mida iseloomustab energia E=h*f -ta on elektromagnetlaine. Pidev spekter: · Nähtav valgus 625-740nm 590-625nm 565-590nm 520-565nm 500-520nm 450-500nm 430-450nm 380-430nm Vesiniku spektrite uurimine: · Uuriti valguse nähtavas ning ultravioletses ning infrapunases piirkonnas. · Spektrijooned ei asunud korrapäratult, vaid koondusid teatud rühmadesse ehk seeriatesse · Tunumad neist on: - Lymani seeria ultravioletkiirguse spektriosas - Balmeri seeria vaguse nähtavas osas - Pascheni seeria infrapunases spektriosas Vesiniku aatomi spekter: Igas seerias olevad jooned moodustavad koonduvaid jadasid. Seeriaid kirjeldab valem: 1/ = R ( 1/ n1² - 1/n2² )
22.11.12 11 Kokkuvõte 1 1. Aatomituuma olemasolu näitas -osakeste hajumine 2. Aatomi mõõtme suurusjärk on 10-10 m ja tuuma läbimõõt 10-15 m 3. Planetaarmudel põhineb Päikesesüsteemi struktuuril 4. Planetaarmudel ei seleta aatomite püsivust 5. Aatomite püsivuse selgitamiseks tuleb leida teistsugused füüsikaseadused, mis erinevad oluliselt makrofüüsika seadustest. 22.11.12 12 Spektrijooned ja energiatasemed. 1. Elektrivoolu juhtimisel gaasi, hakkab see kiirgama valgust, Spektrite liigid mille spekter on joonspekter. 2. See tähendab, et kiiratud valgus koosneb kindlatest lainepikkustest. 3. Hõredates gaasides kiirgavad nõrgaltJoonspekter seotud aatomid ja joonspektrid on seega üksikute aatomite spektrid. Kindlale Pidevspekter
soojus- ja valgusenergiat Muudab ühe gaasi teiseks Energiaosake jääb üle Energiaosake vabaneb soojuse ja valgusena Peab veel väga kaua aega vastu Päikese ehitus (alates väljast) Kroon- Päikese atmosfääri välimine, kuum kest Kromosfäär Läbipaistev kiht krooni ja fotosfääri vahel, kus tekivad spektrijooned Fotosfäär - Päikese ,,nähtav" pind Päikeselaigud Tumedad alad fotosfääril, mis on ümbrusest jahedamad Erinevad atmosföörinähtused - Loited ja protuberantsid Konvektiivne tsoon Päikese sisemuse pealmine kiht Kiirgav kiht Sisemuse keskmine kiht Tuum Päikese südamik Kromosfäär Värviline sfäär Läbipaistev kiht 2000km Temp: 4300-400 000 kraadi Fotosfäär Päikese nähtav pind
Spiraalseteks(S)- on väga erinevad: alates korrapärasest 2harulisest spiraalist kuni kitsa, keskelt pisut paksema värtnani . Varbspiraalseteks(SB)- sarnased eelmisega, kuid tuuma ja spiraali ühendab sirge varras. Korrapäratuteks(Ir)- ei esine korrapära ega kindlat struktuuri. 4. Galaktikate kaugusi määratakse kaudsel meetodi näiva heleduse ja tegeliku heleduse järgi. 5. Hubble'i seadus: kõigi galaktikate spektrijooned on nihkunud spektri pikalainelise, punase otsa poole. Nihke suurus "õige", laboratooriumis määratud lainepikkusega võrreldes on võrdeline galaktika kaugusega. Kõige universaalsem ja enam kasutuatud viis galaktikate kauguse määramiseks. 6. Galaktikate dünaamikat uuritakse spektrijoonte kuju ja laiuse järgi 7. Spiraalgalaktikal on pealtvaates näha spiraalharusid, küljelt kumerläätse kujuline. Ilmseim detail vähemalt 2 või rohkem haru, mis koosnevad heledatest tähtedest ja
Nende värvuste vaheldumine pakub lummavat vaatemängu. Virmaliste värvus oleneb heledust esilekutsuvate laetud osakeste energiast. Sellest sõltub, milliseid lämmastiku ja hapniku aatomite ja molekulide ergastatud olekuid need osakesed suudavad esile kutsuda. Virmaliste spektris võib leida üle saja spektrijoone, sagedamini esinavad ioniseeritud lämmastiku molekulide sinised ja ioniseeritud atomaarse hapniku ergastamisel kiirgunud rohelised ning punased spektrijooned. 4 Virmalised 5 Kuidas tekkivad virmalised? Päike saadab välja elektromagnetilist kiirgust ( valgus, raadiolained, röntgenkiirgus, infrapuna- ja ultraviolettkiirgus) ja lisaks laetud osakesi, mis väljuvad sealt koronaalpursete tagajärjel plasmavoogudena. Need laetud osakesed haaravad kaasa
· Spektraalanalüüs on aine keemilise koostise kindlaksmääramine selle kiirgus- või neeldumisspektri järgi. · Spektrite saamiseks kasutatakse spetsiaalseid riistu spektroskoope ja spektrograafe. · Teadusharu, mis tegeleb spektraalanalüüsiga, nimetatakse spektroskoopiaks. Spektrid · Kiirgusspektrid Pidevspekter. Tahked ained ja vedelikud Joonspektrid. Gaasid · Neeldumisspektrid. Gaasid tahke aine foonil Spektrijooned ja energiatasemed. Elektrivoolu juhtimisel gaasi, hakkab see kiirgama valgust, mille spekter on joonspekter. See tähendab, et kiiratud valgus koosneb kindlatest lainepikkustest. Hõredates gaasides kiirgavad nõrgalt seotud aatomid ja joonspektrid on seega üksikute aatomite spektrid. Kindlale lainepikkusele vastab ka kindel kiirguse sagedus. c f = (1)
fotoefekt antud metalli korral veel võimalik on. 8 Kirjelda, kuidas vesiniku aatomid kiirgavad nähtavat valgust? – Kui rakendada vesinikule kõrgepingeline elekriväli, hakkab vesinik kiirgama nähtavat valgust, infravalgust ja ultravalgust. Need valgused pole pidevad, nad koosnevad üksikutest värvustest, mida nimetatakse spektrijoonteks. Bohri aatomimudel selgitab selliste värvuste ehk spektrijoonte tekkimist järgmiselt: nähtava valguse spektrijooned tekivad elektroni üleminekul kõrgemalt orbiidilt 2-le lubatud orbiidile. 9 Mingi keemilise elemendi elektronkate koosneb kolmest elektronkihist. Arvuta, mitu elektroni tohib maksimaalselt olla selle aatomi elektronkattes? – Pauli keeluprintsiibi kohaselt tohib ühes elektronkihis olla maksimaalselt 2n2 elektroni, kus n on elektronkihi number ehk peakvantarv. Selles ülesandes on n = 3, ehk 2*32 = 18.
perioodvõngetena Pinge jõudes U1ni, ilmub ballooni kollane helendus, Na-le iseloomulik. Aatomid on ergastunud ja kiirgavad valgust. Energia kaotanud elektronid ei suuda ületada vastupinget ja pöörduvad võrele tagasi. Voolutugevus väheneb. Katse näitab, et aatom võtab vastu energiat kindlate portsjonite kaupa. 4)Seaduspära vesinikuaatomi spektris: Vesinikuaatomi spektrijooned on rühmitunud seeriatesse. Igas seerias olevad jooned moodustavad koonduvaid jadasid. Seeriaid kirjeldab valem: R= 1,0974* 107 m-1 1 1 1 = R ( 2 - 2 ),ku s n1 n2 - jo o n e la in e p ik k u s 5) Bohr`i postulaadid: · Iga aatom võib püsivalt eksisteerida kindlate energiatega statsionaarsetes olekutes. Statsionaarses olekus aatom ei kiirga ega neela valgust (energiat)
määramiseks. Spektroskoop- riis spektrite vaatlemiseks. Spektroskoobiga on võimalik vaadelda valgust kiirgavate ainete kiirgusspektreid. Need jaotuvad oma olemuselt kahte liiki: pidevspektrid ja joonspektrid. Pidevspekter- esindatud pidev jada lainepikkuseid ja spektriks on värviline riba. Joonspekter- ei ole kõigi lainepikkustega valgusi ja spektroskoobis on näha erivärvilised jooned tumedal taustal. Need jooned on spektrijooned. Kontrollküsimused: 1.Mida võib väita 4.27 esitatud spektri kohta? Vastus: on joonspekter. Fotoefekt Fotoefekti katsete abil tõestati footonite olemasolu. Fotoefekt- elektronide väljalöömine ainest (välisfotoefekt). Sisefotoefekti korral valgus lööb elektrone välja keemilistest sidemetest aatomite vahel, aa elektronid ainest ei välju. Sisefotoefekt on näiteks päikesepatareide töö aluseks. Kontrollküsimused: 1
Kas arusaam kvasaritest rajaneb tõesti vaid hapral matemaatilisel teoorial? Mitte päris - kvasaritaolise nähtuse tekitamiseks vajavad astronoomid lihtsalt väga suurt hulka ainet pakituna üliväiksesse ruumalasse. Praeguse arusaama kohaselt eksisteerib nii tihe aine üksnes musta auguna. Lisaks suurele heledusele on kvasaril veel mitmeid huvitavaid omadusi: heleduse kiire muutumine, tugev raadio-, röntgeni- ja gammakiirgus, kummalised spektrijooned. Osa neist omadustest avalduvad ka kvasaritest tunduvalt tagasihoidlikumatel objektidel: Seyferti galaktikatel ja raadiogalaktikatel. Murrangu kvasarite mõistmisel ongi toonud eeldus, mille kohaselt kõigi nende galaktikate puhul toimub samalaadne protsess, üksnes avaldumisvormid on erinevad. Astronoomid iseloomustavad neid nähtusi ühise nimetusega: aktiivsed galaktikatuumad. Ehkki üldpilt hakkab tasapisi selginema, on teadlased kvasarit käivitava mehhanismi täielikust
Täpsuspiirangust järeldub, et kvantsiire on protsess mis toimub lõpliku aja jooksul. Kui t lähekens nullile, peaks E lähenema lõpmatusele ja vastupidi. 20. Kvantseisundi eluiga on kiirgussirde kestus, see on suurusjärgus 10^-9 kuni 10^-8 sekundit. 21. Metastabiilne seisund tähendab siiret, mis lähtub pikaealisest seisundist. Seda kasutatakse ära laserites, kus metastabiilsetele tasemetele kogutakse elektrone kiirguslaviiniks. 22. Spektrijoonte intensiivsust uurides leidi, et osad spektrijooned on heledad, teised tumedamad. Heledaid jooni andvad siirded lähtuvad lühiealistest seisunditest, tumedamaid jooni annavad pikaealisemad seisundid. 23. Luminestsents on heledus mida ei põhjusta keha hõõgvele kuumutamine. See tekib luminofooride kiirgamisel. 24. Spontaanne ehk vabakiirgus on iseeneslikult tekkiv kiirgus, kui elektron naaseb madalamale energiatasemele, kiirates ise footoni. 25. Stimuleeritud ehk sundkiirgus tekib siis, kui aatom on juba kõrgemal energiatasemel.
(vastus koos põhjendusega) Spektripildil on valjemini vilistatud kui signaalpildil. Spektripildil on amplituud 122.4658mV ja signaalipildil on amplituud 42.125mV. Mida suurem on amplituud, seda valjem on heli. 2.4 Vokaal Vokaal: õ Tipust tipuni amplituud: 3.9875V Pinge amplituud (maksimaalne kõrvalekalle Tähistada spektripildil nendel tasakaaluolekust): 1.9938V sagedustel olevad spektrijooned. Periood (kõige pikem): 5.7ms Center 1 kHz, span 2 kHz. Sagedus (kõige madalam): 175.44Hz Periood (kõige lühem): 2.2ms Sagedus (kõige kõrgem): 454,55Hz 2.5 Kutsesignaal Tipust tippu amplituud: 200V Pinge amplituud: 100V Periood: 40ms Sagedus: 1 / 0,004 = 25Hz 3. Individuaalülesanne Joonistada antud signaali kuju pilt ja spektripilt: y = Um⋅sin(ω⋅ t+φ), kus y on signaali kuju, Um on amplituud (mitte efektiivväärtus),
1) Maa, Kuu, Päikese liikumised: Maa pöörlemine- öö ja päev (Maa pöörlemistelg on Maa orbiidi tasandiga 23 kraadi kaldu) Maa tiirlemine aastaaegade vaheldumine Maa telje kalle polaaröö ja polaarpäev, aastaaegade vaheldumine Maa tiirlemisperiood 365 päeva Maa pöörlemisperiood 24 h Kuu faaside vaheldumine 29,5 ööpäeva Tõus ja mõõn: Ookeani pind tõuseb ja langeb 2x ööpäevas, iga 12 h ja 25 min tagant, avamerel kuni 1 m, lahtedes kuni 21 m, sisemeredes peaaegu puuduvad Maa ja teiste, peam. Kuu gravitatsioonijõudude mõjul. Kuu poolsel küljel tõmbab Kuu tugevamini vett, kui maa kesktõrjejõud suudaks seda tasakaalustada. Vesi püsib Maal suure raskusjõu tõttu. Teisel pool Kuud on Maal nõrgem kesktõrjejõud, kui Maal tasakaalustamiseks vaja, ehk siis tõukab vee Kuust eemale sama suurel määral kui teisel pool. Päikese mõju on väiksem, sest asub ise kaugemal. Eriti tugevad looded esinevad siis, kui Päike, Kuu ja Maa paiknevad enam-...
Visuaalsete kaksiktähtede orbiidid on suuremalt osalt suure ekstsentrisusega ehk piklikud ellipsid. Pilt 3 Visuaalse kaksiktähe näiv orbiit Spektraalsed kaksikud Spektraalseid kaksiktähti avastatakse spektrijoonte perioodiliste nihete ja eba- harilike kolorimeetriliste tunnuste järgi. Teleskoobis paistab spektraalne kaksik vaid ühe tähena. Kattuvad ka mõlema komponendi spektrid. Kui tähed liiguvad meie suhtes ühesuguse kiirusega või vaatesihiga, siis nende spektrijooned ühtivad. Spektraalsete kaksiktähtede orbiidid on keskmiselt vähem piklikud kui visuaalsete omad. Ringisarnaseid esineb nende hulgas sagedamini kui visuaalsete kaksiktähtede hulgas, kuid ikkagi palju vähem kui päikesesüsteemis. Keskmine spektraalsete kaksiktähtede orbiitide ekstsentrisus on umbes nagu Merkuuril või Pluutol. 3 Varjutusmuutlikud kaksikud
kujutistena ja väljundpilust, mis selekteerib tarviliku lainepikkusega kiirguse. Segavad faktorid aatomspektroskoopias: · Protsessi käigus tekkivad tahked osakesed, mis hajutavad kiirgust. · Molekulaarsete osakeste esinemine leegis · Spektrijooned võivad kattuda · Interferentid proovis · Keemilised reaktsioonid leegis, oksiidi moodustumine · Ionisatsioon · Proovi ja standardi viskoossuste erinevus. Zn sisalduse määramine vees leek-AAS meetodil Töö ülesanne Määrata uuritavas vees Zn sisaldus. Töövahendid Mõõtkolvid Pipetid AA-leekspektrofotomeeter Reaktiivid Dest. vesi Zn standard 100 mg/L Töö käik Valmistada Zn standardlahused kontsentratsiooniga 0,5, 1 ja 2 mg/L -100 mg/L lahusest.
galaktika tuumast. Ühe täistiiru galaktikas teeb Päike 200 miljoni aasta jooksul ( üks galaktiline aasta ) . Maalt vaadates asub Linnutee galaktika tuum Amburi tähtkujus. Päike tiirleb koos oma planeetidega ümber galaktika keskme kiirusega 300 km/s. Ühe täistiiru galaktikas teeb Päike 200 miljoni aasta jooksul. Tüüpiline kaugus galaktikate vahel on u. kümme korda suurem nende läbimõõdust. Valdaval enamikul galaktikatest, mille spektreid on suudetud pildistada, on spektrijooned nihkunud spektri punase otsa poole ( nn. punanihe ). Selline eemalekihutamine ei ole juhuslik, vaid galaktikate eemaldumise kiirus on võrdeline nende kaugusega, kasvades 100 km/s võrra iga miljoni parseki (Mpc) kohta. 15 miljardit aastat tagasi olid kõik galaktikad koos ühes kohas. Tänapäeva kosmoloogia üldtunnustatud hüpoteesi kohaselt tekkis kogu meie praegu vaadeldav hiiglaslik Universum, mille nähtavas osas on sadu miljardeid galaktikaid, tohutu algplahvatuse, Suure Paugu tulemusena
vaadelda Maa lõunapoolkeralt. Linnutee 5. Galaktikate liikumine Galaktikate suurus laseb uurida lisaks galaktika kui terviku liikumisele ka galaktika sees toimuvaid liikumisi. Üksikute tähtede kiirust saab määrata lauhtusvõime korral . Tähtede kaootilise liikumise puhul galaktikas tekib laienenud joon . Süstemaatilise liikumise korral nihkuvad spektrijooned kindlas suunas . Kõige selgema pildi saab , kui võtta spektri spiraalgalaktikast läbimõõtude suhtega 1 : 3 ja panna pilu piki sellise galaktika pikemat diameetrit. Sellise galaktika spektris on kõik jooned kõverdunud S-tähe kujuliseks. Tähtede liikumine spektris on heas vastavuses galaktika tüübiga. Elliptilised galaktikad ning spiraalgalaktikate mõhnad ei pöörle , sest neid liiguvad tähed kaootiliselt . Kuna
spiraalharusid ühendab tuhm n.ö. varras. 4) Korrapäratud galaktikad puudub konkreetne kuju. 5) Aktiivsed galaktikad kvasarid kõige heledamad objektid maailmaruumis. nn Universumi majakad - nende järgi hinnatakse universumi mõõtmeid. Kiirgavad sünkrotonkiirgust. Galaktikad moodustavad galaktikaparvi. Kuidas määratakse galaktikate kaugusi? Määratakse nn punanihke järgi galaktikate spektris. Kõik spektrijooned nihkuvad spektri punase värvi poole. Selline nähtus tekib, kui galaktikad eemalduvad meist mingi kiirusega. Mõõtes punanihke suuruse ja teades eemaldumiskiirust, saab leida galaktika kauguse. Mis on Hubble'i seadus ja Hubble'i konstant? Hubble'i seadus võimaldab määrata galaktikate kaugusi. S: Galaktikate punanihe on võrdeline galaktika kaugusega meist. St, mida kaugemal asub galaktika, seda kiiremini ta meist eemaldub. H= 75 100 km /s*Mpc Kirjelda galaktikate ruumjaotust?
spiraalharusid ühendab tuhm n.ö. varras. 4) Korrapäratud galaktikad puudub konkreetne kuju. 5) Aktiivsed galaktikad kvasarid kõige heledamad objektid maailmaruumis. nn Universumi majakad - nende järgi hinnatakse universumi mõõtmeid. Kiirgavad sünkrotonkiirgust. Galaktikad moodustavad galaktikaparvi. Kuidas määratakse galaktikate kaugusi? Määratakse nn punanihke järgi galaktikate spektris. Kõik spektrijooned nihkuvad spektri punase värvi poole. Selline nähtus tekib, kui galaktikad eemalduvad meist mingi kiirusega. Mõõtes punanihke suuruse ja teades eemaldumiskiirust, saab leida galaktika kauguse. Mis on Hubble'i seadus ja Hubble'i konstant? Hubble'i seadus võimaldab määrata galaktikate kaugusi. S: Galaktikate punanihe on võrdeline galaktika kaugusega meist. St, mida kaugemal asub galaktika, seda kiiremini ta meist eemaldub. H= 75 100 km /s*Mpc Kirjelda galaktikate ruumjaotust?
19. Mida tähendab metastabiilne seisund ja kuidas sellist energiataset sisaldavaid aatomeid ära kasutatakse? Metastabiilne seisund on siire, mis lähtub pikaealisest seisundist ning seda kasutatakse ära laserites, kus metastabiilsetele tasemetele kogutakse elektrone kiirguslaviiniks. 20. Mida pandi tähele spektrijoonte intensiivsust uurides ja millega see seostub? Spektrijoonte intensiivsust uurides leiti, et osad spektrijooned on heledad, teised tumedamad. Heledaid jooni andvad siirded lähtuvad lühiealistest seisunditest, tumedamaid jooni annavad pikaealisemad seisundid. 21. Mida nimetatakse luminestsentsiks? Too näiteid, kuidas see tekkida võib? Luminestsentsiks nimetatakse sellist aine poolt emiteeritud valgust, mis ületab samale temperatuurile vastavat soojuskiirguse taset. See tekib luminofooride kiirgamisel. 22. Kuidas tekib spontaanne ehk vabakiirgus?
parameetreid, siis kestab kalibreerimisgraafik küllalt kaua. Molaarne neeldumistegur sõltub: Lainepikkusest (Väga tugevalt); Molekuli omadustest (Väga tugevalt, neeldumistegurite maksimaalsed väärtused ca n·105 l/(mol·cm)); pH-st (Indikaatoritel väga tugevalt, enamikul ainetel vähe); Temperatuurist, ioontugevusest (vähe). Molaarne neeldumistegur ei sõltu kontsentratsioonist! Võtmeaspektid: Molekulide spektrijooned on laiad. Siit probleem selektiivsusega: kui lahuses on koos kaks ainet, mis mõlemad kiirgust neelavad, siis on suur tõenäosus, et nende neeldumisjooned kattuvad. Seega meetod iseenesest on madala selektiivsusega. Samas, enamus analüüse tehakse fotomeetriliste reaktiivide kasutamisel, mis lisab kõvasti selektiivsust. Mitte kõiki aineid ei saa määrata selle meetodiga. Kui mingi molekul mingil lainepikkusel neelab kiirgust, siis enamasti neelab ta kiirgust ka kõigil
ka sisemisi liikumisi. Piisava lahutusvõime korral saame määrata üksikute tähtede kiirusi, tavaliselt jääb spektroskoobi piluga määratud vaatlusalusesse palju tähti. Kõik need tähed kiirgavad samu spektrijooni, mis vastavalt iga tähe liikumisele on nihkunud lühema või pikema lainepikkuse suunas. Kui tähtede liikumine galaktikas on kaootiline, tekib laienenud joon. Kui aga on tegu süstemaatiliste liikumistega nagu näiteks pöörlemine, on ka spektrijooned nihkunud kindlas suunas. 6 5. PÖÖRLEMISKÕVER JA MASSI JAOTUS See, et me räägime galaktikate pöörlemisest, pole päris õige. Pöörelda saab ikkagi ainult kõva keha. Galaktikas võime rääkida vaid tähtede tiirlemisest ühise massikeskme- galaktika tsentri ümber. See tiirlemine erineb oluliselt planeetide liikumisest: galaktikat ei saa kuidagi lugeda punktmassiks.
Elutee lõpu eel puhub täht oma atmosfääri väliskihi laiali. Paljastuva kuuma tähetuuma ultraviolettkiirgus paneb gaasi helendama. Lisaks vesinikule on gaasis heeliumi, lämmastikku ja hapnikku, mis lisavad planetaarudule sinist värvust. Planetaarududest tuntuim on Lüüra rõngasudu. Supernoovajäänukid Tähe plahvatuspilv ehk supernoovajäänuk võib väliselt olla planetaarudu sarnane. Vahet saab teha spektri põhjal. Esiteks, supernoovajäänuki spektrijooned on õigest kohast nihkunud, sest jäänuk paisub suure kiirusega. Teiseks, kiirgus tekib teistmoodi kui planetaarudus. See on sünkrotronkiirgus: kui plahvatuspilv paiskub tähtedevahelisse gaasi, saavad elektronid suuri kiirusi ning hakkavad kiirgama valgus- ja raadiolaineid. Mõned supernoovajäänukid on kiulise ehitusega. Sel juhul on plahvatanud tähest jäänud järele pulsar, mis ergastab teda ümbritsevat gaasi nii osakeste kui kiirguse impulssidega. Kiulistest
väljavooluga. 7)Joonte lõhestumine võimaldab hinnata magnetvälja tugevust. 8)neeldumisjoonte tekkekohaks peab olema tähe atmosfäär, et seal on näha nii ioonide kui neutraalsete aatomite spektrijooni, peab temp tähe pinnast eemaldumisel kiiresti alanema. 18)Kirjeldage tähespektrite klassifikatsiooni. Põhiklasse on seitse ja neid tähistatakse suurte ladina tähtedega. Kuumematest tähtedest alustades on põhiklassid järgmised: · O -- ülikuumad (T > 30 000 K) tähed; spektrijooned väga nõrgad, iseloomulikud on ioniseeritud heeliumi (He+) jooned. · B -- Kuumad (T > 20 000 K) tähed; iseloomulikud on neutraalse heeliumi tugevad jooned. · A -- Vana klassifikatsiooni põhiklass, T = 10 000 K, tugevad vesiniku Balmeri seeria jooned. · F -- T = 8000 K, spektrisse ilmuvad ioniseeritud metallide (kaltsium, magneesium) jooned. · G -- T = 6000 K (Päikese temperatuur), spektrisse ilmuvad neutraalsete metallide jooned
et leida temale vastavale röntgenkiirusele õiget difrageerivat kristalli. Seetõttu kasutatakse meetodit koos EDS-ga mille abil määratakse kõigepealt kvalitatiivselt, milliste keemiliste elementidega on tegemist. Mida nimetatakse K ja L seeriaks röntgenspektris? 44. · K-kihist väljalöödud elektron asendatakse L-kihi elektroniga, siis tekivad nn. K seeriaspektrijooned · vakants täidetakse M-kihi elektroniga, siis saadakse K seeria spektrijooned. · Spektrijoonte asukohad energia teljel on unikaalsed ja iseloomustavad aatomit üheselt. 45. Mida nimetatakse karakteristlikuks kiirguseks? Aatomis sisekattest lüüakse välja elektron. Tekib vakants. Aatom ioniseerub. Relaksatsioon toimub vakantsi täitmisega kõrgema energiaga nivoolt. Erinevatel elektronkatetel olevatel elektronidel on erinev potentsiaalne energia. Energiate vahe kiiratakse välja röntgenkvandina, mis on iseloomulik selle aine aatomile - karakteristlik kiirgus
elektronidel (negatiivne) · Milline on aatomi planetaarmudel? Aatomi planetaarmudel on aatomi ehituse võrdlus päikese ja planeetide/taevakehadega. Aatom on tuumas keskne nagu päikesesüsteemis päike ning igal erineval tasandil tiirlevad ümber aatomi elektronid (planeedid ümber päikese). · Kuidas on seotud elektronide üleminekud aatomis neeldumise ja kiirgus spektriga? Spektri joonte paigutuses esineb üldjuhul korrapära, mis väljendub selles, et spektrijooned on koondunud spektraal seeriatesse. Kui elektron liigub kõrgemale orbiidile, siis ta aatom neelab energiat, kui aga elektron liigub madalamatele orbiitidele, siis aatom kiirgub energiat. · Bohr'i postulaadid I postulaat- Elektronid liiguvad aatomis kindlatel orbiitidel ja siis nad ei kiirga ega neela energiat. II postulaat- Kui elektron liigub ühelt orbiidilt teisele siis ta vastavalt kiirgab või neelab energiat kvantide kaupa. (kvant- energia portsjon) Tekib kiirgusjoon
leida tumedaid jooni, mis osutaksid Jupiteri atmosfääris ringlevatele keemilistele elementidele. Ent Slipher'i spektrid olid ebamäärased ja hägused, üldsegi mitte vastavad tema lootustele puhastest teravatest joontest, mida saaks siduda kindlate elementidega, nagu süsinik või hapnik. 30 aastast hiljem pöördus saksa keemik Rubert Wildt viidetele toetudes Slipher'i laiali määritud spektrijoonte juurde tagasi ja mõistis kohe, millega on tegemist. Jupiterilt lähtunud spektrijooned olid eeldatust säbrulisemad, kuna need ei kuulunud üksikutele elementidele: esindatud olid liitainete, eriti metaani ja ammooniumi jooned. Mõlemad mainitud ained sisaldavadh suhteliselt palju vesinikku, mis on kergeim ja universumis tähtede koostise tõttu kõige enam levinud element. See avastus toetas palju varem pakutud teooriat, mis seletas Jupiteri väikest ainetihedust: see planeet koosneb peamiselt gaasist, mitte kivimitest ja enamus gaasist on vesinik.
44. Kuidas võnguvad kvantsiirde jooksul elektronid aatomis? Kui kaua kvantsiire kestab? Kvantsiirde jooksul võnguvad elektronid ühest seisulainest teise, ühest elektronpilvest teise. Kvantsiire on protsess, mis toimub lõpliku ajavahemiku jooksul, mitte lõpmata nobe hüpe. Täpsuspiirangut saab joonte laiuse järgi hinnata ja sellest tuleneb, et see on suurusjärgus 10-9-10-8 sekundit. 45. Miks osad spektrijooned on heledamad kui teised? Mõned spektrijooned on heledamad kui teised, sest selle energiaga footoneid kiiratakse tihemini kui teisi. Kõige eredamaid jooni annavad siirded, mis lähtuvad lühiealistest seisunditest. 46. Mis on luminestsents? Mis on luminofoor? Luminestsents on helendus, mille põhjuseks ei ole keha hõõgvele kuumutamine, vaid teised mõjutused. Sellist valgust kiirgavaid ehk luminestseerivaid aineid kutsutakse luminofoorideks. Luminofoorid on paljud orgaanilised värvained, ka väikeseid
kuuma pinda. Heleda joone tekitab atmosfääris neeldunud kiirguse ümbertöötamine suurema lainepikkusega kiirguseks, aga ka tähest väljapursanud kuuma aine helendus. · Kui emissioon- ja neeldumisjooned esinevad koos, on tegemist täheaine pideva väljavooluga. · Joonte lõhestumine võimaldab hinnata magnetvälja tugevust. 2. Kirjeldage tähespektrite klassifikatsiooni. · O-- ülikuumad (T > 30 000 K) tähed; spektrijooned väga nõrgad, iseloomulikud on ioniseeritud heeliumi (He+) jooned. · B -- Kuumad (T > 20 000 K) tähed; iseloomulikud on neutraalse heeliumi tugevad jooned. · A -- Vana klassifikatsiooni põhiklass, T = 10 000 K, tugevad vesiniku Balmeri seeria jooned. · F -- T = 8000 K, spektrisse ilmuvad ioniseeritud metallide (kaltsium, magneesium) jooned. · G -- T = 6000 K (Päikese temperatuur), spektrisse ilmuvad neutraalsete metallide jooned. Päike ongi G-klassi täht.
pilude arv võres. Siis võime m-inda miinimumi jaoks, mis asub nurga α m0 all, kirjutada välja järgmise tingimuse: λ1 1 d sin α m0 = mλ1 + = m + λ1 . (7) N N Vastavalt Rayleigh’i kriteeriumile on lähedased spektrijooned veel täielikult eristatavad, kui ühe lainepikkusega kiirguse maksimum langeb kokku teise lainepikkusega valguse miinimumiga, s.o α m′′ = α m0 ja seega ka 1 mλ2 = m + λ1 . (8) N Siit, arvestades valemit (5), on lihtne leida avaldist lahutusvõime jaoks:
- saab määrata taevakehade kiirust (maasuunalist komponenti) - Doppleri efekt = o (1+ v/c) 1. Astronoomia aine - Kui taevakeha eemaldub Maast, siis nihkuvad spektrijooned spektri punase otsa poole (lainepikkus suureneb) - astronoomia on teadus, mis uurib taevakehade ja nende süsteemide ehitust, - astronoomias kasutatavad pikkusühikud: liikumist ja arengut - astronoomiline ühik (a.ü.)(u.a.) 1a.ü. = 150 milj. km
Saab klassifitseerida lapikuse järgi), spiraalsed (Väga erinevad. Kahest allsüs'st koosnev liitsüs- mõhn(sarnane E) ja ketas (vrd Linnutee); spiraalharud (tähed-täheparved-tolm), varbspiraalsed (sarnased eelmisega, kuid tuuma ja spiraali ühendab sirge varras, sis tolmuribasid (harudest tuhmim), spiraali otsad ühenduspunktis vardaga risti + korrapäratud. 5. Mis on Hubble'i seadus ja Hubble'i konstant? Hubble'i seadus: kõigi galaktikate spektrijooned on nihkunud spektri pikalainelise, punase otsa poole. Nihke suurus "õige", laboratooriumis määratud lainepikkusega võrreldes on võrdeline galaktika kaugusega. Hubble'i konstant H0 on 75 km/(s*Mpc). 7. Kirjeldage spiraalsete galaktikate ehitust. Spiraalgalaktikate ehitus: hajusainet suurel hulgal; keskosas gaas puudub, algab gaasirõngas mõhna servalt ulatudes 1,5x galaktika nähtavast osast kaugemale. Gaas,
nõrkade tähtede ja udukogude vaatlemisel, kuid kaksiktähtede avastamisel ja mõõtmisel on need väiksema võimega kui 36-tolline refraktor.]. Huvitav on, et Burnham nagu W. Herschelgi algas astronoomia asjaarmastajana; tegelikult tema kunagi ei valinud astronoomiat oma elukutseks, jäädes pangaametnikuks oma elu lõpuni. Hoopis uue peatüki kaksiktähtede uurimises avas spektrianaIüüs. Doppleri lause järele ühe meilt eemalduva keha spektrijooned nihkuvad punasele spektripoolele, läheneva keha omad violetsele poolele, ja nihkumise suurusest võib määrata kaugenemise või lähenemise kiirust, nõndanimetatud radiaalkiirust; liikumine ristsuunas meie vaatesihile jääb sealjuures tundmatuks, ühe kaksiktähe komponendid ei liigu tõeliselt mitte üksteise ümber, vaid ühise raskuspunkti ümber, vastavalt Newtoni seadusele. Et raskuspunkt asub
üks, kord teine planeedi poolkera rohkem Päikese poole pööratud. Pooluste ümber on valged polaarmütsikesed, mis suurenevad ja vähenevad vastavalt aastaaegadele. Lõunapoolne polaarmüts on palju stabiilsem, kuid väiksema ulatusega kui põhjapoolne. Spektroskoopiliselt on Maa atmosfääris kindlaks tehtud hapniku, veeauru ja süsihappegaasi olemasolu, kuid teoreetikute arvates on atmosfääri põhiline koostisosa veel kindlaks tegemata. Arvatavasti paiknevad selle tundmatu gaasi spektrijooned spektri ultravioletses otsas, ultravioletse kiirguse aga neelab Maa atmosfääris olev osoon. Elementide üldist levikut arvestades võib sobivaks kandidaadiks pidada molekulaarset lämmastikku. (Vahemärkus: tundmatul astronoomil on õigus, Maa atmosfäär sisaldab tegelikult 78% lämmastikku, 21% hapnikku ja teisi gaase tunduvalt vähem.) Atmosfäärirõhk on Maal sada korda suurem kui Marsil. Sellistes tingimustes võib vesi olla vedelas olekus ning
Wieni seadus kirjeldab spektri käiku rahuldavalt ning määrab õigesti maksimumi asukoha. Viimase sõltuvust temperatuurist kirjeldab märksa enam tuntud Wieni nihke seadus: suurust nim. Wieni konstandiks. einstein Kui pealelangeva valguse sagedus on väiksem (lainepikkus suurem) energiast , vabu elektrone ei teki. Kui energia on suurem, kehtib valem See ongi Einsteini valem; konstant aga kannab väljumistöö nime. 20 loeng vesiniku spekter Et spektrijooned paiknesid geomeetrilist rida meenutava, lainepikkuse lühenemise suunas tiheneva jadana, sobis hästi valem kus on kahest suurem täisarv ( ), nm aga empiiriline konstant. Valem kirjeldas ammendavalt kogu vesiniku spektrit, sama tüüpi seoseid õnnestus leida ka teiste ainete jaoks. bohr Bohri kvantmudeli aluseks on spektraaltermid - kui algselt oli Rydbergi valemis sagedused, siis "Bohri variandis" on selleks energiad: .
järelduse selle elemendi olemasolust selles uuritavas aines. Sellist ainete elementaarkoostise kindlaksmääramise meetodit nimetatakse spektraalanalüüsiks . Spektroskoopia ja spektraalanalüüsi abil avastati heeliumi olemasolu Päikese spektris mitte tuntud spektraaljoonte olemasolu põhjal , vaid tundmatute spektraaljoonte järgi , mis ei vastanud ühelegi senituntud elemendile. 9 Pandi tähele , et spektrijooned ei asu korrapäratult , vaid need koonduvad teatud rühmadesse - seeriatesse. Täppisanalüüs näitab et kõiki seeriajadasid kirjeldab valem 1 1 1 1 = R( n12 + n 22 ) , kus n 1 ja n 2 on täisarvud tabelist ja R = 1,0974 10 7 m
absoluutne heledus, ei paikne tähtede esinduspunktid juhuslikult, vaid valdavalt kitsas ribas- peajadas, mis kulgeb diagonaalselt üle diagrammi. Väike grupp kollaseid ja punaseid tähti- hiiud, mille heledus on suurem sama temperatuuriga peajada tähtede heledusest, pole aga miskit muud, kui Maury kitsaste spektrijoonte tähed (jooned moodustuvad tähe hõredas atmosfääris ,,häireteta"). Peajada tähtede ehk kääbuste spektrijooned seevastu on laienenud, sest suhteliselt tihedas atmosfääris ei saa ergastatud aatomid segamatult kiirada. Naaberosakesed ,,häirivad". Nüüdisajal nimetatakse graafikut, mis kujutab seost tähtede heleduse ja temperatuuri (värvus, spektriklassi) vahel, Hertzsprungi-Russeli diagrammiks. Taeva näivalt heledaimate tähtede HR-diagramm on petlik, sest kaugeid hiidusid näeme vaid tänu nende suurele absoluutsele heledusele, kääbustest aga paistavad meile ainult lähemad. Koostades HR-
keskelt pisut paksema ,,värtnani" Spiraalgalaktikate kettad pöörlevad, tähed neis liiguvad ringjoonelistel orbiitidel, seejuures on spiraalharude juures tähtede joonkiirus kõikjal ühesugune. Asume pöörleva ketta sees. 3) Varbspiraalsed (SB) 4) Korrapäratud (IR) 4. Mis on Hubble´i seadus ja Hubble´i konstant? Lk 82 Galaktikate kauguse määramise kõige universaalsem ja enam kasutatud meetod. ,,Kõigi galaktikate spektrijooned on nihkunud spektrit pikalainelise, punase otsa poole. Nihke suurus ,,õige", laboratooriumis määratud lainepikkusega võrreldes on võrdeline galaktika kaugusega". H, 75 või 100 km /(s*Mpc) põhivara lk 54. Universumi iga väljendab Hubble´i konstandi pöördväärtus. 5. Kirjeldage spiraalsete galaktikate ehitust. Spiraalgalaktikate kettad pöörlevad: tähed neis liiguvad ringjoonelistel orbiitidel, seejuures on spiraalharude juures tähtede joonkiirus kõikjal ühesugune
ka sisemisi liikumisi. Piisava lahutusvõime korral saame määrata üksikute tähtede kiirusi, tavaliselt jääb spektroskoobi pilgu määratud vaatlusalasse palju tähti. Kõik need kiirgavad samu spektrijooni, mis vastavalt iga tähe liikumisele on nihkunud lühema või pikame lainepikkuse suunas. Kui tähtede liikumine galaktikas on kaootiline, tekib laienenud joon, kui aga on tegu süstemaatiliste liikumistega nagu näiteks pöörlemine, on ka spektrijooned nihkunud kindlas suunas. ( 2.) Värvus Galaktikate värv on kollakasvalge, mis vastab G-klassi spektrile. Täpsem mõõtmine näitab, et elliptilised galaktikad ning spiraalgalaktikate paksenenud keskosad on pisut punakamad, spiraalharud ja korrapäratud galaktikad aga sinakamad. ( 2.) Koostis Lisaks tähtedele on galaktikates üsna suurtes kodustes gaasi ja tolmu. Spiraalsed , verbspiraalsed ja korrapäratud galaktikad sisaldavad gaase ja tolmu, millest tekib uusi tähti. Elliptilistes
Spiraalgalaktikate alamklassid väljendavad sfäärilise ning lapiku allsüsteemi suhtelisi mõõtmeid ning heledust. Klass S0 on peaaegu elliptiline, teda nimetatakse ka läätsekujuliseks galaktikaks. Sellise süsteemi ketas on vaid pisut suurem sfäärilisest osast, spiraalharud puuduvad täiesti. 78. Kuidas määratakse galaktikate kaugusi? Galaktikate kaugusi määratakse nn punanihke järgi galaktikate spektris. Kõik spektrijooned nihkuvad spektri punase värvi poole. Selline nähtus tekib, kui galaktikad eemalduvad meist mingi kiirusega. Mõõtes punanihke suuruse ja teades eemaldumiskiirust, saab leida galaktika kauguse. Hubble´i seadusega on võimalik määrata galaktikate kaugusi. 79. Mille poolest erinevad teise põlvkonna tähed esimese põlvkonna tähtedest? Esimese põlvkonna tähed on metallivaesemad, aga teise põlvkonna tähed metallirikkamad. 80
Tallinna Ülikool Matemaatik ja Loodusteaduste Instituut Loodusteaduste osakond Optilised nähtused atmosfääris Referaat Tallinn 2013 Sisukord SISSEJUHATUS.........................................................................................................................3 MIRAAŽID.................................................................................................................................4 Alumine miraaž.......................................................................................................................4 Ülemine miraaž.......................................................................................................................4 HALOD.......................................................................................................................................6 22° ja 46° halod....................
Keemilise analüüsi eesmärgiks on aine koostise kindlaksmääramine. Kvalitatiivsel analüüsil määratakse,millised elemendid või ühendid esinevad määratavas aines. Kvantitatiivsel analüüsil määratakse aine koostisosade sisaldust (kontsentratsiooni). Analüüsi meetodeid võib liigitada järgmiselt: 1. Keemilised meetodid - analüüs põhineb määratavate koostisosade iseloomulikele keemilistele reaktsioonidele. 2. Füüsikalised meetodid - kasutatakse aine koostisosade iseloomulikke füüsikalisi omadusi (nt.spektraalanalüüs). 3. Füüsikalis-keemilised meetodid - määratakse koostisosade selliseid omadusi, mis oma olemuselt asuvad füüsika ja keemiaga piirnevates valdkondades (nt.kromatograafia,mitmesugused elektrokeemilised meetodid). Töövõtete järjekorra alusel eristatakse kahte keemilise analüüsi meetodit: 1. Süstemaatilise analüüsi korral määratakse uuritava aine ühest proovist järjestikku kõik koostisosad...
sajandil Kronoloogia 1900 Max Planck oletab, et valgust kiiratakse portsjonidena. Ta seletab ka absoluutselt musta keha kiirguse. 1900 Paul Villard avastab, et radioaktiivne kiirgus jaguneb kaheks liigiks, mis kalduvad magnetväljas erinevale poole. 1900 Wallace Clement Sabine kasutab akustikaseadusi Bostoni Kontserdimaja konstrueerimisel. 1901 Pieter Zeeman avastab, et tugevas magnetväljas oleva valgusallika spektrijooned lõhestuvad mitmeks. 1901 Pjotr Lebedev näitab, et valgus avaldab survet. 1901 Guglielmo Marconi saadab raadiosignaali Inglismaalt Kanadasse Newfoundlandi. 1903 Vennad Wrightid sooritavad esimese lennu. 1904 John Ambrose Fleming leiutab alaldi. 1904 Charles Glover Barkla näitab, et röntgenkiired on elektromagneetilised. 1905 Walther Nernst väidab, et absoluutset nulltemperatuuri pole võimalik saavutada (termodünaamika III seadus).
spiraalgalaktika tähistusega M31 või NGC 224. Ta asub Andromeeda tähtkujus. 29. Tähtede uurimine Spektraalanalüüs, Spektraalanalüüs · Pidev spekter näitab et tähe kiirgusspekter sõltub temperatuurist, ioniseerunud plasma · Neeludmisjooned tekivad tähe atmosfääris · Joonte intensiivsus ja lainepikkus näitab tähe keemilist koostist · Doppleri efekt spektrijooned nihkuvad · Joonte laienemine väljendab pöörlemist · Saab kindlaks teha veel atmosfääri paksust, magnetvälja tugevust ja kas aine voolab välja. Spektraaluuringud näitavad et tähed on väga mitmekesised. Samas on ka stabiilseid näitajaid nagu keemiline koostis. 90% aatomite arvust on vesiniku aatomid ning ülejäänust 90% on heelium ja 1% raskemaid elemente. Hea kooskõla on ka tähe värvuse ja kiirgusvõimega. hiidtähed,
25 000 … 50 000K) tähed, koosnevad peamiselt ioniseeritud vesinikust A – sinakasvalged, pinnatemperatuuriga 7500 … 11 000K (spektris H, He ja ioniseeritud Ca) – Veega, Siirius G – kollased 5000 … 6000K (tugevad Ca, K, Fe jpt metallid, H nõrk) – sellesse spektriklassi kuulub Päike M – punased, kõige „külmemad“ (2000 … 3500K) tähed – spektris keerulisemate ühendite (TiO, CN, ZrO) molekulide jooned Tähti uurides avastati, et nende spektrijooned on võrreldes Maal tekkivate samade ainete spektritega nihkunud pikemalainelisemaks – tegu on Doppleri efektist tuleneva punanihkega. Teatavasti sõltub kiiratava laine lainepikkus laineallika liikumiskiirusest ja liikumissuunast vaatleja suhtes. Kui allikas läheneb, siis tajume laineid lühemalainelisena, kui kaugeneb, siis pikemalainelisena. Tähtede spektrite punanihe näitab, et kõik tähed justkui eemalduksid meist. Mida kaugemal vaatlejast täht asub, seda suurem on tema punanihe.
Kirjeldage galaktikatüüpe. 1) Elliptilised (E) Ümmarguse või pikliku kujuga, nende heledus väheneb ühtlaselt serva suuas. 2) Spiraalsed (S) Võivad olla väga erinevad alates korrapärasest kaheharulisest spiraalist kuni kitsa, keskelt pisut paksema „värtnani“ 3) Varbspiraalsed (SB) 4) Korrapäratud (IR) 4. Mis on Hubble´i seadus ja Hubble´i konstant? Lk 82 Galaktikate kauguse määramise kõige universaalsem ja enam kasutatud meetod. „Kõigi galaktikate spektrijooned on nihkunud spektrii pikalainelise, punase otsa poole. Nihke suurus „õige“, laboratooriumis määratud lainepikkusega võrreldes on võrdeline galaktika kaugusega“. H, 75 või 100 km /(s*Mpc) põhivara lk 54. Universumi iga väljendab Hubble´i konstandi pöördväärtus.5. Kirjeldage spiraalsete galaktikate ehitust. Spiraalgalaktikate kettad pöörlevad: tähed neis liiguvad ringjoonelistel orbiitidel, seejuures on spiraalharude juures tähtede joonkiirus kõikjal ühesugune
annaabi.ee 
Sisene Facebook'ga
Sisene Google'ga
Sisene LinkedIn'ga
