· Mis on transistoor/kiip? Transistor on kahe dioodi ühend, kus samad küljed on vastamisi (np-pn ja pn-np) Kiip on väike terviklülitus kuhu on koondatud väga palju väikseid transistore ( + kondensaatoreid jne) · Mis on kvantsiire? Kvantsiire on eletroni üleminek ühelt energiatasemelt teisele, kvantsiiret tuleks tänapäeval vaadata kui võnkumist ühest seisulainest teise. · Millised kvantsiirded annavad eredaid ja millised tuhme spektrijooni? Eredaid spektrijooni annavad kvantsiirded mis lähtuvad lühiajalistest energiatasemetest (taseme üleminek toimub 10-8 10-9 s jooksul) Tuhme spektrijooni annavad kvantsiirded mis lähtuvad pikaajalistest energiatasemetest (10 -3 ) · Mis on luminestsents ja luminofoor? Luminofoorid on ained, mis kiirgavad luminestsentskiirgust Luminestsents on helendus mille pühjuseks ei ole kuumutamine vaid teised mõjutused ehk külm helendus
Looduses leidub indiumi hajusalt. Peamiselt lisandina tsingimaakides. Teda tarvitatakse aktseptorlisandi ja joodisena pooljuhtide tehnikas ning hermetiseeriva ja korrosioonikindla materjalina aparaaditööstuses. 1863. a. püüdis Freibergi Mäeakadeemia inspektor Ferdinand Reich avastada Saksamaa metallimaakidest talliumi, Et Reich oli värvipime, siis tegi spektraalanalüüsi tema assistent Hieronymos Theodor Richter, kes pidi otsima maakidest TI rohelise spektrijooni. Ootamatult avastas ta tsingimaagis siniseid spektrijooni, mille värvus sarnanes Indiast pärineva sisise värvainega indigo. Uuele keemilisele elemendile antigi indigosinise spektrivärvuse järgi nimetus indium, 19. sajandil oli indium kullast umbes 10 korda kallim, nüüdisajal aga umbes 1,5 korda kallim hõbedast. Indium on nõrgalt radioaktiivne element, mis võrreldes meie Universumi vanusega (15 . 109 a.) on hiigelpika (5 . 1014 aastat) poolestusajaga. Indium kiirgab
Thomas Wright spekuleeris õigesti 1750. aastal avaldatud raamatus, et Linnutee on lame ketas ning mõned öötaevas nähtaval olevad udukogud on Linnuteest eemal. 18. sajandi lõpus moodustas Charles Messier kataloogi, mis sisaldas 109 heledaimat udukogu, hiljem tuli William Herschel välja suurema kataloogiga, mis koosnes 5000. udukogust. Aastal 1845 ehitas William Parson uut tüüpi teleskoobi . Aastal 1912 uuris Vesto Slipher heledaimate spiraalsete udukogude spektrijooni. Galaktikate jagunemine kuju järgi Galaktikaid jagatakse kolmeks peatüübiks: elliptilised, spiraalsed ja korrapäratud. Edwin Hubble jagas need vaatluste tulemustena skeemi, Hubble'i järjestusse. Elliptilised galaktikad Spiraalsed ja varbspiraalsed galaktikad Korrapäratud galaktikad Kääbusgalaktikad Teistest tunduvalt erinevad galaktikad Tüüpiline spiraalgalaktika Elliptiline galaktika Korrapäratu ehk ebaregulaarne galaktika
Linnuteest eemal. Viis aastat hiljem võttis Immanuel Kant kasutusele termini "saarte universium". 18. sajandi lõpus moodustas Charles Messier kataloogi, mis sisaldas 109 heledaimat udukogu, hiljem tuli William Herschel välja suurema kataloogiga, mis koosnes 5000. udukogust. Aastal 1845 ehitas William Parson uut tüüpi teleskoobi ning sellega suutis ta vahet teha spiraalsetel ja elliptilistel udukogudel. Aastal 1912 uuris Vesto Slipher heledaimate spiraalsete udukogude spektrijooni, et teha kindlaks, kas nad koosnevad samadest keemilistest ühenditest nagu planeedid. kuid ta leidis, et spiraalsetel udukogudel on suur punanihe ehk nad liiguvad eemale kiiremini kui on Linnuteest lahkumiseks vajalik ehk nad polnud Linnuteega gravitatsiooniliselt seotud ja ei saanud olla selle osa. 1917 vaatles Heber Curtis noovat Andromeeda galaktikas. Uurides varasemalt jäädvustatud fotosi, leidis ta veel 11 noovat. Curtis märkas, et need noovad olid
Spiraalharude siseküljel on tumedad tolmuribad. 5 4. DÜNAAMIKA Galaktikate suhtelised suured mõõtmed lubavad uurida lisaks galaktika kui terviku liikumisele 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
vaatessuunalist liikumist(Doppleri efekt). 4)Spektrijoonte ühesugune laienemine väljendab tähe pöörlemist. 5)Heledate emissioonjoonte olemasolu viitab paksule atmosfäärile,mis ümbritseb kuuma pinda. 6)Kui emissioon- ja neeldumisjooned esinevad koos, on tegemist tähtaine pideva 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.
neeldumisteguri ning joone kuju järgi teha olulisi järeldusi tähtede ehituse kohta: 1. Pideva spektri olemasolu näitab, et tähe kiirgav pind koosneb täielikult ioniseeritud plasmast, mille kiirgusspekter sõltub ainuüksi temperatuurist. 2. Neeldumisjoonte tekkekohaks peab olema tähe atmosfäär; et seal on näha nii ioonide kui neutraalsete aatomite (ja isegi molekulide) spektrijooni, peab temperatuur tähe pinnast eemaldumisel kiiresti alanema. 3. Joonte lainepikkuste ja intensiivsuste järgi saab hinnata täheaine keemilist koostist. 4. Joonte lainepikkuste süstemaatiline erinevus laboratoorsetest näitab tähe vaatesuunalist liikumist (Doppleri efekt). Kui täht läheneb vaatlejale, on jooned nihkunud lühema lainepikkuse poole (sininihe), kui aga kaugeneb, siis pikemate lainepikkuste poole (punanihe)
· M -- T = 3000 K ja vähem Neid nimetatakse ka spektri põhiklassideks (7 põhiklassi). Spektraalsed karakteristikud 1. Mis on tähespekter? · Pideva spektri olemasolu näitab, et tähe kiirgav pind koosneb täielikult ioniseeritud plasmast, mille kiirgusspekter sõltub ainuüksi temperatuurist. · Neeldumisjoonte tekkekohaks peab olema tähe atmosfäär; et seal on näha nii ioonide kui neutraalsete aatomite (ja isegi molekulide) spektrijooni, peab temperatuur tähe pinnast eemaldumisel kiiresti alanema. · Joonte lainepikkuste ja intensiivsuste järgi saab hinnata täheaine keemilist koostist. · Joonte lainepikkuste süstemaatiline erinevus laboratoorsetest näitab tähe vaatesuunalist liikumist (Doppleri efekt). Kui täht läheneb vaatlejale, on jooned nihkunud lühema lainepikkuse poole (sininihe), kui aga kaugeneb, siis pikemate lainepikkuste poole (punanihe)
Spetsiifilised lambid õõneskatoodlamp. Plokki on puuritud auk. Katoodi ees on anood. Lamp on ise õhutühi. katioonid kogunevad katoodile (negatiivne ,,-,,), anioonid kogunevad anoodile (positiivne ,,+"). Kiirgusallikas tuleb valida vastavalt uuritavale elemendile. Metallide emissioonijooned jäävada rohkem spektri nähtavasse ossa. Mittemetallidele iseloomulikud jooned jäävad spektri jäigemasse ossa või isegi alla 180 nm. Igale elemendile on omane oma komplekt spektrijooni. See on justkui sõrmejälg. Lora Sulg, Proviisor II, sügis 2010 Ajalooliselt vanem on aatomemissioonspektromeetria, kus kõrge temperatuuri mõjul elementide aatomid lähevad gaasifaasi ja ergastuvad. Kuna temperatuur mõjutab suhteliselt rohkem ergastatud aatomite hulka, on leegi temperatuuri stabiilsus eriti kriitiline antud meetodi korral.
maksimume järjest lugeda nagu monokromaatilise valguse korral, vaid ainult samale lainepikkusele vastavaid maksimume (sama värvi jooni). Spektri järgu määramist raskendab veel asjaolu, et kõrgemat järku spektrid hakkavad kattuma. Sel juhul muutub joone värvus, st silmaga vaatamisel ei näe me seda värvust, mis vastab otsitavale lainepikkusele. Lahutusvõime iseloomustab difraktsioonivõre kui spektraalriista omadust eristada lähedaste lainepikkustega spektrijooni. Lahutusvõime, mis on spektraalaparaadi tähtsaim karakteristik, on defineeritud järgnevalt: λ R= , (5) δλ 2 TALLINNA TEHNIKAÜLIKOOL, FÜÜSIKAINSTITUUT
Kõige rohkem informatsiooni tähtede ehituse kohta saame spektraalanalüüsist, mille käigus määratakse tähe kiirguse intensiivsuse sõltuvus lainepikkusest. Tähti kvalifitseeritakse nende spektrite järgi:1.Pideva spektri olemasolu näitab, et tähe kiirgav pind koosneb täielikult ioniseeritud plasmast, mille kiirgusspekter sõltub aiuüksi temperatuurist.2.Neeldumisjoonte tekkekohaks peab olema tähe atmosfäär, et seal on näha nii ioonide kui neutraalsete aatomite spektrijooni, peab temperatuur tähe pinnast eemaldumisel kiiresti alanema.3.Joonte lainepikkuste ja intensiivsuste järgi saab hinnata täheaine keemilist koostist.4.Joonte lainepikkuste süstemaatiline erinevus laboratoorsetest näitab tähe vaatesuunalist liikumist.5.Spektrijoonte ühesugune laienemine väljendab tähe pöörlemist.6.Heledate emissioonjoonte olemasolu viitab paksule atmosfäärile, mis ümbritseb väga kuuma pinda.7
Ainsaks ja otsustavaks erinevuseks nende kahe klassi vahel on tuuma ja spiraali ühendav sirge, harudest tavaliselt tuhmim, samuti tolmuribasid sisaldav moodustis. ( 2.) Kiiruse määramine Galaktikate suhteliselt suured mõõtmed lubavad uurida lisaks galaktika kui terviku liikumisele 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,
võimalik registreerida radioaktiivsel lagunemisel tekkinud osakesi. 1912 Lau näitab röntgenkiirte difraktsiooni kristallidel. 1912 Niels Bohr hakkab tegelema aatomi kvantteooriaga. 1913 Jean Baptiste Perrin mõõdab aatomiraadiuse tänu Einstein poolt Browni liikumisele antud seletusele, andes sellega lõpuks kinnituse Daltoni aatomimudelile. 1913 Johannes Stark avastab, et tugev elektriväli lõhestab spektrijooni. 1913 Hans Geiger leiutab seadme radioaktiivsuse mõõtmiseks (Geigeri loenduri). 1913 Bohr esitleb aatomi kvantmudelit. 1914 Rutherford pakub välja,et positiivse laenguga osake on prooton. 1914 Henry Moseley näitab, et röntenkiirte neeldumisäär on funktsioon elemendi järjenumbrist. 1914 Srinivasa Ramanujan avaldab "Modulaarvõrrandid ja hinnangud pi jaoks". 1915 Einstein avaldab üldrelatiivsusteooria.
AES mõõdab aatomite kiirgusenergiat pärast nende ergastamist kas valguse või soojusega. Kui AES-il mõõdetakse aatomite poolt emiteeritava kiirguse intensiivsust, siis AAS-il mõõdetakse aatomite poolt neelatava kiirguse intensiivsust. AES-i puhul aatomid ergastatakse (tavaliselt gaasileegis), AAS-is ergastatakse ka, aga seda tehakse vastava elemendi lambiga. Kiiratavas spektris on tavaliselt rohkem spektrijooni kui neeldumisspektris (kuigi jooned langevad kokku). Põhjus: lambiga ei saa nii vinget ergastust kui AES vahenditega (AASi puhul on puudu just lühema lainepikkusega, s.t. suurema sagedusega jooned). 153. Millised osakesed AAS leegis esinevad, millised on need mille hulka saame registreerida, millised segavad? AAS kasutamiseks tuleb proov atomiseerida ehk viia aatomite kujule. Selleks on kolm võimalust: leek, elektrotermiline, külmaur. Leegi puhul: lahus pihustatakse gaasivoolus
annaabi.ee 
