×
Log in to StudySoup
Get Full Access to UW - Study Guide - Midterm
Join StudySoup for FREE
Get Full Access to UW - Study Guide - Midterm

Already have an account? Login here
×
Reset your password

UW / Astronomy / ASTRON 103 / Can astronomers deduce fingerprints for an element?

Can astronomers deduce fingerprints for an element?

Can astronomers deduce fingerprints for an element?

Description

Astronomy 103 Midterm 2 Study Guide


Can astronomers deduce fingerprints for an element?



Astronomical Spectrums

From a spectrum, astronomers can deduce: 

∙ The familiar pattern of lines (fingerprints) for an element (ex. hydrogen) ∙ The measure of the observed wavelengths of the lines

∙ And then compare with the known laboratory wavelengths (aka rest wavelengths)

Temperature:

­measure of how energetically atoms are moving about 

∙ Low temperature = atoms not moving around much

∙ High temperature = lot more atomic collisions (higher velocity and movement)

Diffuse Gas: We also discuss several other topics like What is the net number of atp produced in glycolysis?

­in a diffuse gas, the individual atoms are so spread out that they don’t influence one another appreciably 


How is thermal spectrum produced?



∙ Atoms do still collide, but photons are emitted and absorbed at discreet wavelengths corresponding to the difference between atom’s energy levels just as if we had an isolated atom

Star’s Spectrum:

­stars have very hot stellar interior through which photons diffuse 

­atoms hit so hard that much of stellar interior is completely ionized 

­atoms and free electrons collide with each other and interact with photons  ­bouncing around of photons randomizes their energy

­when they eventually escape, photons produce a continuous thermal spectrum 

*Spectrum of thermal radiation depends only on temperature *


How is apparent brightness measured?



Higher Temperature: 

­more flux at all wavelengths 

­peak of spectrum moves to shorter wavelengths  Don't forget about the age old question of What were used as subjects for medical education during the 18th century?

­higher the temperature, the higher the peak on chart 

­also known as a blackbody spectrum or Planck curve

­wavelength at peak determines the color of the star 

∙ Ex. if a star peaks at red, the color of the star looks red

What is a Blackbody?

­a blackbody is a perfect absorber (all incident radiation is absorbed) and a perfect transmitter Ex. a piece of black paper at visible wavelengths absorbs all light – none is reflected ­for an ideal blackbody, none is reflected at ANY wavelength 

What happens to energy deposited in a blackbody by incident radiation? ­blackbody heats up 

∙ Does not heat up to infinite temperatures 

­charged particles inside accelerate by jumping into one another as they jostle around  ­accelerated charged particles emit radiation 

­starts radiating energy until:

Rate at which is absorbs energy = rate at which it radiates energy  ­then reaches an equilibrium temperature  Don't forget about the age old question of Is anemia considered poor immune function?
If you want to learn more check out What are the effective communication skills with hearing people when it comes to family situations?

­thus, shape of emitted spectrum depends only on temperature 

Spectrum of a Human

­what a human emits can be approximated as a blackbody with T ~ 300 K ­how do we see each other even though we don’t generate visible light?

∙ Answer: we also reflect radiation 

∙ Thus, human spectrum has two peaks:

­thermal emission that we emit, peaks at infrared (~10 micron)

­reflected visible light from some other blackbody 

Properties of Stars:

Apparent brightness is the measure of the energy reaching us per second per unit area

∙ Measured in watts per m2 

∙ Historically, astronomers prefer magnitudes 

Spectrum of the shape and spectral lines is affected by

­surface temperature Don't forget about the age old question of What is the structure of the amygdala?

­surface composition 

Magnitude system:  Don't forget about the age old question of When was the roman empire united by constantine?

­invented by Greek astronomer Hipparchus (190­120 BC)

­a difference of 5 magnitudes corresponds to a factor of 100 in brightness  ­bright stars have low magnitudes 

Apparent Brightness:

­not a measure of the luminosity (in watts) of a star

∙ Star could be dim but close, or luminous and far away and have the same apparent  brightness

­apparent brightness, or flux, is the amount of energy reaching each square centimeter of a  detector every second 

­for a sphere of radius 2r, energy covers a total area 4 times larger 

∙ Thus light appears 4x fainter 

How Astronomers Measure Distances:

­no single method can span full range of distances, and methods that work “nearby” are used to  calibrate methods that work farther away, forming a distance ladder 

­Triangulation (aka parallax) is used by astronomers to measure distances to some of the nearest  stars 

Binding Energy

­mass of an atomic nucleus is less than sum of individual masses

Mass difference called binding energy:

­energy require to completely split up nucleus 

­energy released if the nucleus is formed 

An Electronic Transition:

­electron jumps to lower energy level

­releases a photon that carries away energy

­electron becomes more tightly bound to nucleus 

­actual mass of atom decreases 

A Nuclear Transition:

­when nuclei get bound to each other 

∙ Bound by strong nuclear force, which is 100x stronger than electromagnetic force ∙ Energy released much greater than form electronic transition 

­fusion reaction in Sun corresponds to 4 protons combing to form He nucleus  ­to fuse, need temp ~15 million K

­most of generated energy in form of gamma rays 

­converted to optical photons as interact with matter on way out from center of Sun  ­journey for a photon through Sun ~170,000 years 

Sun has a huge Fuel Tank:

­nuclear reactions only in core – central 25% of Sun’s mass, 70% of which is H ­but 25% of 300,000x Earth’s mas is an enormous tank

­Sun will shine for ~10 billion years 

­end of life when H is exhausted 

­converts ~600 million metric tons of H into He within its core every second ­since only 0.7% of this mass is converted to energy, most of mass of Sun stays the same  ­but, every second, there is 600 million tons less H in Sun’s core 

Gravitational Equilibrium:

­energy generation in core allows Sun to support itself stably against gravity  ­hot gas has high pressure 

­pressure gradient (different in P between core and surface) supports Sun against inward pull of  gravity 

In different stars, pressure can be provided by:

­very high temp gas (as in Sun)

­radiation (in stars hotter than Sun)

­degeneracy pressure (in very dense stars)

The Sun

The Solar Structure:

­energy generated by nuclear reactions in core of Sun is in form of light that bounces around  inside Sun for a very long time before getting emitted by surface of Sun  ­Surface not solid – rather, an apparent surface from which photons appear to radiate 

∙ Somewhat grainy: bright granules are fountains of hot gas upwelling from interior  ∙ After releasing its heat, gas is cooler and denser and sinks back down (darker because  less light emitted per unit area)

­chromosphere is a thin, red layer immediately above photosphere 

­hot (104 K, somewhat hooter than photosphere)

­hotter due to fountains of gas depositing their energy of motion in the chromosphere 

Why is Chromosphere Red?

­a lot of H atoms have electrons jumping from n=3 to n=2 level (red!)

­chromosphere most easily seen at beginning and end of totality of a solar eclipse  ­numerous vertical spikes, or jets of rising gas called spicules

­turbulence gives the non­uniform appearance of chromosphere 

What is the Sun Like?

­dark regions on Solar surface rotate with Sun 

­these sunspots contain gas that is still hot (4000 K) but cooler than surrounding photosphere  (5800 K) hence they appear dim and black 

­rotation period of Sun (about 1 month) can be measured by monitoring sunspots ­shorter at equator (25 days) than near poles (35 days)

­Sun’s differential rotation, along with convection in photosphere, stretches and tangles the  magnetic field lines, like an unruly ball of string 

­where tangled magnetic fields lines break through photosphere, a large amount of magnetic  energy is released 

­sunspots are places where Sun’s magnetic field is escaping 

­Some can be seen with naked eye, much larger than Earth 

The Solar Cycle: 

­number of sunspots rises and falls on an eleven­year cycle 

­sometimes you get very few or zero (solar minimum) and sometimes you get a large number  (approaching 200; solar max)

­solar maximum is characterized by a large number of other phenomena, such as solar  prominences and flares

­related to magnetic field of Sun 

­every time sunspots disappear and reappear (every eleven years), their polarity changes ­N and S magnetic poles of the Sun itself reverses every eleven years 

­thus, period of solar activity cycle can be thought of as 22 years 

Further out from chromosphere is the corona, a large, low density envelope of very hot gas,  which you can see during a total solar eclipse 

­its temp can reach two million degrees

­as atoms hit each other, they knock all or most of electrons out (how ionized the gas is tells us  the temp)

­corona much more highly ionized than photospheric or chromospehric gases 

Solar Flares:

­enormous eruptions from the photosphere of Sun 

­huge concentrations of energy are emitted from a very small region 

­temp can reach 5 million degrees 

Prominence:

­more gentle eruption, often in shape of loop

­ionized gas from the chromosphere 

How does fusion occur?

­almost zero chance of 4 protons colliding at same moment to create a He nucleus; fusion occurs  in three steps 

­focus on conversion of a proton into a neutron, a positron, and a neutrino

Positron:

­an anti­electron – like an electron but with a positive charge 

­in fusion, released positron quickly meets an electron and annihilates, producing 2 gamma ray  photons 

Neutrinos

­a neutral particle (no electric charge) that is very small with almost no mass (symbol is v) ­neutrinos are highly non­interactive particles

­neutrinos tell us nuclear fusion is taking place

∙ produced as byproduct of hydrogen fusion

∙ can zip through Sun unimpeded (about 2 s)

­hard to catch; can pass through a light­year of lead before being absorbed or scattered ­give conditions right now in center of Sun 

Three kinds of Neutrinos: 

­electron neutrinos

­muon neutrinos

­tau neutrinos

Quantum mechanics involves uncertainty at its core

­in quantum mechanics, one cannot predict with certainty the outcome of one observation ­instead, the probability of the outcome is predicted

­if all neutrinos had no mass, there would be no neutrino oscillations

­we observe neutrino oscillations, so at least two have mass (neutrino revolution)

∙ neutrino oscillations measure relative neutrino masses 

∙ still not known whether lightest neutrino has a non­zero mass 

Resolution of the Solar Neutrino Problem

1) Solar models correctly predict number of electron neutrinos formed in core of Sun 2) Electron neutrinos convert into other neutrino flavors en route to Earth, which explains deficit  of electron neutrinos detected

The Standard Model 

­12 different kinds of fundamental matter particles make up what we find in particle experiments ∙ organized into 3 families of 4 different fermions each

­lightest family contains up and down quarks, electron neutrino, and electron ­no protons or neutrons in diagram, because composites of up and down quarks 

Meet the Fermions:

­photons are social particles

­fermions are individualists, only one of a kind in a given place with a given velocity

This matter, because if we try to crush a gas of fermions together, a new quantum mechanical  pressure – degeneracy pressure­ resists the squeezing 

Degeneracy pressure is related to the uncertainty principle, which can be written as 

Delta p delta x = h

At very high densities, fermions have a small delta x, so to compensate, they must have a large  momentum or velocity 

∙ a gas of fermions at high density exerts a pressure even at very low temperatures 

Stellar Life Cycle: Low Mass Stars

­evolution of stars is controlled by two factors:

1) Diminishing returns from nuclear fusion 

Can release energy via fusion all the way up to iron, the most strongly bound nucleus 

BUT, each step to heavier elements releases less energy than the last 

∙ evolution of stars speeds up once core hydrogen runs out

2) Increasing difficulty fusing heavier elements 

­fusion is opposed by electric charges on the nuclei 

­require higher temperatures so particles have enough kinetic energy to overcome repulsion  ∙ distinct stages of fusion 

Mass increases along direction of arrow: main sequence is a sequence of mass ­with higher mass luminosity increases rapidly 

­consequences of L going as M3.5 severe for massive stars

­although they have more fuel to burn, they consume it at a disproportionately rapid rate 

∙ Massive stars have shorter lives than low­mass stars

­a star with 2x Sun’s mass has about 2x as much fuel

∙ Uses its fuel 11x more rapidly 

Stellar Life Cycle

Evolution of stars is controlled by two factors: 

1. Diminishing returns from nuclear fusion 

­can release enery

2. Increasing difficulty fusing heavier elements

Technical Details of Stellar Evolution Hairy 

­Basic idea: once on source of fuel used up, takes a little while for next set of fusion reactions to  get going 

­core has to contract a bit 

∙ Makes it hotter 

∙ Next fusion can start 

­during these contraction phases, the star grows 

Low Mass Stellar Evolution

­after core exhausts its H, it will be made almost entirely of He (the “ash” left behind) ­thermal pressure in inert (non­burning) He core too low to counteract gravity, so the pressure  fighting against gravity is electron degeneracy pressure 

­quantum laws restrict how closely electrons can be packed in a gas (only 2 electrons per energy  level)

­Gas surrounding inert He core still contains fresh H

­gravity shrinks both inert He core and surrounding shell of H

­Gravitatioanl energy converted into heat 

∙ Soon makes H shell hot enough for H shell burning

∙ So hot that H shell burning proceeds at a much higher rate than did core H fusion  ­a MS star’s thermostat regulates the fusion rate:

∙ An increase in fusion reactions causes pressure in core to rise 

∙ This causes core to inflate and hence cool; resulting in a decrease in fusion reactions  ­in contrast, thermal energy generated in H burning shell cannot inflate inert He core to cool it  ­instead, H burning shell shrinks along with core, growing hotter and dense, causing fusion  reactions in shell to keep rising 

­star has broken thermostat

­newly produced helium from H shell burning keeps adding to mass of degenerate core ­adding mass causes it to contract even more (the greater gravity compresses the matter to a  much greater density) 

­increase in energy output due to H burning shell (i.e. star has a higher luminosity than when on  MS) causes a buildup of thermal pressure inside star, which pushes surface outward  ­due to expansion of outer layers 

­energy produces spread over a much larger surface area 

∙ Results in a lower surface temperature and redder color 

∙ Thus, star becomes a huge red giant

∙ Transformation happens quickly (<10% of star’s life) 

∙ Do not stay red giants for long 

∙ Star’s increasing radius weakens pull of gravity at surface, allowing large amounts of  mass to escape via a solar wind 

­eventually, He core reaches T where two He nuclei can bash together to form a Be nucleus (4  protons and 4 neutrons) (helium fusion)

­releases energy 

­this form of Be unstable and rapidly breaks back into its constituent He nuclei, unless another  He nucleus shows up 

­then that He nucleus can bash into Be nucleus, forming a stable C nucleus  ­releases energy 

­need high T to get two He nuclei to bash together (~100 million degrees, compared to 10­20  million for H fusing) 

In summary

1) Contraction of core

2) releases gravitational energy

3) heats surrounding layers 

4) causing them to fuse faster

5) releases more energy 

6) bloats the star 

Lifecycle of Stars:

1) Sun­like stars 

2) Red giant 

3) planetary nebula 

4) white dwarf 

White dwarfs:

­small in radius, about size of Earth, because exposed cores of dead stars  ­often hot, because some only recently in center of a star and not had time to cool  ­as long as no mass is added, gravity and electron degeneracy pressure remain balanced  indefinitely 

As Process moves Forward in Time:

­red giant turns into a white dwarf

­recipient star eventually turns into red giant

­recipient star transfers some of its matter back onto white dwarf (paying back what it stole) ­ Flowing matter has some rotation, law of conservation of angular momentum says it must orbit faster and faster as it falls toward the surface of the recipient star: called an  accretion disk 

Einstein and Relativity

­Einstein was 26 and a young father in 1905 when he wrote his paper on the special theory of  relativity 

∙ Emergence of modern physics 

­Einstein published 3 other scientific papers that year 

1) One gave final convincing evidence for existence of atoms (applied molecular theory of heat  to liquids to explain Brownian motion

2) Another helped lay groundwork for quantum physics (photoelectric effect)

Frames of Reference

­a “frame” is an imaginary laboratory attached to some object or observer – the place that shares  your motion 

­in frame attached to an object 

∙ Object not moving and not rotating 

∙ Called “rest frame”

­frame can be moving with some fixed velocity 

∙ Such a frame is called an “inertial frame”

∙ Natural laws are formulated in inertial frames 

Principle of Galilean Relativity

­only relative motion matters 

­“I am moving” or “I am at rest” have no absolute meaning 

­no experiment you can do in a uniformly moving plane will answer “am I moving?” “In what frame of reference are the laws of electromagnetism (Maxwell’s equations) valid?”

­19th century answer: light goes at speed c relative to the ether 

­ether thought to be medium through which electromagnetic waves propagate  ­physicists set out to detect and measure Earth’s motion through the ether  ­should manifest itself as an “ether wind”

­Michelson­Morley experiment ruled out the Earth moving with respect to the ether 

Einstein:

­discarded ether and any meaning attached to statements such as “I am at rest” and “I am  moving”

­requires radical restructuring of notions of space and time 

Theory of Special Relativity:

Einstein proposed 2 postulates as basis for his theory:

1) principal of special relativity: laws of physics are the same for all observers in uniform motion 2) constancy of speed of light 

Einstein’s relativity is both conservative and radical:

­conservative because asserts for electromagnetism what had long been true in mechanics  (motion does not matter)

­radical because radically alters our notions of time and space 

­special theory of relativity is more than a theory; it has been verified and is unlikely to be  refuted 

Cosmic Speed Limit:

­why is it impossible to go faster than light?

­light waves at rest are simply not a solution to Maxwell’s equations of electromagnetism 

Can visualize relative nature of time using a “light clock”

­flash of light leaves source, bounces off mirror, and returns to source, triggering another flash ­process 

Total time elapsed on clock A (t’sec) 

Time dilation factor appears often in relativistic calculations; always between 0 and 1  ­when v=0, factor is 1 and clocks behave normally

­relativistic effects barely noticeable at velocities (relative to observer) of <10,000 miles/s ­as velocities ~186,000 miles/s, factor approaches 0, and time appears to almost stop 

Page Expired
5off
It looks like your free minutes have expired! Lucky for you we have all the content you need, just sign up here