33-2 Hviezdne atmosféry

33-2 Hviezdne atmosféry

Hovorili sme už o spektre slnečného svetla a o jeho vzniku v slnečnej atmosfére. Plynný objekt ako slnko nemá tak zreteľné rozhranie, ktoré by sme mohli nazvať povrchom ako u Zemi. V slnečnej atmosfére sú však atómy v určitej hĺbke už tak blízko stlačené k sebe, že vyžarujú spojitým spektrom, obsahujúcim všetky frekvencie, nie tak, ako plyny pri nižšom tlaku, ktoré žiaria len na niektorých vlnových dĺžkach. Túto vrstvu, ktorá je zdrojom viditeľného spektra Slnka, nazývame fotosférou a bežne ju považujeme za povrch Slnka.

Teplotu fotosféry vieme odhadnúť na základe rozdelenia energie spojitého spektra. Videli sme, že vlnová dĺžka, na ktorej žiari maximálnou intenzitou, je nepriamo úmerná absolútnej (termodynamickej) teplote – Wienov posuvný zákon. Najväčšia intenzita žiarenia v slnečnom žiarení sa pozoruje (po vylúčení rušivého vplyvu atmosféry Zeme) na vlnovej dĺžke 500 nm, z čoho môžeme vypočítať, že povrchová teplota Slnka je približne 5780 K (5500 °C). Druhá metóda využíva súvislosť medzi výkonom žiarenia a povrchovou teplotou, Stefanov-Boltzmannov zákon, ktorý dáva približne rovnaký výsledok.

Tieto metódy môžeme použiť aj pre vzdialené hviezdy, a zisťujeme, že ich teplota sa nachádza v intervale od slabého žhnutia v červenej oblasti pri teplote niekoľko tisíc kelvin až po desiatky ba sto tisíce kelvin.