Transcript Lekcija 4-A-Својства на светлината

Радијација и својства на
светлината
Зрачење и бранови
• Најголем дел од информациите
околу нас ги добиваме во форма
на бранови
• Звукот е форма на бран.
• Светлината ја добиваме
воформа на бран.
• Енергијата
(информацијата) што се
пренесува од едно на друго
место се нарекува
ЗРАЧЕЊЕ.
Информација од космосот
• Од 1930 година е возможно да се студираат
покрај обичната светлина и други зраци
пр.
– radio зраци, X-зраци, gamma зраци, cosmic
зраци, neutrinos,
– Треба да ги осознаеме основните својства на
светлината
Што е светлината?
Честичка?
Бран?
Или е и двете
Што е бранот?
• Не е механички феномен...туку е форма...настаната како
резултат на движење на материјата-масата.
бранови: димензии
Бранова должина  = должина на
еден циклус
Амплитуда A= висина на
бранот над “нулта
позиција”
Фреквенција f = зачестеност на бранот,
поголема бранова должина е
пропорционална со помала фреквенција
Брзина v= брзина на
бран
v=f
x

Фреквенција
фреквенција: вибрации на бранот во единица
време.
единици се Hertz (Hz)
1-Hz = 1 vibration/sec = 1 cycle/sec
103 Hz = kHz (AM radio frequencies)
106 Hz = MHz (FM radio frequencies)
Период: време за комплетирање на еден циклус
вибрации –инверзно од фреквенција
period = 1 / frequency или frequency = 1 / period
Брзина на бран
• Брзината на бранот зависи од
медиумот низ кој бранот патува.
– Звучните бранови се движат со брзина од
330 – 350 m/s во воздух
и 4 пати побрзо низ вода.
• Брзината на бранот е поврзана со
фреквенцијата и со брановата должина
на бранот.
брзина на бра = frequency x бр.должина
Светлината е бран
• Светлината е вид на зрачење;
тоа е тип на бран што патува низ просторот.
• Светлосните зраци се фундаментално
различни од другите бранови (звучни
бранови на пример).
• На светлината НЕ И ТРЕБА МЕДИУМ за да
патува од едно надруго место.
• Брзината на светлината во вакуум се
нарекува брзина на светлината, c.
c = 300,000 km/s
Терминологија
• Радијација:
Начин на трансфер на енергијата во форма на
бран
• Светлина:
Е друг термин за електромагнето зрачење
• Електромагнетно зрачење:
Познато и како светлина, трансферира
енергија од едно на друго место
• Видлива светлина:
Електромагнетно зрачење што е видливо за
човечкото око
Group Question
1. Determine the wavelength of your group’s
favorite radio station.
2. Assume you are 100 km (~60 miles) from the
station transmitter. Calculate how long it takes
for the radio waves to arrive at your location
from the radio station transmitter.
Wave speed = frequency x wavelength
Speed of light (radio waves) = c = 3x 108m/sec
Distance = speed x time
x103 Hz (AM radio frequencies)
x106 Hz (FM radio frequencies)
Creating Electromagnetic Waves
•All matter is made up of atoms.
•Atoms are, in turn, made up of smaller particles:
protons, electrons, and neutrons.
•Two of the elementary particles that make up
atoms possess a property described as
electrical charge.
•The charges on each are equal and opposite.
electron: - charge
proton: + charge
Charged Particle Interactions
Any electrically charged object exerts a force on
other charged objects.
Electrons
negatively charged
Protons
positively charged
Like charges repel one another.
Unlike charges attract.
Electrical Force
• Electrical force:
– is a universal force
(every charged particle affects every other charged particle)
– may be attractive or repulsive force
– is always directed along the line
connecting two charges
– depends on the product of the two charges
– depends on the distance between
the two charges squared
• (obeys the “inverse square rule”)
• Today, physicists describe electric forces in
terms of an electrical field produced by the
presence of electrical charge.
Charged Particles and Electric
Fields Electric field strength
An electric field
extends outward in
all directions from
any positively
charged particle.
If a charged particle moves,
its electric field changes.
The resulting disturbance
travels through space as a
wave.
proportional to 1/r2 .
Magnetic Fields
• If an electric field changes with time
(let’s say the source charge wiggles),
then a magnetic field is created,
coupled to the time-variant electric field.
• Magnetic fields influence behavior
of magnetized objects.
– Earth’s magnetic field causes
compass needles to point N
– bar magnets
– electromagnets
Electromagnetism
Electric and magnetic fields do not exist
as independent entities.
They are different aspects of a single phenomenon:
Electromagnetism (EMR)
Together, they constitute an electromagnetic wave that carries
energy and information from one part of the universe to another.
Фреквенција и енергија
Светлината пренесува енергија (E) низ
просторот.
Енергијата е поврзана со фреквенцијата
на светлосниот бран со релацијата
E = hf
Каде h = Planck’ова константа
Брзината на светлосниот бран v е дефинирана како:
v = f
а за светлината,
така,
c = f
E е пропорционално со f
или
Создавање на светлината
• Светлината е создадена преку
движење на набиени честички
т.е. Честички кои имаат полнеж.
• Материјата е создадена од атоми, во
чија стрултура, пак, има честички
кои носат полнеж.
• Движењето на овие набиени
честички создава светлина.
– Светлина не е само она што го
гледаме!!!.
Електромагнетен спектар
Својства на светлината
•
•
•
•
•
•
ПОларизација
Рефлекција
Рефракција
Дисперзија
Дифракција
интерференција
Рефлексија и рефракција
• Еден изолоран светлосен бран патува по
права линија, а тој правец на движење оже
да се промени под некои услови, кога бранот
наидува на материјална пречка
• Светлината може да го смени правецот при:
• рефлекcија од некоја површина,
– Огледало, објекти
• рефракција (or bending of a ray of light) as
кога зракот патува од еден во друг
транспарентен медиум.
Дисперзија
•Електромагнетните бранови може да стапат во интеракција со
позитивни или негативни честички од дадена материја и
патуваат побавно во било кој медиум отколку во вакуум,
поради таквите интеракции
•Промената во брзината на еден светлосен бран предизвикува
бранот да се рефрактира
•Бидејќи брзината на електромагнетниот бран во даден медиум
се менува и зависи од брановата должина, тогаш содржината на
рефрактираната светлина зависи од брановата должина.
•Овој ефект се нарекува дисперзија.
Видлива светлина
• Дадена призма може да ја разложи белата
светлина на нејзините составни компоненти
• Составена од 7 бои (Roy G. Biv), познато како
спектар
–
–
–
–
–
–
–
Red (~ 700 nm or 7000 Å)
Orange
Yellow
Green
Blue
Indigo
Violet (~ 400 nm or 4000 Å)
Видлив Спектар
Red
Orange Yellow
Green
Blue
Violet
Интерференција на бранови
Interference: способност на два независни брана да се засилат
или да се поништат меѓусебно.
Constructive interference
occurs when two wave
motions reinforce each
other, resulting in a wave of
greater amplitude.
Destructive interference
occurs when two waves
exactly cancel, so that no
net motion remains.
Radiation and Temperature
• What determines the type of electromagnetic radiation
emitted by the Sun, stars, and other astronomical
objects? Temperature
• Electromagnetic radiation is emitted when electric
charges accelerate, changing either the speed or the
direction of their motion.
• The hotter the object, the faster the atoms move in the
object, jostling one another, colliding with more
electrons, changing their motions with each collision.
• Each collision results in the emission of electromagnetic
radiation- radio, infrared, visible, ultraviolet, x-rays.
How much of each depends on the temperature of the
object producing the radiation.
Measuring Temperature
• Atoms and molecules that make up matter
are in constant random motion.
• Temperature is a direct measure of this
internal motion.
– The higher the temperature,
the faster (on average) the random motion
of particles in matter.
– Temperature of an object represents the average
thermal energy of particles
that
make up that object.
TWO MAJOR
SCALES °F and °C
• Fahrenheit scale based
on temperature that salt
water freezes 0°F
(lower than pure water).
• Related to Celsius
(or Centigrade)
by the formula:
F = 9/5 C + 32
C = 5/9(F - 32).
ABSOLUTE
SCALE
K AND °C
• Celsius
(originally Centigrade)
based on freezing and
boiling point of pure water,
chosen to be 0°C and 100°C
• Kelvin based on absolute
coldest temperature
possible (absolute zero)
• Related by
K = C – 273.15
C = K + 273.15
Temperature Scales
All
Water Water molecular
boils freezes
motion
stops
Temperature
Scale
Hydrogen
fuses
Fahrenheit
18,000,032oF
212oF
32oF
-459oF
Celsius
10,000,000oC
100oC
0oC
-273oC
Kelvin
10,000,273 K
273 K
373 K
0K
Radiation Laws
• Blackbody Radiation
– Planck Spectrum
– Characteristics of Radiator
• Wien’s Law
– Relates wavelength at which a blackbody
emits its maximum energy, max, to the
temperature, T, of the blackbody.
• Stefan-Boltzmann Law
– Relates total energy emitted per second per
square meter by a blackbody, E, to the 4th
power of its absolute temperature T.
Blackbody Radiation
• Consider an idealized object that absorbs
all the electromagnetic radiation that falls
on it - called a “blackbody.”
• A blackbody absorbs all energy incident
on it and heats up until it is emitting
energy at the same rate that it absorbs
energy.
• The equilibrium temperature reached is a
function of the total energy striking the
blackbody each second.
Characteristics of Blackbody Radiation
• A blackbody with a temperature higher
than absolute zero emits some energy at
all frequencies (or wavelengths).
• A blackbody at higher temperature emits
more energy at all frequencies
(or wavelengths) than does a cooler one.
• The higher the temperature of a blackbody,
the higher the frequency (the shorter the
wavelength) at which the maximum energy
is emitted.
Blackbody Radiation
• Blackbody radiation:
the distribution of
radiation emitted by any
heated object.
• The curve peaks at a
single, well-defined
frequency and falls off to
lesser values above and
below that frequency.
The overall shape (intensity vs frequency) is characteristic
of the radiation emitted by any object, regardless of its
size, shape, composition, or temperature.
Planck Spectrum
• As an object is heated,
the radiation it emits
peaks at higher and
higher frequencies.
• Shown here are curves
corresponding to
temperatures of
300 K (room temperature),
1000 K (glow dull red),
4000 K (red hot), and
7000 K (white hot).
“Red Hot”
• As something begins to heat-up, there
probably isn’t any visible information to tell
you it is warming up.
• Once it starts to glow red, you have learned
it’s hot – don’t touch.
– Like the stove burners.
• As it continues getting hotter, it changes to
orange, then yellow, green, blue and white.
Wien’s Law
• The Sun and stars emit energy that
approximates the energy from a blackbody.
• It is possible to estimate their temperatures by
measuring the energy they emit as a function of
wavelength - that is, by measuring their color.
• The wavelength at which a blackbody emits its
maximum energy can be calculated by
 max = 3,000,000 / T
where the wavelength  max is in nanometers (10-9 m)
and the temperature T is in kelvin.
• This relationship is known as Wien’s law.
Effect of Temperature
Hotter objects are brighter and “bluer”
than cooler objects.
Getting
Warmer
Electromagnetic Radiation
Type of
Radiation
Wavelength
Range (nm)
Radiated by
Objects at this
Temperature
Typical Sources
Gamma rays
Less than
0.01
More than
108 K
X rays
0.01 – 20
106 – 107 K
Ultraviolet
20-400
105 – 106 K
Visible
400-700
103 – 105 K
No astronomical sources this
hot; some produced in nuclear
reactions.
Gas in clusters of galaxies;
supernova remnants; solar
corona.
Supernova remnants; very
hot stars.
Stars
Infrared
103 – 106
10 – 103 K
Radio
More than
106
Less than 1 K
Cool clouds of dust and gas,
planets, satellites
No astronomical objects this
cold: radio emission
produced by electrons
moving in magnetic fields
Problem - Wien’s law
• The average surface temperature of the Sun
is about 5800 K. At what wavelength is
maximum energy emitted from the Sun?
• If T = 5800 K
• and max = 3,000,000 / T ,
• then max = 3,000,000 / 5800 = 520 nm.
• 520 nm is at the middle of the visible light
portion of the electromagnetic spectrum.
• The human eye is most sensitive to the
wavelengths at which the Sun puts out the
most energy.
Stefan-Boltzmann Law
• If add up the contributions from all parts of the
E-M spectrum, obtain the total energy emitted by
a blackbody over all wavelengths.
• That total energy emitted per second per square
meter by a blackbody at temperature T
is proportional to the 4th power of its absolute
temperature.
• This is known as the Stefan-Boltzmann law,
E = T4
where E stands for the total energy
and  is a constant number.
Problem - Stefan-Boltzmann Law
ET = T4
• E2T =  (2T)4
•The average surface
temperature of the Sun
•
=  (2)4 T4
is about 5800 K.
4 ( T4 )
•
=
(2)
If the Sun were twice as hot,
2 T = 2 x 5800 K
•
= 16 ( T4 )
= 11,600 K,
•
= 16 ET
how much more energy
would it radiate than it
The energy radiated by the
does now?
Sun would be 24 or 16 times
more than now.
Electromagnetic Spectrum
Electromagnetic Energy from the Sun
Why Do We Need Space Telescopes?
Opacity of the Atmosphere
Half-Absorption Altitude (km)
• Only a small fraction of the radiation produced by astronomical
objects actually reaches our eyes because atoms and molecules in
the Earth's atmosphere absorb certain wavelengths and transmit
others.
• Opacity is proportional to the amount of radiation that is absorbed
by the atmosphere.
Wavelength (angstroms)