Zeeman-effekten
Normal Zeeman-effekt forårsager, at der i lys som udsendes fra en stjerne med selv et svagt magnetfelt, sker en opsplitning af velkendte spektrallinier i 3, hvoraf den ene har sin normale bølgelængde(λ), og de to andre spektrallinier er forskudt til positioner på hver sin side af, og med lige stor afstand fra, spektralliniens normale bølgelængde.
![](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/4/49/ZeemanEffectIllus.png/220px-ZeemanEffectIllus.png)
Der findes en anden form for Zeeman-effekt, den "unormale Zeeman-effekt", som forårsages af synkrotronstråling.
Beregning af Normal Zeeman-effekt
redigérLinieforskydningen beregnes som: δλL = ± 7,9*(λ(Å) / 4101)² (B/1.000.000) Å
Eksempel: (B = 25.000 Gauss; λ = 4861 Å)
δλL = ± 7,9*(4861/4101)² (25.000/1.000.000) Å
δλL = ± 0,2775 Å, dvs. en indbyrdes afstand mellem de to Zeeman-forskudte spektrallinier på 0,555 Å
Følgelig kan man omvendt beregne den maximale (magnetfeltstyrke) for en stjerne.
Eksempel: (λ = 4861 Å og afstanden mellem de yderste linjer = 0,555 Å) – man bruger de yderste, forskudte linjer fordi det giver større præcision
B ≈ ((1.000.000 * δλL) / (2 * 7,9 * (λ / 4101)²) Gauss
B ≈ ((1.000.000 * 0,2775) / (15,8 * (4861 / 4101)²) Gauss
B ≈ 25.000 Gauss.
(Konstanten 7,9 i divisor i beregning af feltstyrken er ganget med 2 ( = 15,8), fordi Zeeman-effekten er ± (dvs. linjer er forskudt både + δλ og – δλ)).
Se også
redigér- Minkowskibånd - ved ekstremt stærke magnetfelter.
Note
redigér- I virkelige målinger og beregninger er præcisionen bestemt af spektrallinieopløsningen.