Meghnad Saha (1893–1956)
- Gegevens
- Gemaakt op dinsdag 30 juni 2026 17:07
- Laatst bijgewerkt op woensdag 01 juli 2026 16:04
- Gepubliceerd op dinsdag 30 juni 2026 17:07
- Hits: 34
Meghnad Saha stelde 1920 de ionisatievergelijking op om de absorptielijnen (Fraunhoferlijnen) in het zonnespectrum beter te analyseren:de Saha-ionisatievergelijking.
Rond 1920 wisten sterrenkundigen wel dat de absorptielijnen verwezen naar bepaald elementen in de zon, maar ze begrepen niet waarom sommige streepjes sterk waren en andere bijna verdwenen.
Dit leide tot de misvatting dat de verhouding elementen in de zon gelijk was aan de elementen op aarde, zij het dat de elementen door de hoge temperatuur in de zon gasvormig waren.
Saha besefte dat de dikte of sterkte van de absorptielijnen niet rechtstreeks te relateren was aan de onderlinge verhouding van elementen op de zon.
Om tot een juiste inschatting te komen van welke elementen in welke verhouding op de zon aanwezig zijn. Moeten volgens Saha de temperatuur gemeten worden, de graad van ionisatie van de atomen en exitatiedruk van de elektronen.
De Saha-ionisatievergelijking zegt: hoe heter een ster is, hoe meer atomen hun elektronen verliezen, en daardoor worden de donkere lijnen in het spectrum zwakker. Een zwakkere donkere absorptielijn zegt dus niets over het aantal atomen van een element. Het zegt ook niets over de onderlinge verhouding tussen de verschillende waargenomen elementen.
wel kun je uit het spectrum en het licht van de zon afleiden welke elementen zich aan de opppervlakte van de zon bevinden en uit het licht zelf is de temperatuur van de zon af te leiden.
Zijn ionisatievergelijking liet zien dat de sterkte van een spectraallijn niet alleen afhangt van hoeveel van een element aanwezig is, maar ook van de temperatuur en de mate van ionisatie.
De spectraallijnen van waterstof zijn zeer zwak vergeleken met spectraallijnen van ijzer, natrium en calcium. die per atoom veel meer elektronen hebben. Dat ligt niet aan de hoeveelheid waterstof atomen in de zon Een waterstof atoom heeft slechts een elektron. wanneer dit door een hoge temperatuur geioniseerd is kan het niet in exitatieniveau 1of 2 komen en is het niet zichtbaar in het spectrum Dit omdat zij bij de opervlaktetemperatuur van de zon voor een groot deel geïoniseerd zijn. Ondanks het grote aantal waterstofatomen in de zon is dat daardoor niet waar te nemen aan de absorpietlijnen.
Door in zijn resultaten te verwerken uit laboratoria over ionisatietemperaturen van elementen, de exitatiedruk van elektronen en de temperatuur van de zon en deze te relateren aan de spectraalllijnen was het mogelijk exactere gegevens te krijgen over de samenstelling van elementen in de zon.
Saha was overigens niet degene die uiteindelijk die met zijn ionisatievergelijking de exactere samenstelling van elementen op de zon bewerkstelligde maar Cecilia Payne Kaposchkin(1925>