Wikipedia:Tłumaczenie miesiąca/tłumaczenie z języka węgierskiego

Z Wikipedii

Archiwum

Analiza widmowa czy też analiza spektrum to badanie widma promieniowania elektromagnetycznego. Zajmującą się tym gałąź nauki nazywamy spektroskopią.

Nasza wiedza dotycząca składu atmosfery gwiazd oraz ich stanu fizycznego stała się faktem dzięki spektroskopii astronomicznej. W kręgu zainteresowań spektroskopii astronomicznej leży badanie natężenia czyli jasności danej długości fal, a także rozmieszczenie i szerokość tzw. linii Fraunhofera. Porównując wyniki tych ostatnich z liniami uzyskiwanymi dla pierwiastków i związków chemicznych występujących na Ziemi można wnioskować o występowaniu ich w atmosferze gwiazd. Stały rozkład widmowy natężenia światła zależy od temperatury (patrz ciało doskonale czarne) oraz składników materii, która je wypromieniowuje, w ten sposób można wyznaczyć jedną z najważniejszych właściwości gwiazd - ich temperaturę powierzchniową. Badając przesunięcie charakterystycznych linii w widmie zgodnie z efektem Dopplera uzyskuje się informację o prędkości przybliżania bądź oddalania się gwiazdy, a potem stąd pośrednio - w przypadku układów podwójnych i wielokrotnych - można wnioskować o masie i innych właściwościach fizycznych ciał układu.

Spis treści 1 Historia spektroskopii astronomicznej 2 Podstawy teoretyczne spektroskopii astronomicznej 2.1 Teoria kwantowa linii i zakresów widmowych 2.2 Spektrum atomu wodoru i jonów wodoropodobnych 2.3 Widmo atomowe metali alkalicznych 2.4 Absorbcja i emisja promieniowania 2.5 Vonalprofilok, vonalkiszélesedés, ekvivalens szélesség 2.6 Teoria linii widmowych typu Fowler–Milne 2.7 Efekt Zeeman-a 3 Obrazy widmowe ciał niebieskich 3.1 Słońce 3.2 Planety pozasłoneczne 3.3 Komety, meteory, planetoidy 3.4 Gwiazdy 3.5 Materia międzygwiezdna 4 Spektroskopia astronomiczna w praktyce. Spektrografy 5 Metody spektroskopowe 6 Zobacz 7 Źródła

[edytuj] Historia spektroskopii astronomicznej

Najważniejsze spośród zaobserwowanych przez Fraunhofera linie widmowe
(pośród nich słynny dublet sodowy)

Oznaczenie Fraunhofera	Długość fali (nm)	Chemiczne pochodzenie linii	Szerokość ekwiwalentna (pm)
A	759,370	atmosferyczny O2	–
B	686,719	atmosferyczny O2	–
C	656,281	wodór alfa (Hα)	402,0
D1	589,592	obojętny sód (Na I)	56,4
D2	588,995	obojętny sód (Na I)	75,2
E	527,039	obojętne żelazo (Fe I)
F	486,134	wodór beta (Hβ)	368,0
G	431,42	CH molekuła
H	396,847	zjonizowany wapń (Ca II)	1546,7
K	393,368	zjonizowany wapń (Ca II)	2025,3
L	382,044	żelazo
N	358,121	żelazo
P	336,112	zjonizowany Tytan
T	302,108	żelazo

Początki spektroskopii jako gałęzi naukowej można cofnąć aż do eksperymentu Newtona, który w swoim eksperymencie z 1666. roku rozszczepił światło przy pomocy pryzmatu i tym samym uzyskał obraz widmowy światła słonecznego. O swoim odkryciu i obserwacjach napisał w książce z 1704 r. pt. Optics, gdzie wyjaśnia naturę koloru oraz zależny od niego współczynnik załamania światła. Na początku XVIII wieku także inni uczeni (Descartes, Hook, Herschel) przeprowadzili ten sam eksperyment. Dla lepszego przestudiowania zjawiska Wollaston (1766–1828) zastosował w swoim eksperymencie zamiast pryzmatu szczelinę i jako pierwszy odkrył linie absorbcyjne Słońca, zaobserwował 7 linii – wśród nich dublet sodowy - nie przywiązywał jednak do nich wagi, ani nie przywiązywał im żadnego znaczenia. Uczynił to natomiast niemiecki optyk: Fraunhofer (1787–1826), który – dołączając do lunety dyspersywny element optyczny – znalazł w widmie słonecznym około 600 takich linii (dziś nazywanych od jego nazwiska liniami Fraunhofera); wyznaczył dokładną pozycję 350-ciu z nich wyliczając współczynnik załamania zakrytych przez nie kolorów. I tak w 1814. roku narodziła się spektroskopia astronomiczna.

Współcześnie z odkryciem Fraunhofera, w 1823., W. H. Fox Talbot John Herschel (syn Williama Herschela) badali wpływ różnych spalanych pierwiastków na kolor płomienia, wskazując, że na tej podstawie można przeprowadzić analizę chemiczną. Brewster w 1832r. odkrył, że linie typu Fraunhofera można wytworzyć także dzięki źródłom światła pochodzenia ziemskiego. W widmie światła słonecznego przepuszczonego przez opary kwasu azotowego naliczył ok. 2000 linii. Zaobserwował także, iż liczba linii rośnie, gdy powiększa się grubość warstwy gazu, jej gęstość lub temperaturę. Na podstawie tego doświadczenia Brewster wnioskował, że atmosera ziemska zabiera pewne kolory z białego światła słonecznego - w ich miejscu obserwujemy linie Fraunhofera. W 1849 roku Foucault badając widma rozmaitego pochodzenia doszedł do zasadniczego przekonania: absorbcyjna lub emisyjna postać spektrum zależy od tego, czy światło dociera do bezpośrednio ze źródła, czy opuszczając źródła przechodzi przez materię. W 1859-ym Kirchhoff (1824–1887) wykorzystując wyniki Foucaulta i Bunsena (1811–1899) ustanowił 3 podstawowe prawa klasycznej analizy spektralnej:

1. Rozgrzane do wysokiej temperatury ciała stałe, ciecze, a także gazy pod wysokim ciśnieniem emitują promieniowanie o ciągłym spektrum, bez żadnych linii widmowych, zwanym kontinuum.

1. Święcącce gazy pod działaniem wysokiej temperatury i niewielkiego ciśnienia ukazują oddzielnie linie. Każda z nich należy do jednej z serii tego pierwiastka; któraś z nich to linia emisyjna świecącego gazu, zdradza więc jego skład chemiczny.
2. Gdy światło substancji emitującej widmo ciągłe przbiega przez chłodniejszy gaz, wtedy na kontinuum te długości fali ukazują się jako czarne, które byłyby liniami emisyjnymi przeświecanego gazu, gdyby to on świecił. Mówiąc inaczej: ten sam pierwiastek pochłania jak i wytwarza promieniowanie o tej samej długości fali.

[edytuj] Podstawy teoretyczne spektroskopii astronomicznej

[edytuj] Teoria kwantowa linii i zakresów widmowych

Już XIX w naukowcy zauważyli, że liniie widmowe pierwiastków układają się w charakterystyczne ciągi, w 1888 r. Johannes Rydberg ogłosił formulę opisujacą jednym wzorem wszystkie linie atomu wodoru. Brak było jednak teoretycznego uzasadnienia do występowania tych prawidłowości. Pierwszą teorią wyjaśniającą prawidłowości w promieniowaniu atomu wodoru był model atomu Bohra. Według tego modelu widmo liniowe powstaje w wyniku przeskoku elektronu między dozwolonymi poziomami energetycznymi w atomie, natomast rozmyta końcówka serii przypominajaca widmo ciagłe powstaje jako złożenie wielu linii podczas przeskoku elektronu na któryś z możliwych poziomów energetycznych elektronu, które wcześniej poruszały się pomiędzy zjonizowanymi atomowymi jako wolne elektrony. W każdym przypadkach długość fali powstającego promieniowania jest odwrotnie proporcjonalna do różnicy energii elektronu swobodnego oraz poziomu energetycznego osiągniętego przez elektron na orbicie (na podstawie III-go prawa Bohra). W związku z tym, że początkowe energie wolnych elektronów znacznie się od siebie różnią, przy przyjmowaniu elektronów powstają fale o różnej długości, które "rozmazują się" po widmie.

A molekulák energiaátmeneteiből kapott színképek sávosak, mivel egy-egy energiaszint sok, egymástól nem sokban különböző alszintre bomlik, emiatt a vonalak egymáshoz szorosan közel helyezkednek el. Így a molekulák vonalas színképének tanulmányozásához nagy felbontású spektroszkópiai eszközökre és különleges technikára van szükség. Az molekulák színképvonalai jóval bonyolultabb módon alakulnak ki, mint atomok színképvonalai. Itt ugyanis az elektronok mozgásán kívül az atommagok rezgéseket végeznek a magokat összekötő molekulatengely mentén, bizonyos egyensúlyi magtávolság környezetében, továbbá az egész molekula forog a súlypontján átmenő, a molekulatengelyre merőleges tengely körül. Ezért közelítőleg – a háromfajta mozgás közti kölcsönhatás elhanyagolásával – a molekula teljes energiája az elektron-, a rezgési és a forgási energia összege. A molekula rezgése és forgása különböző meghatározott energiaszinteken lehetséges. Amikor egy magasabb energiaszinten lévő gerjesztett molekula alacsonyabb szintre megy át, az energiakülönbséget egy foton formájában sugározza ki. Mindezek alapján a sávos molekulaszínképeknél három típust különböztetünk meg:

• tiszta rotációs (forgási) színkép keletkezése során csak a forgási energia változik meg, az elektronállapot és a rezgésállapot nem. Ezek a molekulasávok a távoli infravörösbe és a mikrohullámú tartományba esnek.
• vibrációs-rotációs spektrumok kvantumátmenetei esetében megváltozik a rezgési állapot és a rotációs állapot, változatlan az elektronállapot. Ezek a sávok a közeli infravörös (NIR) tartományba esnek.
• elektronsáv-színképek esetében mindhárom állapot megváltozik. Az így keletkezett sávok az ultraibolya (UV), a látható (VIS), vagy az infravörös (IR) tartományba esnek.

Az elektronsáv-színképek vizsgálata azért lényeges, mert segítségével meghatározható a magtávolság, a magrezgések frekvenciája illetve az elektronok elrendeződése. Az egyes elektronállapotokat bizonyos kvantumszámokkal és szimmetria tulajdonságokkal lehet jellemezni. Így például az atomok s, p, d, f,.. állapotaihoz hasonlóan megkülönböztetünk Σ, Π, Δ, Φ,... molekulaállapotokat aszerint, hogy az elektronok teljes impulzusmomentumának vetülete a molekulatengely irányára h/2π-nek 0, 1, 2,...-szerese.

Csillagászati színképelemzésnél bizonyos esetekben előfordulhatnak a spektrumban ún. tiltott vonalak. Ezek olyan színképvonalak, amelyek laboratóriumi körülmények között nem jöhetnek létre, mivel keletkezésükhöz extrém fizikai körülmények (például rendkívül kis sűrűség) szükségesek. Tiltott színképvonalak például az egyszeresen és kétszeresen ionizált oxigén (O⁺, O²⁺), a háromszorosan és négyszeresen ionizált neon (Ne³⁺, Ne⁴⁺), az egyszeresen és kétszeresen ionizált kén (S⁺, S²⁺), a háromszorosan és négyszeresen ionizált argon (Ar³⁺, Ar⁴⁺) vonalai. Az ilyen vonalak létrejöttéhez szükséges feltételek teljesülnek az emissziós ködökben. Ezek az objektumok általában 10–100 parszek átmérőjűek, sűrűségük pedig elérheti a 10 ezer atom/cm³ rendkívül alacsony értéket.

[edytuj] Spektrum atomu wodoru i jonów wodoropodobnych

Częstotliwość fali świetlnej emitowanej przez atom to odpowiada zmianie energii atomu zgodnei ze wzorem ν = E/h. Gdy elektron atomu wodoru zmienia swój stan energetyczny i przybiera inny o mniejszej liczbie kwantowej, wtedy nadwyżka energii zostaje wypromieniowana jako kwant światła. Na widmo atomu wodoru składają się następujące serie:

seria Lymana
seria Balmera
seria Pascena
seria Bracketta
seria Pfunda

Seria Lymana znajduje się w ultrafiolecie, Seria Balmera w paśmie światła widzialnego, natomiast inne serie w podczerwieni. Linie te oraz inne opisuje jeden wzór zwany regułą Rydeberga. W porównaniu do prostego atomu wodoru spektra cięższych atomów (według rosnącej liczby masowej) stają się coraz bardziej skomplikowane, gdyż atomy te posiadają wiele elektronów. Spektra jonów wodoropodobnych, jednokrotnie zjonizowanego helu (He⁺), dwukrotnie zjonizowanego litu (Li²⁺), trzykrotnie zjonizowanego berylu (Be³⁺) itd. ukazują silne podobieństwo do spektrum atomu wodoru, ponieważ te układy tworzy tak naprawdę tylko jeden elektron, rośnie tylko ładunek jądra. Według modelu atomu Bohra możliwe powłoki energetyczne takich jonów są podobne do powłok atomu wodoru mnożonego przez kwadrat liczby atomowej pierwiaska (Z):

Wśród serii wyemitowanych przez zjonizowany hel (jon He⁺), Z=2) w widmie gwiazdy ζ gwiazdozbioru Rufy jeszcze w 1897r. odkryto serię Pickeringa:

które na początku uważano za serie widmowe atomu wodoru. Na podstawie modelu atomu Bohra znaleziono powyższe serie w liniach widmowych He⁺, obserwując światło wytworzone przez wyładowania elektryczne w helu.

[edytuj] Widmo atomowe metali alkalicznych

Az alkáliatomok a periódusos rendszer I. főcsoportjában helyezkednek el, azaz legkülső elektronhéjukat egy elektron alkotja, ezért az elemek közül a hidrogénhez hasonlítanak a legjobban, amelyben összesen csak egy elektron van. A legkülső elektron világító elektronnak vagy vegyértékelektronnak nevezzük. Az előbbi elnevezés arra utal, hogy az alkálifémek optikai színképe ennek az elektron a gerjesztése során jön létre, utóbbi elnevezés pedig az atom kémiai viselkedésében betöltött szerepét fejezi ki. A vegyértékelektron atomtörzsön belüli tartózkodási valószínűsége a mellékkvantumszámtól függ, ezért energiája – ellentétben a hidrogénatommal – a főkvantumszám mellett a mellékkvantumszámtól is függ.

Az s állapot energiája		ahol
A p állapot energiája		ahol

c a fénysebesség, h =6,626*10^-34 Js (Planck-állandó), R =1,097*10⁷ m^-1 (Rydberg-állandó), s ill. p korrekciós tagok (hidrogénatom esetén értékük 0) annál nagyobbak, minél nehezebb az atom, és minél kisebb az l mellékkvantumszám értéke. (A hidrogénatomhoz hasonlóan az l mellékkvantumszámnak kisebbnek kell lennie a főkvantumszámnál.) Az optikai színkép úgy jön létre, hogy két energiaszint közötti különbség fénykvantum formájában kisugárzódik. Az emissziós színkép vizsgálatakor négy intenzívebb, részben egymásba nyúló vonalsorozat figyelhető meg: a fősorozat, az első és második melléksorozat, valamint a Bergmann-sorozat:

Fősorozat				ahol
II. melléksorozat				ahol
I. melléksorozat				ahol
Bergmann-sorozat				ahol

Abszorpcióban rendszerint – ha az alkáligőz nem nagyon magas hőmérsékletű – csak a fősorozat jön létre. Mindegyik sorozat határához folytonos színkép – határkontinuum – csatlakozik, hasonlóan a hidrogén színképeinek esetéhez.

[edytuj] Absorbcja i emisja promieniowania

A Bohr-féle atommodell energiaszintjei stacionárius állapotok; az egyik állapotból a másikba történő átmenet csak valamilyen másik részecskével történő kölcsönhatás útján lehetséges (a fénykvantumot itt részecskéknek tekintjük). A kölcsönható részecske által kiváltott folyamat alapvetően kétféle lehet: gerjesztés vagy ionizáció. Gerjesztés során az atom egy olyan gyors elektronnal lép kölcsönhatásba, amely elegendő energiával rendelkezik ahhoz, hogy az atomot alapállapotból gerjesztett állapotba juttassa. Ezt általánosan így jelöljük:

A + e_gyors → A^* + e_lassú   (1)               A^* → A + hν    (2)              A + hν → A^*   (3)

ahol A^* a gerjesztett atomot, e pedig az elektront jelöli. Az gerjesztett atom arra törekszik, hogy minél hamarabb alacsonyabb energiájú állapotba jusson, amit (2) folyamattal érhet el. Itt a hν szorzat egy fénykvantumot jelöl. Minden folyamat, amely egy atom gerjesztéséhez vezet, megfordítható (reverzibilis). Ekkor fénnyel történő gerjesztésről (3) beszélünk.

Ionizáció során az atom nagyenergiájú elektronokkal (4) vagy fotonokkal (5) ütközik, melynek hatására az atom elektronja olyan mértékben gerjesztődik, hogy elhagyja az atomot. A reakciót a következőképpen jelölhetjük:

A + e_gyors → A⁺ + e + e_lassú  (4)               A + hv → A⁺ e + E_kin   (5)

ahol A⁺ egy olyan atomot jelöl, amelyből hiányzik egy elektron, és ezért +e töltésű. A megfordított folyamatot, amelynek során egy elektron befogása történik, miközben egy másik elektron a szabaddá vált energiát felveszi, hármas ütközés általi rekombinációnak nevezzük. A befogott elektron ilyenkor közvetlenül az alapállapotba juthat, vagy először egy gerjesztett állapotba, ahonnan kisugározva a rá jellemző vonalas színképnek megfelelő frekvenciájú fotont, eléri az alapállapotot. Annak az elektronnak a szerepét, amely nem kerül befogásra és a befogott elektron energiáját felvette, más atomok és molekulák is átvehetik. Az ionizáció végbemehet fotonok befogásával is, ekkor fotoionizációról beszélünk. A fotoionizáció feltétele, hogy a foton energiájának nagyobbnak kell lennie, mint az elektron alapállapotának és a sorozathatárnak a különbsége. Ez a reakció azt jelenti, hogy egy atom nem csak a rá jellemző színképnek megfelelő fotonokat képes elnyelni a (3) egyenletnek megfelelően, hanem a sorozathatárnál nagyobb energiájúakat is, és közben pozitív ionok keletkeznek, ami egyezik a tapasztalattal. A fotoionizáció fordított folyamatát sugárzással járó rekombinációnak nevezzük. Ennek során az ion egy elektront fog be, és ezáltal semleges atommá alakul. Ez többféleképpen is végbemehet:

A⁺ + e + E_kin → A + hv   (6)               A⁺ + e + E_kin → A^* + hv₁ → A + hv₁ + hv₂    (7)

[edytuj] Vonalprofilok, vonalkiszélesedés, ekvivalens szélesség

Az abszorpciós spektrumvonal lényegében a folytonos színképhez hasonlítva bemélyedést jelent a regisztrátumon.

ν: a folytonos színkép frekvenciája

I_ν^o: az ehhez tartozó intenzitás

I_ν: valódi intenzitás a színképvonal frekvenciatartományán belül

Az r_ν = I_ν / I_ν^o mennyiséget maradékintenzitásnak nevezzük. A színképvonal frekvenciatartományán kívül r_ν = 1; a színképvonalon belül r_ν < 1

A csillagok fotoszférájában keletkező színképvonalak profilját a folytonos és a szelektív abszorpció együttesen alakítja. A szelektív abszorpciónak két fajtája van. Bizonyos esetekben csak az egyik vagy csak a másik fajta abszorpció játszik szerepet (pl. a napkorong szélén csak a tiszta szórás). Valódi szelektív abszorpció során a foton abszorbeálódik valamilyen atomban és gerjeszti azt. A gerjesztett elektron 10Szablon:E s alatt alacsonyabb állapotba kerül, de valódi ~ esetén nem a kiindulási állapotba, vagyis az elnyelt foton energiája nem egyezik meg az emittált foton energiájával. Tiszta szórás esetén a ν₁ frekvenciájú foton abszorpciója után az emittált foton ismét ν₁ frekvenciájú lesz. Mivel az emisszió izotropnak tekinthető, ezért tiszta szórás esetében egy párhuzamos sugárnyalábból izotrop sugárzás jön létre.

Egy adott csillag (fényforrás) vonalprofiljainak vizsgálata azért lényeges, mert belőlük az égitest több fizikai tulajdonságára következtethetünk:

• A csillagok légkörét alkotó gáz fizikai körülményei
• Forgási sebesség
• Esetleges pulzáció
• Csillagszél
• Tömegvesztés
• Felszíni foltok (csillagfoltok)
• A csillagot körülvevő anyag
• kettőscsillag lehetősége

A spektrumvonalak kiszélesedése

A vizsgálatok alapján kiderült, hogy a spektrumvonalak nem végtelen keskeny vonalból állnak, hanem van bizonyos kiterjedésük, amely a hullámhossztól függ. A jelenség a természetes vonalkiszélesedés, amit a Heisenberg-féle határozatlansági relációval magyarázhatunk. A reláció szerint az egymással fel nem cserélhető fizikai mennyiségek értékét nem tudjuk meghatározni egyidejűleg és egyforma pontossággal. Például egy kvantumállapot energiájára és élettartamára a következő összefüggés áll fenn: δE * τ = h ahol τ a gerjesztett állapot élettartama, h a Planck-állandó, δE pedig a kvantumállapot energiabizonytalanságát jelöli. A vonalkiszélesedés másik oka az ún. ütközési csillapodás, vagy nyomási vonalkiszélesedés. Ennek az az oka, hogy az atomok ütközéseinek hatására lerövidül egy-egy gerjesztett állapot időtartama, így hamarabb visszatérnek az alapállapotba. A vonalkiszélesedés harmadik oka a termikus kiszélesedés (Doppler-kiszélesedés), amely általában 1-2 nagyságrenddel nagyobb mértékű, mint a természetes vonalkiszélesedés. Ezeken a mikrofizikai folyamatokon kívül további vonalkiszélesedést okozhat még a csillagok rotációja és/vagy pulzációja is.

A Doppler-eltolódás okozta vonalkiszélesedés mérését közvetlenül befolyásolja a spektrográf felbontása (nm/pixel; ångström/pixel). Ha ugyanis sebességegységekben mérünk, akkor a Doppler-formula a következőképpen írható fel: v = c * c = c * Δλ/λ ahol Δλ az észlelt hullámhossztartomány centrálisa, λ a spektrográf felbontásának mértéke, c a fénysebesség és v a radiális sebesség.

Az ekvivalens szélesség A színképvonalak jellemzésére használatos mennyiség az ekvivalens szélesség. Értéke megadja a vonalprofil és a kontinuum által határolt terület nagyságát. Ångströmben mérjük, definíciója:

center

Ahol Fc a kontinuum fluxusa, Fλ pedig a színképvonalon belüli fluxus (vonalprofil).

Az egyes színképvonalak ekvivalens szélességének fizikai paraméterektől való függésére a Schuster–Schwarzhild-féle modellből következtethetünk.

[edytuj] Teoria linii widmowych typu Fowler–Milne

Az atomok elektronhéjában az elektronok csak jól meghatározott (stacionárius) energiaszinteket foglalhatnak el. Az r-szeresen ionizált atom k-dik energiaszintje: (r, k), az ehhez a szinthez tartozó energia E_r,k. Az atom csak olyan frekvenciájú sugárzást képes (ionizáció nélkül) abszorbeálni, amelyre vonatkozóan érvényes a következő egyenlőség: h * v = E_r,k– E_r,l ahol teljesül, hogy k > L

Az (r, l) → (r, k) átmenethez tartozó színképvonal „erőssége” és profilja attól függ, hogy az adott típusú atomból mennyi található a csillag fotoszférájának egységnyi térfogatában, és hogy a fotoszférában előfordul-e jelentős mennyiségben az r-szeresen ionizált állapot. Azonos körülmények között a színképvonal erőssége függ a csillag atmoszférájában lévő ionizációs viszonyoktól, vagyis a hőmérséklettől.

A Fowler–Milne-féle elmélet a Saha-egyenlet segítségével azt vizsgálja, hogy miként függ egy meghatározott (r, k) szinten tartózkodó elektronok száma, és ezzel hozzávetőlegesen a színképvonal erőssége a hőmérséklettől.

[edytuj] Efekt Zeeman-a

Zobacz więcej w osobnym artykule: Efekt Zeemana.

Pieter Zeeman (1865–1943) holland fizikus 1896-ban felfedezte, hogy a színképvonalak mágneses térben 3 komponensre hasadnak fel. A színképvonalak ún. pí-komponense a helyén marad, a két ró-komponens pedig szimmetrikusan eltolódik a rövidebb ill. a hosszabb hullámhosszak felé. A jelenség magyarázata, hogy mágneses mezőben az atomok mágneses momentuma a megegyező irányban rendeződik. Összesen 2J+1 beállási lehetőségük van, vagyis az atomok energiaállapotai 2J+1 szintre hasadnak fel. Bohr III. törvénye alapján a spektrumvonalak megfelelnek két energiaátmenet közötti energiakülönbségnek. Az energiaállapotok felhasadása a spektrumvonalak felhasadásában figyelhető meg.

Megkülönböztetünk normális és anomális Zeeman-effektust. Normális Zeeman-effektus esetén a fotont emittáló atomoknak csak pálya-impulzusmomentuma van (S=0, L≠0). A felhasadt spektrumvonalak egymás közti energiakülönbsége: ΔW = μ_B B ahol B a mágneses momentum abszolút értéke. A spektrumvonalak közötti frekvenciakülönbség ekkor:
Δν = ΔW / h ≈ 14 GHz/T . Például a hidrogénatom színképvonalai 1 tesla mágneses indukciójú mezőben ∆v = 1,4 * 10¹⁰ Hz frekvenciakülönbséggel hasadnak fel. Ez a színképben nagyon kis eltéréseket jelent (a nátrium-dublett komponensei közti távolság 3%-át). Kimutatásához a spektrométernek ≥ 10⁶ felbontóképességgel kell rendelkeznie.

Anomális Zeeman-effektus esetén a spektrumvonalat mutató atomban teljesül, hogy L≠0 és S≠0. Emiatt több spektrumvonal jelenik meg, mint normális Zeeman-effektus esetében. A Zeeman-effektus a spektrumvonal komponensek fényének polarizáltságával is jár. Ennek módja és mértéke a mágneses tér és a látósugár által bezárt szögtől függ. A felhasadást egyszerűbb vizsgálni emissziós színképvonalaknál. Ha egy fénykibocsátó gázt mágneses térbe helyezünk, és a mágneses tér iránya egybeesik a megfigyelés irányával, akkor normális Zeeman-effektus esetén csak a kettő, eltolódott ró-komponenst figyelhetjük meg, amelyek fénye arra merőlegesen lineárisan polarizált. Általános esetben, ha a mágneses tér iránya a látósugárral γ szöget zár be, a komponensek fényességének arányát az Frederick H. Seares által megfogalmazott formulával adhatjuk meg.

A napfoltok spektrumvonalainak több komponensre való felhasadására G. E. Hale adott magyarázatot, polarizációs mérésekkel igazolta, hogy a felhasadás a napfolt mágneses terében bekövetkező Zeeman-effektus következménye.

A Zeeman-féle jelenség felhasználásán alapul a magnetográf működése. Ez egy olyan berendezés, amelynek segítségével mérhető a Napon kialakuló mágneses terek erőssége, és meghatározható e mezők területi kiterjedése.

Johannes Stark (1874–1957) német fizikus megfigyelte, hogy erős elektromos mezőbe helyezett gázok színképvonalai is felhasadnak, hasonlóan a Zeeman-effektushoz. A felhasadás a térerősség négyzetével arányos. Ezt a jelenséget Stark-effektusnak nevezzük.

[edytuj] Obrazy widmowe ciał niebieskich

[edytuj] Słońce

A Nap légkörét alkotó kémiai elemek gyakorisága

Kémiai elem	Vegyjel	Tömeg %	Atomszám %
hidrogén	H	56 %	84,3 %
hélium	He	41 %	15,3 %
szén	C	0,1 %	0,02 %
nitrogén	N	0,4 %	0,8 %
oxigén	O	0,8 %	0,08 %
neon	Ne	1,2 %	0,1 %
vas	Fe	0,2 %	0,01 %

Fő szócikk: Nap

A Nap effektív felületi hőmérséklete a Stephan–Boltzmann-féle sugárzási törvény alapján 5785 ^oK = 5512 ^oC. Ezt a hőmérsékletet a Planck-féle sugárzási törvény (1900) és a Wien-féle eltolódási törvényből is le lehet vezetni. A Nap sugárzási maximuma ezek alapján 468 nm-nél van, ami az elektromágneses spektrum látható tartományába esik.

A Nap színképe folytonos spektrum, amelyre abszorpciós, ritkábban emissziós vonalak rakódnak. A folytonos színkép a fotoszférában keletkezik, az abszorpciós vonalak pedig a fotoszféra fölött elhelyezkedő kromoszférában. (Ma mintegy 25 ezer ilyen abszorpciós vonalat ismerünk, melynek mintegy 75 %-át sikerült már azonosítani.) Az emissziós vonalak főként a naplégkör legkülső tartományában, a napkoronában jönnek létre. Ezen vonalak döntő többsége az optikai tartománynál kisebb hullámhosszú tartományba esik. Időszakos emissziós vonalak keletkeznek a napkitörések alkalmával, ekkor jelentős hőmérséklet-növekedés tapasztalható. Ez kb. 1-2 órás jelenség, utána a színképvonalak abszorpcióssá alakulnak.

A színképi vonalak intenzitásából megállapítható a Nap légkörének kémiai összetétele. Az adatok alapján világos, hogy tömegszázalék szerint 97 %-ban, atomszám szerint 99,6 %-ban a Nap hidrogénből és héliumból, vagyis a két legkönnyebb elemből áll. Az atomokra visszavezethető vonalakon kívül a Nap színképében található néhány színképi sáv is, ezek molekulák jelenlétére utalnak. A magas hőmérsékletnek megfelelően azonban főként olyan vegyületek jöhetnek szóba, amelyek két atomból állnak: OH, NH, CH, SiH, MgH, CaH, C₂, CN, O₂, TiO, MgO, AlO. A Nap spektrumában a földi légkör is otthagyja a nyomát. Bolygónk légköre hideg gázként viselkedik, elnyeli a Nap fényéből a rá jellemző hullámhossztartományokat.

Ezt igazolják a H₂O, O₂, O₃, CO₂, N₂O, CH₄, N₂ atomok ill. molekulák napszínképre rakódó elnyelési vonalai, ami zavarja a valódi színkép vizsgálatát. A valódi ill. a Föld légköre okozta spektrumvonalak szétválasztása a naplégkörben keletkező spektrumvonalaktól a Doppler-effektus alapján történik. A földi légkör elemeinek vonalai ugyanis nem szenvednek eltolódást, így könnyen megkülönböztethetőek.

A Napról szerzett ismereteink jelentős részét a színképelemzés elvén működő műszereknek (spektroszkóp, spektrográf, spektrohelioszkóp, spektroheliográf) köszönhetjük. A spektroszkóp a színkép leképzésére szolgál, a spektrográffal pedig a színképet akár le is fényképezhetjük. A Napról azonban egyik sem ad képet. Ha az a célunk, hogy a Napkorongot lássuk, vagy egy felszíni jelenséget vizsgáljunk, de nem a teljes színképtartományban, hanem egy kiválasztott sávban, akkor alkalmazunk spektrohelioszkópot vagy spektroheliográfot. (Utóbbival fényképezni is lehet.) Ezek a műszerek a beépített, ráccsal ellátott ernyő révén csak a kívánt színképsávot engedik át a teljes spektrumból. Ez a spektrális tartomány általában a látható vörös fényt jelenti, mivel ez a tartomány árul el a legtöbbet a Napon végbemenő folyamatokról. A Nap ugyanis nagyrészt hidrogénből áll, a hidrogén által okozott legfényesebb színképvonal a hidrogén-alfa. Ez a vonal a lambda=6,5628*10^-6 m hullámhossznál található. Hidrogén-alfa fényben figyelhetőek meg a napfoltok mágneses tulajdonságai. Két szomszédos napfolt esetén sötétebb "szálak" figyelhetőek meg H-alfa fényben, amelyek nagy ívekben futnak az egyik foltról a másik folt közepe felé, kirajzolva a mágneses erőtér vonalait.

[edytuj] Planety pozasłoneczne

Fő szócikk: Exobolygó

A Naprendszeren kívüli bolygók (ún. exobolygók) kimutatására napjainkban csak közvetett módszerek állnak rendelkezésünkre. A kimutatás történhet a bolygó csillagra gyakorolt gravitációs hatása alapján, mégpedig a csillag mozgásának közvetett (spektroszkópiai) megfigyelésével. A bolygó túl halvány a csillag fényéhez képest és túl közel kering hozzá, hogy távcsövekkel megfigyelhető legyen, de gravitációja közvetve nyomot hagy a csillag színképében. A bolygó és a csillag közös tömegközéppontjuk körüli keringése során a csillag radiális sebessége változik: a Doppler-effektusnak megfelelően a színképvonalak hullámhossza eltolódik, közeledéskor a kék, távolodás esetén a vörös hullámhosszak felé. Spektrográfiai eszközökkel ezt a hullámhosszváltozást mérni lehet, akár 1 m/s-os pontossággal. A Nap tömegközéppontjának mozgásában a Jupiter mintegy 12 m/s, a Föld 0,1 m/s sebességingadozást okoz.

[edytuj] Komety, meteory, planetoidy

Fő szócikkek: Üstökös, meteor, kisbolygó

A fényes üstökösök színképe molekulák jelenlétéről árulkodik. A Nap UV-sugarai fluorszcenciát idéznek elő. A kóma és a csóva színképe részben folytonos, ami a Nap visszavert fényére utal, részben fényes vonalakból álló emissziós színkép. Elsősorban a C, H, N és O vonalai ismerhetők fel benne. A kóma semleges és ionizált, a csóva túlnyomórészt ionizált molekulákból áll. A kóma színképében található molekulák a CN, CH, OH, NH, C₂, CH₂, NH₃, ionizált molekulák a CO⁺, CO₂⁺, OH⁺, CH⁺. A csóvában pedig a CN, CO⁺, CO₂⁺, CH⁺ és az N₂⁺ sávok fordulnak elő. Az üstökösök színképének első elemzése Swings csillagász nevéhez fűződik.

A meteorok színképben elsősorban a Na, Fe, Ca, Mn, Cr, Si, Ni, Al semleges vonalai és a Ca, Fe, Mg és Si ionizált vonalai figyelhetőek meg. Gyors meteorok ( v > 30 km / s ) esetében a Ca II, H és K vonalak dominálnak. Az ionizációs energiából meghatározható a meteor sebessége az atmoszférába való érkezéskor.

A kisbolygók (aszteroidák) színképe a felszínt alkotó anyagoktól és a felszín állapotától függ. Ez alapján csoportosíthatóak:

• A típus: extrém vörös színű aszteroidák erős abszorpciós vonalakkal, amelyek olivin jelenlétére utalnak. Előfordulásuk ritka.
• B típus: tulajdonságaikban a C típusra hasonlítanak, albedójuk viszont nagyobb. Ritka.
• C típus: igen sötétek, geometriai albedójuk 0,065 alatti. Felszínükön kondrit és hidrált szilikátok vannak jelen. Előfordulásuk gyakorisága 75%. Főleg a Naptól távol gyakori.
• E típus: nagy albedójúak, ensztatit akondritok olvadásos-üvegesedéses folyamatokkal. A Naphoz közelebb gyakoribb.
• F típus: gyenge abszorpciós (elnyelési) vonalakat mutatnak UV-tartományban
• G típus: hasonlít a C-típusra, UV-tartományban erős abszorpciós vonalakat tartalmaz a spektruma
• M típus: spektrumuk alapján fémekből (vas, nikkel, stb.) vannak. Valószínűleg nagy, ősi aszteroidák ütközéssel feltárt magjai.
• S típus: a legheterogénebb osztály, a Naphoz relatíve közel (kb. a Föld távolságában) jellemzők. Albedójuk 0,07–0,23 közé esik. Gyakoriságuk 15%. Különböző szilikátok alkotják, felszínükön gyakran figyelhetünk meg sok port, vagy olvadásos-üvegesedéses folyamatok nyomát, amit a fiatal Nap erős sugárzása okozott. Hét alosztályukba ezek alapján lehet tovább osztályozni őket.
• T típus:
• V típus: bazalt anyagú égitestek, jól meghatározott (a Vesta kisbolygóhoz hasonló) pályán keringenek, és valószínűleg a Vesta töredékei.

[edytuj] Gwiazdy

Fő szócikk: Csillag

A csillagok légkörét – fizikai tulajdonságai alapján – három részre oszthatjuk. A fotoszféra az atmoszféra legalsó rétege. A nagy nyomás és magas hőmérséklet mellett itt nagyon sok szabad elektron van. Ilyen körülmények között sor kerülhet a legkülönbözőbb pályákra való befogásukra, ami által folytonos színkép jön létre. Természetesen itt nemcsak a hidrogénről van szó, hanem nehezebb, bonyolultabb felépítésű atomokról is. A fotoszféra fölött helyezkedik el az alacsonyabb hőmérsékletű kromoszféra. Ez a réteg hideg gázként viselkedik, éppen azokat az energiamennyiségeket nyeli el, amelyek az elektronok gerjesztett állapotának eléréséhez szükségesek. Ekkor abszorpciós (elnyelési) vonalak keletkeznek. A kromoszféra fölött található a korona, melynek vastagsága nagyobb, mint 10⁶ km. A hőmérséklet itt hirtelen óriásira nő, akár a 10⁶ kelvin fokos nagyságrendet is elérheti. Ilyen fizikai körülmények mellett emissziós vonalak keletkeznek.

A csillagok abszorpciós és emissziós színképének vizsgálatával következtethetünk arra, hogy melyik színképosztályba sorolható. Ez elméletben a csillagokra jellemző legfontosabb színképvonalak erősségének és ekvivalens szélességének megállapításával történik. Ezek a vonalak/vonalsorozatok/sávok az alábbiak:

• a hidrogén Balmer-sorozata
• az ionizált hélium és az ionizált vas vonalai
• a kálium abszorpciós vonala (393.3 nm)
• az ún. G-sáv (CH molekula)
• a semleges kalcium 422,7 nm-es vonala
• 431 nm körüli fémvonalak
• A TiO molekula sávjai

A csillagok színképosztályának megállapítása a gyakorlatban a következőképpen történik. Egy nagy látószögű Schmidt-távcső fényútjába néhány fokos prizmát helyeznek, így a fotolemezen megjelenik minden csillagnak a színképe. Az így kapott spektrumok felbontása azonban nagyon gyenge, részletes tanulmányozásra nem alkalmas, viszont megfelel a spektrálklasszifikáció törvényeinek. Minden színképosztályhoz és alosztályhoz tartoznak standardcsillagok, melyeknek spektráltípusa adott. ( A standardcsillagok listája a csillagászati színképosztályozás szócikkben található. ) Ismeretlen spektráltípusú csillagok esetében a színképosztályokba történő besorolásnál az adott műszerrel először a standardcsillagról kell objektívprizmás felvételt készíteni, majd a kapott spektrumot a csillagéval összehasonlítani.

A spektroszkópiai kettőscsillagok kutatásában különösen fontos szerepe van a csillagászati színképelemzésnek. Ezek olyan kettőscsillagok, amelyekről csak spektroszkópiai úton állapítható meg a kettősség. Mivel a kettős rendszer két csillagkomponense a közös tömegközéppont (baricentrum) körül kering, ezért eközben radiális sebességváltozásokat mutatnak, kivéve ha a keringés pályasíkja merőleges a látóirányra. Ha egy ilyen kettős komponenseinek nagyjából megegyezik a fényessége, akkor két egymásra rakódott színképet látunk, amelyben a színképvonalak egymással ellentétes irányba elmozdulnak. A közeledő komponens vonalai a rövidebb, a távolodó komponens vonalai pedig a hosszabb hullámhossz irányába tolódnak el a Doppler-effektus alapján. Fél periódusidő elteltével fordított a helyzet, amikor pedig a csillagok látóirányra merőleges mozgást végeznek, akkor természetesen nincs Doppler-eltolódás. Összefoglalva a spektroszkópiai kettősök vonalai egy teljes keringési periódus alatt kétszer szétválnak, és kétszer összeolvadnak. Egy ilyen periódust megfigyelve megállapítható a keringési időn kívül a két csillag ellipszispályájának excentricitása (értéke többnyire 0,1 alatti) és a komponensek tömegének aránya.

[edytuj] Materia międzygwiezdna

Najsilniejsze linie emisyjne mgławic (cyfry rzymskie opisują stan zjonizowania atomów; I: atom obojętny, II: jednokrotnie zjonizowany, III: dwukrotnie zjonizowany)

Kolor	Długość fali (nm)	Atom lub jon	Uwagi
ibolya	372,7	O II	tiltott vonal, gyakran erős
ibolya	386,9	Ne III	tiltott vonal
ibolya	434,0	H I	Hγ, a Hβ erősségének 40%-a
kékeszöld	486,1	H I	Hβ, a Hα erősségének 30%-a
zöld	495,9	O III	tiltott vonal
zöld	500,7	O III	tiltott vonal, gyakran erős
vörös	654,8	N II	tiltott vonal
vörös	656,28	H I	Hα
vörös	658,4	N II	tiltott vonal

Artykuł główny: Materia międzygwiezdna

Zachowanie się materii międzygwiadowej w tym i proces powstawania z niej gwiazd jest jeszcze ciągle jednym z najbardziej niejasnych obszarów astrofizyki. Pierwsze dotyczące tego teorie wiążą się z nazwiskiem S. Laplace, którego koncepje także dziś można zauważyć we współczcesnych teoriach. On pierwszy wysunął tezę, że gwiazdy - razem z planetami - tworzą się z materii międzygwiezdnej na skutek przyciągania grawitacyjnego. Na odkrycie materii międzygwiazdowej trzeba było czekać jeszcze ponad sto lat, w końcu ten rodzaj rzadkiej materii jest trudny do zaobserwowania przy pomocy urządzeń optycznych. Tak więc nie jest zaskakującym fakt, iż pierwszą bezpośrednią obserwację przeprowadzono stosunkowo późno, bo w 1904r. J. F. Hartmann badając wtedy podwójną spektroskopowo Delta Orionis znalazł w jej widmie takie linie absorbcyjne (np. Ca), które nie brały udziału w cyklicznych przesunięciach linii spowodowanych krążeniem dwóch towarzyszy wokół wspólnego środka masy, ale pozostawały ciągle na jednej długości fali. Jedynym możliwym wyjaśnieniem, było założenie, że linie nie pochodzą od gwiazd (bo wtedy należałoby zaobserwować dla nich efekt Dopplera), tylko od będącej między gwiazdą a Ziemią materią.

A csillagközi anyag spektruma folytonos színkép, amire emissziós vonalak rakódnak. E két összetevő intenzitásának aránya a köd típusától függ; a reflexiós ködöknél a folytonos (kékes) színkép, a H II felhőknél, planetáris ködöknél, szupernóva-maradványoknál, intersztelláris buborékoknál pedig az emissziós színkép dominál.

A csillagközi anyagban azonosított atomok és molekulák: Kétatomosak: OH, NH, CH, CO, CS, SiO, SiH, MgH, CaH, C₂, CN, O₂, TiO, MgO, AlO. Többatomosak: H₂O, HCN, HCHO. Találtak már ciánacetilént (HC₉N) is, ami 11 atomból álló molekula. Az ilyen molekulák előfordulása az élet kialakulásáról folyó viták (asztrobiológia) szempontjából nem lényegtelen. A vegyületekben leggazdagabb terület a Sagittarius (Nyilas) és az Orion (Kaszás) csillagképben található. Az összetettebb, 6–7 atomot is tartalmazó molekulák több változatát ebben a két csillagképben találták meg. Néhány érdekesebb szerves vegyület ezek közül: formaldehid HCHO, metil-cianid CH₃CN, formaldimin CH₂NH, metil-acetilén CH₃C₂H, acetaldehid CH₃HCO, formamid NH₂HCO és dimetil-éter (CH₃)₂O.

[edytuj] Spektroskopia astronomiczna w praktyce. Spektrografy

Spektrográfok felépítése, tulajdonságai

Egy csillagászati spektrográf és egy laboratóriumban használt színképelemző berendezés között, bizonyos szempontból semmi, ugyanakkor mégis hatalmas különbségek vannak. A vizsgálni kívánt fény mindkét esetben hasonló utat fut be: legelőször áthalad egy résen, amely minden más zavaró fényforrást kizár, majd a divergens fénynyalábot a kollimátor párhuzamosítja, ezek után pedig a bontóelemre fókuszálja. A bontóelem (legtöbb esetben rács) a különböző hullámhosszú fénysugarakat különböző irányokba téríti el, előállítva ezzel a színképet. A spektrálisan bontott nyalábokat egy újabb optikai elem (kamera) vetíti a detektorra, aminek a síkjában így egymás mellé képződnek le a spektrum egyes tartományai. A detektor lehet fotolemez, vagy a legújabb technikának megfelelő CCD-mátrix.

A csillagászatban a vizsgálat tárgyát képező objektumok igen halványak, így egyetlen beérkező fotont sem szabad elveszítenünk a távcső által összegyűjtött fénynyalábból. Ez több feltételt is jelent a spektrográf felépítésére nézve. Például a rést kivilágító fénynyaláb a távcső optikájának megfelelően összetartó, majd a résen áthaladva széttartó fénykúpként jelentkezik. Ezt a kollimátornak maradéktalanul be kell fogadni, vagyis a kollimátor fényerejének nagyobbnak vagy egyenlőnek kell lennie a távcső fényerejével. A spektrográf egyik legfontosabb értékmérője a reciprok lineáris diszperzió: ennyire „húzza szét” a színképet; ezt ångström/mm-ben mérjük (1 nm = 10 A). A másik fontos tulajdonsága felbontóképesség, amely megadja, hogy egy adott hullámhosszon mekkora az a Δλ érték, amelyre két egymáshoz közel eső színképvonal még éppen szétválasztható. (R = λ/Δλ) A diszperzió és a felbontóképesség hasonló okoknál fogva nem azonos, mint a nagyítás és a felbontóképesség a vizuális távcsöves megfigyeléseknél. Ha két színképvonal egy λ hullámhossznál akkor választható szét, ha hullámhosszkülönbségük legalább Δλ, akkor a λ/Δλ arányt nevezzük felbontóképességnek. A legtöbb csillag halvány, ezért a felbontóképességnek és a diszperziónak is határa van. A legnagyobb diszperzió – viszonylag fényes csillagok esetében – kb. 1 A/mm. A felbontóképesség 500 nm-nél kb. 0,001 nm-t, esetleg valamivel kisebb értéket érhet el.

A felbontóképességet másképpen is kifejezhetjük: R = mρλW/φD_T     ahol R a rés mérete, m a spektrális rend száma, ρ a rácsállandó, λ a vizsgálandó fény hullámhossza, W a spektrográf optikájának átmérője, φ a rés mérete, D_T a távcső átmérője (pontosan látszó szögátmérő).

A rés mérete meghatározza felbontóképességet, minél kisebb a mérete, annál nagyobb a felbontóképesség. Ugyanakkor viszont a rés méretének csökkenésével a spektrográfba jutó fény mennyisége is csökken, ami hátrányt jelent a halvány objektumok vizsgálatánál. Egy halvány csillag esetében ez nem engedhető meg, vagyis a rés méretének nagyobbnak vagy egyenlőnek kell lennie a csillag fókuszsíkbeli képénél. A rés méretét továbbá behatárolja a fényelhajlás (a távcső átmérője nem végtelenül nagy, a fény az objektív peremén elhajlást szenved) és a földi légkör. A fényelhajlás miatt a távcső a pontszerű csillag fényét nem egy végtelenül kicsi pontba, hanem egy kisméretű korongba és az azt körülvevő nagyon halvány gyűrűkbe vetíti (Airy-féle diffrakciós kép).

Optikai rács esetében a rácssorozat sűrűsége egyenesen arányos az elérhető felbontóképességgel: sűrűbb rács finomabb részleteket jelent. A rácsokat karcoló osztógépek azonban felső határt szabnak, a milliméterenkénti néhány ezer vonalnál nem lehetséges sűrűbb rácsot készíteni. Gyakorlatilag ρ = 1200 osztás/mm-nél sűrűbb rács nem fordul elő a csillagászati műszerekben. Efelett a határ felett ugyanis már jelentősen romlik a rácsok minősége, ami szórt fény megjelenéséhez vezet.

A spektrográfok fő típusai:

• Echelle-spektrográf
• Coudé-spektrográf
• Cassegrain-spektrográf

Az expozíciós időt befolyásoló tényezők:

• távcsőátmérő
• spektrográf hatékonysági foka
• CCD spektrális érzékenysége, kvantumhatásfoka
• égbolt háttérfényessége

A nagy felbontású spektrumok hosszabb expozíciós időt igényelnek, mivel a nagy felbontás fénysűrűség-csökkenéssel jár, ami hosszabb expozíciós időhöz vezet. Az expozíciós idő meghatározása a következőképpen történik:

Hullámhossz-kalibráció

A Doppler-effektusnak köszönhetően a színképben megfigyelhető vonalak a vörös vagy a kék hullámhossz felé tolódnak el, annak megfelelően, hogy a fényforrás távolodik, vagy közeledik felénk. Az eltolódás mértéke pedig a fényforrás sebességével arányos: Δλ / λ = v / c , ahol a Δλ a nyugvó rendszerbeli λ hullámhosszon megfigyelhető vonal eltolódása, v a fényforrás sebessége hozzánk viszonyítva, c pedig a fénysebesség. Az eltolódás Δλ értékének meghatározásához szükség van egy referenciára, ami a spektrumvonalak álló rendszerben megfigyelhető (laboratóriumbeli) pozícióit szolgáltatja. Fontos, hogy ez a referenciaforrás éles, jól elkülönülő vonalakkal rendelkezzen, lehetőleg a teljes vizsgálni kívánt spektrális tartományban. Erre az ún. spektrállámpát használják. Kisebb felbontóképességű spektrográfok esetén hélium-neon-argon gázzal töltött kisülési lámpákat alkalmaznak. Ezekben az anód és a valamilyen speciális fémmel bevont katód közötti magas feszültség ionizálja a lámpa töltésére használt gázt, ami így kisüléshez vezet az anód és a katód között. A nagy sebességgel katódba csapódó ionok a katód bevonatát adó fématomokat is kilökik, amik szintén ionizálódnak és fényt bocsátanak ki. Így a lámpa fényében egyszerre jelennek meg a gázra, és a katód bevonatára jellemző színképvonalak. Nagyobb felbontású műszerek esetén az argonnal töltött, tórium tartalmú katóddal rendelkező (ThAr) lámpákat használják referenciaként, mivel ezek szűk spektrális tartományon belül is számos vonallal rendelkeznek.

Színképelemző műszerek: műholdak, spektrográfok, spektrométerek
Műszer	Teljes név	Teljes név magyarul
AIRES	Airbone Infrared Echelle Spectrometer (SOFIA)	Airbone infravörös Echelle-spektrométer
EUVE	Extreme Ultraviolet Explorer	Extrém ultraibolya kutató
FLAMES	Fibre Large Array Multi Element Spectrograph (VLT)
FUSE	Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer	Távoli ultraibolya spektroszkópiai megfigyelő
GHRS	Goddard High-Resolution Spectrograph (HST)	Goddard nagy felbontású spektrográf
GIRAFFE	Grating Instrument for Radiation Analysis with a Fibre Fed Échelle (VLT)
GMOS	Gemini Multi-Object Spectrograph (Gemini távcső)	Gemini multiobjektum-spektrográf
NICMOS	Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrograph (HST)	Közeli infravörös kamera és multiobjektum-spektrográf

[edytuj] Metody spektroskopowe

I. Radiális sebesség mérések a Doppler-effektus felhasználásával. A színképelemzés felvilágosítást adhat egy égitest radiális (látóirányú) sebességéről. Ehhez a Doppler által felfedezett, és róla elnevezett Doppler-effektust használják fel. Ha egy fényforrás távolodik vagy közeledik tőlünk, akkor hullámhossz-eltolódást mutat a vörös ill. a kék felé. A Doppler-eltolódás legvilágosabban a színképvonalakon mutatkozik meg. Az eltolódás mértékéből meghatározható a v_r radiális sebesség, a v_r = ( Δλ / λ ) * c összefüggés alapján, ahol Δλ a λ hullámhossz megváltozása, c pedig a fénysebesség. Ennek alapján például megállapíthatjuk a Nap radiális sebességét, mégpedig a napkorong szélein mutatkozó Doppler-effektus segítségével. A radiális sebességre vonatkozó képletbe írjuk a H_α vonal hullámhosszát (λ = 641,0256 nm), és a színképelemzéskor megállapított (Δλ = ± 0,0043 nm) hullámhossz-eltolódását. Így a napkorong széleinek mozgási sebességére v = ± 2 km/s értéket kapunk. Az itt alkalmazott formula azonban csak a fénysebességnél jóval kisebb sebességek esetén érvényes! Ellenkező esetben relativisztikus effektusok lépnek fel: v_r = ((( c + v ) / ( c - v ))^1/2 - 1 ) * c . Itt analógiát találhatunk a világegyetem tágulásával, mivel az égitestek egymástól való távolodás az okozója a kozmikus vöröseltolódás jelenségnek. A vöröseltolódás mértékét a z = Δλ / λ kifejezés adja meg.

II. Baade-Wesselink-analízis. A radiális pulzációt (rezgéseket) mutató csillagok egyensúlyi sugarának meghatározására szolgáló módszer. A legegyszerűbb megvalósítása szerint a csillag színhőmérsékletének és fényességének változását mérve (fotometriával) következtethetünk a sugárváltozások arányaira, a pulzáló légkör sebességgörbéjét mérve pedig (spektroszkópiával megfigyelve) kiszámíthatjuk a sugár változásait hosszmértékben (km-ben). Végül a sugár két időpontban vett értékének hányadosa és különbsége adódik, amiből a csillag sugarát ebben a két időpontban meg lehet határozni.

III. Doppler-imaging. A módszer alkalmas gyorsan forgó csillagok periódusidejének meghatározására és a heterogén fényességeloszlású csillagok felszínének feltérképezésére (csillagfoltok kimutatása). A forgó csillag különböző felületi pontjai különböző radiális sebességűek, különböző Doppler-eltolódásúak. A csillagfoltok – mivel kevés fény érkezik róluk – nem mutatnak abszorpciós színképvonalakat. A foltok pozíciójának megfelelő Doppler-eltolódású hullámhosszokon egy jellegzetes „púp” jelenik meg a színképvonal profiljában, ami a csillag forgása miatt végigvonul azon. Ennek elemzésével megállapítható a foltok elhelyezkedése. A módszer hátránya, hogy csak precíz vonalprofilok esetén alkalmazható.

IV. Spektroszkópiai parallaxis. Meghatározott színképtípushoz (MKK-féle osztályozási rendszer) többé-kevésbé (általában kettes faktornál kisebb bizonytalansággal) meghatározott abszolút fényesség tartozik. Az egyéb spektrális paraméterek alapján az abszolút fényesség meghatározása tovább finomítható. Ezt összevetve a csillag látszó fényességével, meghatározhatjuk annak távolságát. Az ilyen módon kapott távolságot (vagy parallaxist) nevezzük spektroszkópiai parallaxisnak. Ennek meghatározásában további nehézséget jelent, hogy a G, K és M színképosztályú csillagok között vannak óriások és törpék is. A színképtípus tehát nem határozza meg egyértelműen az abszolút fényességet. Ehhez szükség van a luminozitási osztály megállapítására is, ami többek között meghatározható az adott csillag légkörében uralkodó nyomásból.

[edytuj] Zobacz

• Nap
• csillag
• spektroszkópia
• galaxis A galaxisok színképe
• Csillagászati színképosztályozás A színképosztályok definiálása, színképosztályozási rendszerek. A standardcsillagok listája ugyancsak itt található meg
• Hertzsprung-Russell diagram Alapvető összefüggés a csillagok állapothatározói között
• Bohr-féle atommodell A Bohr-modellel magyarázható az égitestek vonalas színképe
• fény A látható elektromágneses sugárzás, a fény sebessége
• elektromágneses spektrum A teljes elektromágneses színkép tartományairól részletesen
• Doppler-effektus
• fotometria (csillagászati fényességmérés) A színképelemzés mellett az asztrofizika másik legeredményesebb vizsgálati módszere

[edytuj] Źródła

• Jacqueline Mitton: Cambridge Dictionary of astronomy
• A. David Thackeray: Astronomical spectroscopy
• J. Sz. Sklovszkij: Csillagok – születésük, életük, pusztulásuk
• Hebling János, Almási Tibor: Képalkotás és spektroszkópia THz-es sugárzással: a csillagászattól az orvosi alkalmazásokig. Magyar Tudomány 2005. 12. sz. ISSN 0025-0325 (teljes szöveg elérhető itt [1])
• Fűrész Gábor: Multiobjektum spektrográfia a modern csillagászatban. Természet Világa 2004. 4. sz. ISSN 0040-3717 (A folyóirat archívuma elérhető itt [2])
• Veszprémi Tamás–Nyulászi László: A fotoelektron-spektroszkópia alkalmazási lehetőségei és legújabb módszerei. Magyar Kémikusok Lapja 1997. 3. sz. ISSN 0025-0163 (52–53. évf. számai elérhetők itt [3])
• Vinkó József–Szatmáry Károly–Kaszás Gábor–Kiss László: A csillagok színképe. Meteor Csillagászati évkönyv 1998 (kiadja a Magyar Csillagászati Egyesület [4])
• The Messenger/El Mensajero 2002. december (Az ESO havonta megjelenő, interneten is elérhető kiadványa [5])
• Gázok és gőzök színképe, Bohr-posztulátumok, Franck-Hertz-kísérlet. A H-atom Bohr-modellje, Miskolci Egyetem
• Fűrész Gábor: CCD-kamerák a csillagászatban
• http://www.astro.u-szeged.hu/spectra/spektro5.html Vinkó József-Szatmáry Károly-Kaszás Gábor-Kiss László: A csillagok színképe, Meteor Csillagászati Évkönyvben, 1998
• Az SDSS honlapja
• AAOmega spektrográf, 2dF-rendszer (angol)
• http://www.ast.cam.ac.uk./AAO/local/www/aaomega/Hectospec/Hectoechelle
• Astronomical spectroscopy
• http://www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/spectra.html Egy színes oldal a spektrumokról (angol)
• Spectroscopy, Durnhami Egyetem, Csillagászati Eszközök Csoportja
• Smithsonian Astrophysical Observatory, converted Multiple Mirror Telescope (angol)
• History of Astronomical Spectroscopy
• Astronomical spectroscopy and photometry