Dimenzió #23

Valahol kinn az űrben...

(csillagászat, spektroszkópia, meteorészlelés)

Legnépszerűbb számunk

[#24] Kapcsolat - kezdő és gyakorló szeretőknek -


Legnépszerűbb cikkünk

[#24] Szerelmes versek

                             2.2. SPEKTROSZKÓPIA
                      (Vinkó-Szatmáry-Kaszás-Kiss, 1998)

   A   színképelemzés,   vagyis   a   spektroszkópia  a  csillagászat  egyik
legeredményesebb vizsgálati módszere.


      2.2.1. Elméleti alapok

   A modern színképosztályozás a csillagok légköri hőmérsékletén és nyomásán
alapul.  A  hőmérséklet  meghatározza  a csillag színét és felületegységének
fényességét.  A  nyomás  a  felszíni  gravitációs gyorsulástól, így durván a
csillag  méretétől  függ.  A méret és a felületi fényesség megadja a csillag
luminozitását,  a  teljes fényteljesítményét. Ennek ismeretében a távolságra
is következtetni lehet.

   A  fizikusok  felfedezték,  hogy  az  izzásig  hevített  szilárd  testek,
folyadékok  vagy  sűrű  gázok  folytonos  spektrumú  sugárzást bocsátanak ki
           
mindenféle vonalak nélkül, ez a kontinuum.
Egy ritka forró gáz azonban csak az atomjaira jellemző bizonyos hullám- hosszokon (színeken) sugá- roz, ilyenkor fényes emissziós vonalakat fi- gyelhetünk meg. Ha hide- gebb gáz helyezkedik el valamilyen sugárzó objek- tum előtt, akkor sötét el- nyelési, vagyis abszorp- ciós vonalak jelennek meg a színképben. Minden atomnak vagy mo- lekulának megvannak a sa- ját színképvonalai, amelyek hullámhosszát az elektronjaik energiaszintjei, pontosabban az azok közti különbségek határozzák meg. Ha egy elektron foton elnyelése során magasabb energiaszintre ugrik, akkor abszorpciós vonal, ha pedig foton kibocsátásával alacsonyabb szintre kerül, akkor emissziós vonal jön létre. A színképvonalak nemcsak arról árulkodnak, hogy milyen elemek vannak egy csillag légkörében, hanem arról is, hogy milyen fizikai körülmények között jöttek létre (hőmérséklet, nyomás, elektromos és mágneses tér erőssége, helyi mozgásviszonyok). Így a színképelemzés segítségével a csillagokról nagyon sok információt szerezhetünk. A folytonos színképen belüli energiaeloszlás utal a csillag légkörének hőmérsékletére. A legtöbb információ azonban a színképvonalak vizsgálatából származik. A vonalak azonosítása és erőssége a kémiai összetétel meghatározását teszi lehetővé, amelyből a csillag korát becsülhetjük meg. A vonalak színképbeli helye, a laboratóriumi hullámhossztól való eltolódás mértéke a Doppler-effektus alapján annak a gáznak a mozgásviszonyait adja meg, ahol a vonal kialakul. A színképvonalon belül az intenzitás lefutása, a vonal alakja, a vonalprofil a csillag légkörét alkotó gázban lévő fizikai körülmények meghatározása mellett a csillag forgásának sebességére, az esetleges pulzációra, csillagszélre, tömegvesztésre, felszíni foltokra, a csillag körüli anyagra, kettősségre és sok másra enged következtetni. Persze a Földön megfigyelt színkép a csillagtól, a köztünk lévő csillagközi anyagtól és a földi légkörtől együtt származik. A vonalak azonosításánál vigyázni kell erre, el kell különíteni a különböző eredetű vonalakat, sávokat. 2.2.2. Spektroszkópiai műszerek Az összes modern optikai spektroszkóp működése azon a fizikai jelenségen alapul, amit Newton 1666-ban fedezett fel, amikor egy prizma segítségével a
fehér fényt színeire bontotta. Később a XIX. század kiemelkedő fizikusai bizonyították be, hogy ez a felbontás annak következménye, hogy a fény olyan hullámokból áll, melyek hullámhossza (illetve frekvenciája) különböző. Olyan optikai elemekkel (bontóelemekkel), melyek a különféle hullámhosszúságú komponenseket különbözőképpen térítik el (a fizikában ezt a jelenséget diszperziónak nevezik), létrehozhatjuk a fényforrás hullámhossz szerint rendezett képét, azaz spektrumát. Az erre szolgáló összetett optikai berendezést nevezzük spektroszkópnak. Használatos még a spektrográf elnevezés is, eredetileg ezt a spektrumot lefényképező spektroszkóp elnevezésére használták. A belépő rést, amelyen keresztül a fény a spektroszkópba jut, a távcső Cassegrain-, esetleg Coudé-fókuszába helyezik. A műszerbe bejutó divergens fénynyalábot a kollimátor fókuszálja a bontóelemre, amely optikai rács, vagy ritkábban prizma, esetleg ezek kombinációja lehet. Magát a színképet a bontóelem állítja elő. A színképet egy leképező rendszer juttatja a detektorra, amely lehet fotolemez, vagy újabban CCD-mátrix (vö. 2.3.1.). Már ebből is látszik, hogy miért van szükség nagy átmérőjű, fényerős teleszkópokra a csillagászati spektroszkópiához. Egyrészt, a sok optikai elemen történő fényveszteség intenzitás-csökkenéssel jár, másrészt a diszperzió következtében a beeső fény a keletkező spektrum viszonylag nagy felületén oszlik el, emiatt a fénysűrűség erősen csökken. Emellett gyakran csak egy szűk spektrális tartományt rögzítenek, ahova a csillag fényének csak igen kis része esik. Mindezek miatt ahhoz, hogy a mérések jel/zaj aránya legalább 100 legyen (azaz a hiba 1 % alatt maradjon), minimum 1 méteres vagy annál nagyobb tükörátmérőjű teleszkóp szükséges. Általában minél nagyobb átmérőjű távcsövünk van, a kívánt jel/zaj érték annál rövidebb expozíciós idő alatt érhető el. A spektroszkóp két igen fontos jellemzője (sok egyéb mellett) a reciprok lineáris diszperzió és a feloldóképesség. A reciprok lineáris diszperziót történeti okokból Angström/mm-ben mérik (1 nanométer = 10 A). Ez a paraméter szemléletesen azt adja meg, hogy a spektroszkóp mennyire húzza szét a színképet, azaz mekkora méretű spektrumot állít elő. A feloldóképesség annak jellemzésére szolgál, hogy az adott hullámhosszon mekkora az a hullámhossz- különbség (Dl), amely még éppen megkülönböztethető. Mindkét paraméter végső soron befolyásolja a spektrum felbontását. Ennek alapján megkülönböztetünk kis- és nagyfelbontású spektrumot. Kisfelbontású spektrumokból lehet pl. a csillagok sugárzási kontinuumának hullámhosszfüggését tanulmányozni. A kisfelbontású spektroszkópok feloldóképessége ugyan kicsi, viszont egyszerre széles hullámhossz-tartományban lehet tanulmányozni a színképet. A nagyfelbontású spektrumok főleg akkor szükségesek, ha egyedi színképvonalakat akarunk tanulmányozni, pl. sebességmérés céljából. A nagyfelbontású spektroszkópok reciprok lineáris diszperziója kicsi (jellemző érték az 1 A/mm), feloldóképessége igen nagy (30.000-50.000 körüli), igen kis hullámhossz-különbségek vizsgálhatók vele, de általában egyszerre csak egy keskeny (5-10 nm) tartományban. A nagy felbontóképességet és széles spektráltartomány átfogását egyesítő műszer az echelle-spektrográf, amelyben két bontóelem (általában egy nagy feloldóképességű rács és egy kisebb feloldóképességű prizma) van elhelyezve, egymásra merőleges diszperzióval. Az optikai rács ugyanis egyszerre több spektrumot is előállít (különböző optikai rendeket), melyek diszperziója egyre növekvő. A magas rendszámhoz (20-30) tartozó spektrumok már kellően nagy felbontásúak, de éppen emiatt átfedik egymást, ezért a rács túloldalán csak a színképek kombinációját lehet megfigyelni, ami zavarólag hat. A második bontóelem az elsőre merőleges irányban "húzza szét" a spektrumot, ezáltal az egymást átfedő, azonos helyre eső, de különböző hullámhosszúságú hullámok térbelileg elkülönülnek. Ezzel a keresztezett diszperziós elrendezéssel kétdimenziós spektrumokat lehet készíteni, amelyen a rácsról származó egyes spektrális rendek egymás alatt helyezkednek el. A spektroszkópok továbbfejlesztésével sokféle egyéb berendezést szerkeszthetünk, ezek közül egy érdekes, a csillagászatban gyakran alkalmazott műszer a korrelációs spektrométer, angol rövidítéssel CORAVEL. Ebben a spektrum és a detektor között egy maszk helyezkedik el, amely több ezer vékony vonalat tartalmaz. A maszkon lévő vonalak a csillagok jellegzetes színképvonalainak megfelelő elrendezésűek. A maszkon átmenő fényt egy lencserendszer egy fotoelektron-sokszorozóra (vö. 2.3.3.) fókuszálja, azaz magát a színképet nem is rögzítik. A maszknak a diszperziós tengely mentén történő mozgatásával elérhető, hogy a detektorra jutó fény akkor legyen minimális, ha a színképen és a maszkon található vonalak pozíciója leginkább egybeesik, azaz a színkép és a maszk között maximális az átfedés. Az ilyen CORAVEL-típusú elrendezéssel a színkép Doppler-eltolódása, azaz a fényforrás és a megfigyelő relatív sebessége gyorsan, nagy pontossággal (1 km/s alatti hibával) mérhető.
Google
 
Web iqdepo.hu
    © Copyright 1996-2020
    iqdepo / intelligence quotient designing power - digitális kultúrmisszió 1996 óta
    All rights reserved. Minden jog fenntartva. | xhtml, css, 508
internetes partnerünk:
Netmester
netmester a holnaptervező