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.
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.