Spektrų analizė

XVII a. Izaokas Niutonas parodė, kad per skaidrią stiklinę prizmę praėjęs baltos šviesos, pavyzdžiui, Saulės spindulių, pluoštelis išsiskleidžia į spalvotą spèktro juostą, kurioje spalvos tolygiai pereina nuo raudonos iki violetinės (3.2.1 pav.). Šis reiškinys atsiranda dėl to, kad skirtingų bangos ilgių šviesos spindulių lūžio rodiklis stikle yra skirtingas. Šia stiklinės prizmės savybe buvo remiamasi ir konstruojant pirmuosius spektrometrùs (spektrografùs), prietaisus, skirtus įvairių šviesos šaltinių spektrams tyrinėti. Vėliau spektriniuose prietaisuose vietoj prizmių imta naudoti difrakcijos gardeles (žr. 3.3.2 skyrelį).

Spektrinio prietaiso suformuotą spektrą galima nufotografuoti ir gautą toninę nuotrauką naudoti kokybinei spektro analizei. Tačiau spektrą galima pavaizduoti ir kaip šviesos šaltinio spektrinės energijos skirstinį (grafiką). Tokiu atveju daugelyje spektro taškų (bangos ilgių) išmatuojamas šaltinio spindesys (energinė apšvieta, fotonų skaičius, spinduliuotės galia) ir jo priklausomybė nuo bangos ilgio pavaizduojama atitinkamu grafiku. Šie du spektrų vaizdavimo būdai parodyti 3.2.2 pav., kuriame pateiktas Altairo spektras. Spektro nuotraukoje matomos tamsios juostos yra sugerties linijos. Jas spektro grafike atitinka įvairaus gylio įdubos (minimumai), pertraukiančios bendrą grafiko eigą.

Spektrai pagal vizualųjį vaizdą skirstomi į tris pagrindinius tipus: ištisiniùs, sugerties ir emisijos spektrus (3.2.3 pav.).

Ištisinio spèktro nuotrauka yra tolydi juostelė, kurioje gretimos spalvos nuosekliai pereina iš vienos į kitą. Spektro grafikas yra tolydi kreivė be jokių trūkių ar įdubų (3.2.3 pav., a). Tokį spektrą skleidžia 3.1.2 skyrelyje nagrinėti juodieji kūnai. Karštų kietųjų kūnų, skysčių ar didelio tankio dujų skleidžiami spektrai taip pat yra ištisiniai.

Šviesos šaltinio apšviestas mažo tankio dujų debesis taip pat švyti. Tokio debesies spektras yra linijinis emisijos spèktras (3.2.3 pav., b). Šio tipo spektrui ištisinis spektras nebūdingas, bet jame išsiskiria tam tikrų bangų ilgių šviesios emisijos linijos, o spektro grafike šių linijų pãdėtis atitinka aštrios smailės (maksimumai). Tarpžvaigždinių dujų debesų (tarpžvaigždinių ūkų) spektrai yra linijiniai emisijos spektrai.

Kai pro vėsesnių mažo tankio dujų debesį stebime šviesos šaltinį, kuris skleidžia ištisinį spektrą, matome linijinį sugerties (absòrbcijos) spèktrą (3.2.3 pav., c). Tokio spektro nuotraukoje akivaizdu, kad šviesos šaltinio ištisinį spektrą vietomis pertraukia tamsios linijos, o spektro grafike atsiranda siaurų gilių įdubų (minimumų). Tai dujų debesies, pro kurį sklinda šviesos šaltinio šviesa, sugerties linijos. Žvaigždžių, tarp jų ir Saulės, spektrai yra linijiniai sugerties spektrai.

Tyrinėjant įvairių medžiagų spektrus, paaiškėjo, kad kiekvieno cheminio elemento spektro linijos išsidėsto tik tam elementui būdinga tvarka. Pagal šviesos šaltinio savybes jos gali būti emisijos arba sugerties linijos. Tačiau abiem atvejais atitinkamų linijų bangų ilgiai yra tokie patys. Palyginkite 3.2.3 pav. pateiktus emisijos (b) ir sugerties (c) spektrus. Kelių skirtingų cheminių elementų emisijos ir sugerties spektrai taip pat parodyti 3.2.4 pav. Palyginę tam tikro cheminio elemento linijų išsidėstymą spektre su tiriamojo objekto spektre matomomis linijomis galime nustatyti, ar šio elemento yra tiriamajame objekte. Pavyzdžiui, palyginkime Altairo (žr. 3.2.2 pav.) ir vandenilio (3.2.4 pav.) spektrus. Matome, kad Altairo tamsiausios (giliausios) linijos atitinka vandenilio spektro linijas. Vadinasi, Altaire tikrai yra daug vandenilio.

Į tai atsižvelgiant, XX a. antroje pusėje moksliniams tyrimams pradėta taikyti spektrinė analizė. Ji padėjo ištirti ir dideliu nuotoliu esančių astronominių objektų (žvaigždžių, tarpžvaigždinių ūkų, galaktikų, kometų, planetų atmosferų) cheminę sudėtį ir savybes. Tačiau cheminių elementų gausą astronominiuose spinduliuotės šaltiniuose pagal jų spektrus tapo įmanoma nustatyti tik atsiradus naujai fizikos šakai – kvantinei mechanikai.

Tyrinėjant astronominių objektų spektrus, paprastai tiksliai išmatuojami ir spektro linijų bangų ilgiai. Remiantis šiais matavimais, galima nustatyti ne tik objekto cheminę sudėtį, bet ir spinduliuotės šaltinio (astronominio objekto) judėjimo greitį radialine kryptimi (regėjimo spindulio kryptimi). Šiam tikslui taikomas gerai žinomas Dòplerio reiškinys.

Reiškinį 1842 m. pagrindė austrų fizikas Kristianas Andrėjas Dopleris (Christian Andreas Doppler, 1803–1853), todėl reiškinys jo vardu ir vadinamas.

Astronomams svarbus elektromagnetinių bangų Doplerio reiškinys, nes juo remiantis galima apskaičiuoti šviesulių judėjimo greičius jų regėjimo spindulio kryptimi – radialiúosius greičiùs. Dėl šio reiškinio visos spektro linijos pasislenka link ilgesniųjų bangų (į raudonąją spektro pusę), jei šviesulys ir stebėtojas vienas nuo kito tolsta. Tarkime, kad nejudančio šviesulio spektro linijos bangos ilgis yra lygus λ₀. Jei šviesulys ir stebėtojas tolsta vienas nuo kito greičiu ν, tai šviesulio spektro linijos bangos ilgis bus λ > λ₀. Tada spektro linijos bangos ilgio pokytis bus lygus:

\frac{\mathrm{\lambda-\lambda_0}}{\lambda_0}=\frac{\nu}{c}; (3.2.1)

čia c – šviesos greitis.

Kadangi Δλ = (λ – λ₀) > 0, tai greitis ν > 0. Jei šviesulys ir stebėtojas artėja vienas prie kito, tai visos šviesulio spektro linijos pasislenka link trumpesniųjų bangų (į mėlynąją spektro pusę), t. y. Δλ = (λ – λ₀) < 0. Tada greitis ν < 0.

(3.2.1) formulė taikytina tik greičiams ν ≪ c.

Remiantis Doplerio reiškiniu, galima įvertinti ne tik šviesulio judėjimo, bet ir sukimosi greitį.