(Astronomija 11–12)

Spektrų analizė

SĄVOKOS:

spektromètras, spektrogrãfas, ištisinis spèktras, emisijos spèktras, sugertiẽs spèktras

Spektrų įvairovė

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).

3.2.1 pav. Balta šviesa, perėjusi per prizmę, išskaidoma į spektrą.

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.

3.2.2 pav. Altairo (α Aql, Erelio α) spektro nuotrauka ir grafikas. Nuotraukoje matomos įvairaus tamsumo linijos yra sugerties linijos. Grafike šias linijas atitinka įvairaus gylio siauros įdubos (minimumai).

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.

3.2.3 pav. Trys pagrindiniai spektrų tipai

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.

3.2.4 pav. Įvairių cheminių elementų emisijos ir sugerties spektrai

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.

Klausimai ir užduotys

Kokie yra pagrindiniai spektrų tipai?
Koks kūnas (terpė) gali spinduliuoti emisijos spektrą?
Palyginkite Altairo spektrą (3.2.2 pav.) su spektrais, pateiktais 3.2.3 pav. Kokią išvadą apie Altairą, kaip spinduliuojantį dangaus kūną, galite padaryti palyginę šiuos spektrus?
Kokių žinių apie dangaus kūnus gauna astronomai tyrinėdami jų spektrus?

Daugiau

Doplerio reiškinys

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.

Dòplerio reiškinỹs yra stebėtojo registruojamas akustinių ar elektromagnetinių bangų dažnio (bangos ilgio) pokytis, kurį sukelia bangų šaltinio arba stebėtojo judėjimas vienas kito atžvilgiu.

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.

Doplerio reiškinio taikymas

1 uždavinys. Aldebarano spektre išmatuotas natrio (Na) linijos bangos ilgis λ = 589,102 nm. Tos pačiõs linijos laboratorinis bangos ilgis λ₀ = 588,995 nm. Apskaičiuokite Aldebarano radialųjį greitį.

Sprendimas

Taikysime Doplerio (3.2.1) formulę.

λ = 589,102 nm.

λ₀ = 588,995 nm.

c = 3,0 ∙ 10⁸ m ∙ s^–1.

Aldebarano radialusis greitis

\nu=\frac{\lambda-\lambda_0}{\lambda_0}c=\frac{589,102-588,995}{588,995}3,0\cdot10^8\approx54500\left(\mathrm{m\cdot s^{-1}}\right)==54,5\left(\mathrm{km\cdot s^{-1}}\right).

2 uždavinys. Žemės judėjimo kryptis erdvėje nuolat keičiasi dėl jos orbitinio judėjimo aplink Saulę. Pavyzdžiui, jei stebime žvaigždę, matomą maždaug Žemės orbitos plokštumoje, Žemė periodiškai tai artėja prie tos žvaigždės, tai tolsta nuo jos. Todėl žvaigždės spektre matome nedidelius spektro linijos poslinkius. Apskaičiuokite, koks bus žvaigždės spektro linijos bangos ilgio didžiausias pokytis dėl Žemės orbitinio judėjimo. Tiriamosios spektro linijos bangos ilgis 588,995 nm. Žemės orbitinio judėjimo aplink Saulę vidutinis greitis lygus 30 km/s.

Sprendimas

Taikysime Doplerio (3.2.1) formulę .

\mathrm{\mathrm{\lambda_0}=588,995\ nm}

\nu=30\mathrm{\ km}\cdot\mathrm{s^{-1}=3-10^4\ m\cdot s^{-1}.}

c=3,0\cdot10^8\ \mathrm{m}\cdot\mathrm{s^{-1}}.

Spektro linijos poslinkis

\Delta\lambda=\lambda-\lambda_0=\lambda_0\frac{\nu}{c}=588,995\frac{3\cdot10^4}{3,0\cdot10^8}=0,059\mathrm{\left(nm\right)}

Kai Žemė tols nuo žvaigždės, spektro linijos poslinkis Δλ = +0,059 nm > 0.

Kai Žemė artės prie žvaigždės, spektro linijos poslinkis Δλ = –0,059 nm < 0.

Taigi, matuojant žvaigždžių radialiuosius greičius pagal spektro linijų poslinkius, reikia atsižvelgti į Žemės orbitinį judėjimą.

Klausimai ir užduotys

Žvaigždės spektre išmatuotos jonizuotojo kalcio linijos bangos ilgis λ = 396,800 nm. Koks žvaigždės radialusis greitis? Ar žvaigždė artėja, ar tolsta nuo mūsų? Laboratorijoje išmatuotas šios linijos bangos ilgis λ₀ = 396,847 nm.
Šiuolaikiniais spektriniais prietaisais žvaigždžių radialieji greičiai išmatuojami 1 m⁄s tikslumu. Apskaičiuokite, koks bus tokio greičio pokyčio sukeltas vandenilio linijos λ₀ = 486,135 nm poslinkis spektre.
Tyrinėjant kometos galvos spektrą, nustatyta, kad natrio linija, kurios bangos ilgis λ₀ = 588,995 nm, pasislinkusi 0,025 nm link mėlynojo spektro ruožo. Koks kometos radialusis greitis? Ar ji artėja, ar tolsta nuo mūsų?
Už Paukščių Tako ribų esančios galaktikos spektre jonizuotojo kalcio linija, kurios bangos ilgis λ₀ = 396,847 nm, pasislinkusi 1,420 nm link raudonojo spektro ruožo. Apskaičiuokite šios galaktikos radialųjį greitį. Ar galaktika artėja, ar tolsta nuo mūsų?