Spektroskopija u astronomiji

Uvod

Zvijezde su tako daleko da ih na noćnom nebu vidimo kao svijetle točkice različitog sjaja. Premda svjetlost svemirskim prostorom putuje najvećom mogućom brzinom u prirodi, da bi s malobrojnih obližnjih zvijezda stigla do nas treba više desetaka godina. Svjetlost dalekih galaksija, koje možemo promatrati samo najvećim teleskopima, putuje do nas milijarde godina. Na temelju vidljive svjetlosti određujemo položaj zvijezde na nebu i njezin sjaj. Kako su sve informacije što dopiru od zvijezda do nas, sadržane u njihovoj svjetlosti, to je proučavanje svjetlosti za astronomiju najvažniji izvor saznanja.

Složenu prirodu bijele svjetlosti objasnio je Isaac Newton u pokusu iz 1666. godine. Uzak snop Sunčeve svjetlosti, dobiven propuštanjem kroz malu okruglu rupu, projicirao se na zaslonu kao mali bijeli kružić, međutim, isti snop svjetlosti propušten kroz trostranu staklenu prizmu dao je izduženu projekciju spektra boja, kao što se, primjerice, zbiva u dugi koja nastaje lomom sunčeve svjetlosti na kapljicama vode. Prilikom prolaska svjetlosti kroz prizmu također dolazi do pojave loma svjetlosti, zakretanja putanje svjetlosti na prijelazu zrak/staklo i staklo/zrak. Stupanj zakretanja svjetlosti ovisi o valnoj duljini, što rezultira razdvajanjem svjetlosnih zraka različitih valnih duljina.

U spektru jedne svjetlosti nanizane su jedna uz drugu boje od kojih se ona sastoji. Pokazalo se kako je bijela svjetlost smjesa svih boja koje uopće postoje; one se mogu svrstati u šest glavnih boja, nanizanih u spektru ovim redom: crvena, narančasta, žuta, zelena, plava i ljubičasta. Više od stotinu godina nakon Newtonovog otkrića, spektar Sunčeve svjetlosti je proširen otkrićem zračenja nevidljivog ljudskom oku. William Herschel u pokusu načinjenom 1800. godine otkrio je infracrveno zračenje. Mjerenjem temperature pojedinih dijelova Sunčevog spektra, Herschel je uočio da se temperaturni maksimum nalazi izvan crvenog kraja vidljivog dijela spektra. Godine 1801. Johann W. Ritter je proučavajući utjecaj svjetlosti na sol srebro-klorida, otkrio da se utjecaj svjetlosti proteže i izvan ljubičastog kraja vidljivog dijela Sunčevog spektra. Time je otkriveno ultraljubičasto područje Sunčevog spektra.

Krajem 19. i početkom 20. stoljeća elektromagnetski spektar dodatno je proširen otkrićem radiovalova, u nastavku infracrvene strane spektra, te rendgenskih i gama-zraka, u nastavku ultraljubičaste strane elektromagnetskog spektra. To zračenje nije izdvojeno iz Sunčevog spektra, već je dobiveno eksperimentalnim putem u laboratorijima. Svestrano ispitivanje spektara vidljive svjetlosti pokazalo je da valja ponajprije razlikovati emisijske spektre od apsorpcijskih. Emisijski spektar daje svjetlost koja dolazi neposredno od izvora svjetlosti (npr, od usijanog tijela), ne prošavši kroz druge tvari. Usijana kruta ili tekuća tijela (ili plin pod vrlo velikim tlakom) daju neprekinuti (kontinuirani) spektar u kojemu boje postupno prelaze jedna u drugu. Takav je spektar bijele svjetlosti, koja dolazi npr. od niti električne žarulje, usijane do bjeline.

Vrući plinovi u razrijeđenom stanju zrače linijski spektar (slika ispod) koji se sastoji od pojedinih, tamnim prostorom odvojenih, razno obojenih linija. Utvrđeno je, da svakom hemijskom elementu, kad zrači u plinovitom stanju, pripada za njega karakteristični linijski spektar, po kojem se on sa sigurnošću može razlikovati od drugih hemijskih elemenata. Ako zrači smjesa plinova, onda spektar sadržava linijske spektre svih elemenata, od kojih se smjesa sastoji. Stoga je proučavanjem spektra koji zrači jedno plinovito tijelo moguće saznati od kojih se elemenata ono sastoji.

clipboard01

Na ovom linku, u okviru animacije mogu se vidjeti primjeri spektara

Apsorpcijski spektri nastaju kada svjetlost nekog usijanog tijela koja bi dala neprekinuti spektar, prolazi kroz razrijeđeni plin čija je temperatura niža od temperature izvora. U spektru takve svjetlosti opažaju se tamne linije na svijetloj pozadini. Koje će linije biti kod pojedine tvari, koje će vrste svjetlosti iščeznuti u apsorpcijskom spektru, to nas uči važan zakon fizike – Kirchhoffov zakon. On kaže da će neka sredina upiti onu boju, traku ili liniju koju bi, da se nalazi na višoj temperaturi, sama emitirala. Ako je tvar vrući plin, koji, kako znamo, zrači linijski spektar, tada će u apsorpcijskom spektru svjetlosti, koja je prošla kroz taj usijani plin, manjkati baš linije emisijskog spektra dotičnog plina, tj. u apsorpcijskom spektru vidjet ćemo na tim mjestima tamne linije. Prema tome spektralna analiza može iz apsorpcijskih spektara spoznati od kojih se hemijskih elemenata sastoji plin, kojim je prošla svjetlost. To je za astronomiju od golemog značaja. Posmatrajući zvjezdano nebo već golim okom vidimo da zvijezde osim što se razlikuju po sjaju imaju i različite boje.

Tako ćemo već kod najsjajnijih zvijezda našeg neba naći, da su, na primjer, Sirius, Vega, Altair bijeli, Capella žućkasta, Antares, Aldebaran, Betelgeuse – crvenkasti. Boja zvijezda nije jedno njezino sporedno svojstvo, nego je ona u uskoj vezi s njezinim sastavom i stanjem, osobito s temperaturom. Svjetlost zvijezde, kada prođe kroz prizmu, razlaže se na niz linija ili traka raznih boja. Skoro sve što znamo o zvijezdi dobivamo iz njezina spektra. Moglo bi se reći da su spektri “lične karte” zvijezda,  pomoću kojih možemo pouzdano odrediti fizikalne i hemijske uvjete koji vladaju na zvijezdi. Zvjezdana spektroskopija – proučavanje i klasificiranje spektara, rođena je početkom 19. stoljeća kada je njemački izrađivač leća Joseph Fraunhofer opisao glavne apsorpcijske linije u Sunčevu spektru, koje je (njih sedam) godine 1802. prvi vidio William H. Wollaston. Proučavajući spektar Sunca 1816. godine Fraunhofer je u njemu otkrio 576 tamnih linija (sl. ispod).2Njemu u čast tamne linije u spektru Sunčeve svjetlosti nazivaju se Fraunhoferove linije. Danas znamo da su te neobične linije zapravo točno određena mjesta u spektru, odnosno specifične valne dužine svjetlosti, na kojima svaki element ili upija svjetlost – stvarajući tako manjak svjetlosti, a to znači tamnu liniju na položaju te valne dužine u spektru – ili pak vruć isijava stvarajući sjajne linije neke boje. Takvo ponašanje je u vezi sa subatomskom građom svakog pojedinog elementa i načinom kako on isijava svjetlost. I u spektrima zvijezda promatrane su tamne apsorpcijske linije, što znači da se zvijezde kao i naše Sunce sastoje od usijane jezgre, koja daje neprekinuti spektar, okružene razrijeđenom ovojnicom vrućih plinova – zvjezdanom atmosferom, koja apsorbira pojedine vrste svjetlosti i nastaju tamne linije. Analiza svjetlosti Sunca i svjetlosti koja nam stiže od dalekih zvijezda pokazala je da Sunce – koje je središte našeg planetskog sustava – nije nipošto jedino takvo nebesko tijelo ni po čemu jedinstveno u svemiru, osim po tome što je naša središnja zvijezda. U svemiru, ono je samo jedna zvijezda, jedna od nebrojnog mnoštva

Šta je, dakle, spektroskopija?

Spektroskopija je jedan od temeljnih alata za proučavanje objekata koji su nevidljivi okom kao što su atomi ili molekule, ili su previše udaljeni, kao što su zvijezde i drugi astronomski objekti.

Spektroskopija je kompleksna naučna disciplina koja se bavi proučavanjem interakcije između elektromagnetskog zračenja i tvari. Tvar može apsorbirati (unutar sebe primiti) zračenje, emitirati ga ili raspršiti zračenje. Kad govorimo o zračenju, ne mislimo samo na vidljivu svjetlost koja je najpoznatiji dio spektra elektromagnetskog zračenja jer ga možemo opaziti. Zračenje koje se koristi u spektroskopiji varira od zračenja velikih valnih dužina, kao što su radiovalovi do izrazito kratkih valnih dužina, kao što su rendgenske i gama zrake.

Pomoću instrumenata koji se nazivaju spektrometri (u hemiji) ili spektrografi (u astronomiji) moguće je kvantitativno odrediti interakciju između zračenja i tvari.

U astronomiji spektrografi obično dolaze uz teleskope i njima se mjere različita svojstva udaljenih objekata, poput temperature, sastava i brzine kojom se odmiču. U hemiji spektrometrija se široko koristi za identifikaciju i kvantifikaciju tvari. Spektroskopija u hemiji se bazira na činjenici da svaka tvar koja stupa u interakciju sa zračenjem daje svoj jedinstveni potpis, spektar, bio to spektar apsorpcije, emisije ili raspršenja.

Još od svog početka u ranom XIX vijeku, spektroskopija – analiza elektromagnetnog talasa preko talasnih dužina – je otkrila mnoštvo novih informacija o svemiru. Većina svari koje znamo o hemijskom sastavu zvijezda, temperaturi, rotaciji, magnetnim poljima i kretanju kroz prostor su otkrivene zahvaljujući proučavanju spektra zvijezda.

U 2009. godini obilježena je 80-ta godišnjica od otkrića Edwina Hubblea da spektar udaljenih galaksija pokazuje crveni pomak, što znači da se svemir širi. Iako je koristio 100“ teleskop na Mount Wilson opservatoriji, Hubble je koristio ekspozicije od oko 20h tokom nekoliko noći da bi dobio valjan spektar nekih galaksija. Danas je to olakšano upotrebom CCD kamera i profesionalnim teleskopima kao što je 10m Keck reflektorski teleskop (Hawaii).

Uz pomoć solidne CCD kamere i teleskopa sada se mogu proučavati atmosfere planeta i njihovih satelita, npr. Venera (atmosfera od karbon dioksida), potom Titan, Saturn, Jupiter, Uran i Neptun koji imaju karakteristične linije metana, mogu se proučavati kompleksne molekularne linije u spektru kometa, kao i crveni pomak kvazara na krajevima svemira!

Moguće je raditi i seriju kratkih ekspozicija sa CCd kamerom i poslije ih stakirati radi duže efektivne ekspozicije i boljeg signala.

Treba reći da je spektroskopija posebno značajna jer jonizovana materija (plazma) čini 99% sve materije koja se može detektirati u svemiru – to jest, sva materija u zvijezdama, maglinama, međuzvjezdana materija, dakle, skoro sve ono što čini vidljive galaksije.

Spektar izvora svjetlosti nastaje rastavljanjem svjetlosti po valnim dužinama disperzijom pomoću optičke prizme ili optičke rešetke. Zvijezde su plinoviti izvori spektara. S obzirom na sastav plina, međusobne odnose atoma i fizičke parametre koji vladaju u području nastanka spektra – on može imati izgled neprekidnog (kontinuiranog) ili linijskog spektra (slika dole). Linijski spektar, ovisno o tome da li plin zrači ili apsorbira, može biti emisijski ili apsorpcijski. Molekule kao složene atomske strukture posjeduju složen spektar, organiziran u skupine spektralnih linija – trake.

clipboard07Spektar atoma svakog hemijskog elementa (odnosno molekule) odraz je građe atoma (molekule) te se sastoji od spektralnih linija (traka) karakterističnih za hemijski element (molekulu). Zato se, posmatrajući spektar nepoznatog izvora svjetlosti, može zaključiti koji se hemijski elementi u njemu nalaze. To je osnova spektralne analize – postupka kojim se ustanovljava hemijski sastav tvari koja proizvodi svjetlost.

Spektroskopija je jedna od najvažnijih metoda kojom se istražuju fizička i hemijska svojstva zvijezda. Temperatura u jezgrama zvijezda viša je od milion K, a jezgra je izvor kontinuiranog zračenja. Temperatura atmosfere zvijezde niža je od one u njenoj jezgri pa u njoj nastaju apsorpcijske spektralne linije atoma i jona. Atmosfere hladnih zvijezda, temperatura nižih od 3000 K, sadrže molekule koje apsorpcijom kontinuiranog zračenja stvaraju apsorpcijski trakasti spektar. Emisijske spektralne linije nastaju u području plina visokih temperatura, a ne osobito velikih gustoća.

Zvijezde se klasificiraju u spektralne podtipove ili razrede upravo po vrsti, brojnosti, intenzitetima i profilima spektralnih linija. Jedan od pionira zvjezdane spektroskopije bio je J. Fraunhofer po kojem se linijski apsorpcijski spektar Sunca naziva Fraunhoferovim spektrom. Neke od najintenzivnijih Fraunhoferovih linija nazvane su posebnim imenima: kao npr. linije neutralnog natrija D1 i D2, linije jednostruko joniziranog kalcija K i H, itd.

Šta je elektromagnetno zračenje?

Elektromagnetno zračenje je, generalno, kombinacija oscilujućeg električnog i magnetnog polja koja zajedno putuju kroz prostor u obliku međusobno okomitih talasa. Čestice koje kvantifikuju elektromagnetno zračenje su fotoni.

Fotoni su čestice koje se mogu opisati kao elektromagnetni energetski paketi određene frekvencije. Fotoni imaju osobine zbog kojih se ova čestica smatra dijelom kao čestica, ali i kao talas, u nauci poznato kao dualitet čestice-talasa. Osobine zbog kojih se foton ponaša kao čestica su primjetljive u fotoelektričnom efektu, dok su osobine zbog kojih se smatra kao talas primjetne kroz difrakciju i interferenciju svjetla kroz otvor ili rupu.

Energija fotona E je proporcionalna frekvenciji: E = hν, gdje je h – Plankova (Max Planck) konstanta, a ν – frekvencija talasa.

Osobine elektromagnetnog zračenja zavise od njegove talasne dužine. Cijeli opseg talasnih dužina elektromagnetnog zračenja naziva se elektromagnetni spektar. On obuhvata gama zračenje, rendgensko zračenje (X zrake), ultraljubičasto zračenje (UV), vidljivu svjetlost (tradicionalna eng. skraćenica “ROY G. BIV” – Red, Orange, Yellow, Green, Blue, Indigo, Violet), infracrveno zračenje (IR), mikrovalno zračenje i radiovalove (slika dole).

clipboard01

U vakuumu se elektromagnetni talasi prostiru brzinom svjetlosti.

Na slici dole prikazana je “propustljivost” atmosfere na određene talasne dužine elektromagnetnog talasa.

Clipboard01.jpg

Na sreću, atmosfera blokira (slika gore) većinu štetnog zračenja za ljude (npr. UV), a djelimično propušta IC zračenje. Potpuno je transparenetna za vidljivi dio spektra i veliki dio radio spektra.

Elektromagnetni talasi posjeduju određenu visinu (amplituda), sa određenim brojem (talasa) u vremenskoj jedinici (frekvencija) i sa karakterističnom brzinom (brzina talasa). Udaljenost između talasa je talasna dužina.

Brzina elektromagnetnog talasa je jednostavno brzina svjetlosti (299 792 km/s), i različite talasne dužine svjetlosti manifestuju se kao različite boje. Energija elektromagnetnog talasa je obrnuto proporcionalna njegovoj talasnoj dužini (slika dole).

clipboard02

Drugim riječima, talasi niske energije imaju veće talasne dužine (npr. radio talasi), i obrnuto (gama zračenje, UV zračenje). Talasi većih energija su opasni za čovjeka (npr. gama talasi mogu oštetiti DNK ljudske ćelije zbog visoke energije koju imaju).

Crno tijelo je tijelo koje gotovo potpuno upija (apsorbira) vidljivu svjetlost, to jest kojem je koeficijent apsorpcije za sve valne dužine svjetlosti gotovo jednak broju 1. Apsolutno crno tijelo ili idealno crno tijelo je tijelo koje potpuno apsorbira sve zračenje koje na njega padne. Prema Kirchhoffovu zakonu zračenja, ono je ujedno i najbolji odašiljač zračenja. Budući da idealno crno tijelo upija sve valne dužine bez gubitaka, ono isto emitira sve valne dužine bez gubitaka, ovisno samo o temperaturi tog tijela. Apsolutno crno tijelo vrlo je pogodno za istraživanje zakona zračenja (Kirchhoffov, Stefan-Boltzmannov, Wienov, Planckov zakon).

Planckov zakon (Max Planck, 1858 – 1947) opisuje intenzitet elektromagnetskog zračenja kod cijelog raspona valnih dužina kojeg emitira idealno crno tijelo, ovisno o temperaturi.

Wienov zakon (Wilhelm Wien, 1864–1928) proizlazi iz Planckova zakona i tvrdi da je vrijednost valne dužine zračenja obrnuto proporcionalna sa temperaturom idealnog crnog tijela. Dupliranjem temperature, talasna dužina maksimalne radijacije smanji se upola.

Stefan-Boltzmannov zakon (Jozef Stefan, 1805–1903; Ludwig Boltzmann, 1844 – 1906.) tvrdi da je ukupna količina energije koju idealno crno tijelo zrači, po jedinici površine i u nekoj jedinici vremena, direktno proporcionalna sa četvtom potencijom temperature. To znači da se dupliranjem temperature dobije 16 puta više energije.

Dole je prikazan intenzitet sunčevog zračenja na vrhu atmosfere i na nivou mora.Clipboard01.jpgSunčev spektar pri nivou mora je značajno smanjen (u odnosu na onaj na vrhu atmosfere) zbog apsorpcije atmosfere, najviše zbog vode, kiseonika i ozona (vidi se na slici da ozon značajno spriječava UV zračenje). Iako je pik sunčevog zračenja vidljiv (površinska temperatura Sunca T = 5770K odgovara piku zračenja pri 5500 Å (550 nm)) vidi se dugi “rep” krive udesno koji indicira značajno IC zračenje.

Na mjestima gdje je značajnija apsorpcija zračenja od strane vode (U IC dijelu spektra) nalaze se “prozori” kroz koje je moguće promatrati svemir u IC dijelu spektra, sa Zemlje. Ta područja se zovu J, H i K područja (1.2 μm, 1.6μm i 2.2 μm, respektivno; slika gore).

Vruće zvijezde zrače više u plavom i UV dijelu spektra (zato se na nebu vide kao plave tačke), dok “hladnije” zvijezde zrače u crvenom dijelu spektra (slika dole).clipboard02Samo kroz proučavanje astronomskih objekata na različitih talasnim dužinama, astronomi su u mogućnosti da odrede kako svemir funkcioniše. Npr. teleskopi koji snimaju u području gama zračenja mogu nam pomoći da vidimo energetski najjače procese (aktivne galaksije, ostatke umirućih zvijezda, akrecija materije oko crnih rupa). Teleskopi koji rade u područu vidljive svjetlosti snimaju svjetlost koju proizvode zvijezde i na taj način moguće je dobiti potpuniju sliku o fizikalnim procesima unutar njih. Teleskopi namjenjeni za snimanje većih talasnih dužina koriste se za proučavanje tamnih, hladnih, sakrivenih struktura u svemiru (područja gdje se nalazi prašina, tamni i hladni molekularni oblaci, početna radijacija svemira nakon Big Banga).

“Opservatorije” unutar satelita (“svemirski” teleskopi) omogućavaju snimanje talasa u cijelom spektru:  Compton Gamma-Ray Observatory(GRO), X-ray Multi-Mirror Mission-Newton (XMMNewton), Chandra X-ray Observatory (CXO), Hubble Space Telescope (HST), Spitzer Infra-red Observatory, X-ray–γ -ray NASA satelit Swift, itd.

Tipovi spektra

Nastanak spektra vezan je uz građu atoma. U plinovitom stanju u kakvom se nalaze atmosfere zvijezda, atomi se slobodno kreću i sudaraju pri čemu može doći do promjene unutrašnje energije atoma. Slobodnim je atomima svojstveno da su im unutrašnje energije strogo određene tj. kvantizirane. Najmanju energiju atom ima kada se nalazi u osnovnom stanju. Prilikom isijavanja ili upijanja svjetlosti unutrašnja energija atoma se mijenja. Kada atom prelazi iz višeg E2 u niže energetsko stanje E1 razliku energija stanja E isijava kao zračenje odnosno svjetlost:

E = hn = E2 – E1

Kada, pak, prelazi iz nižeg E1 u više energetsko stanje E2 atom upija zračenje energije:

E = hn = E2 – E1

Svaka vrsta atoma ima specifične spektralne linije zato što svaki atom ima samo njemu svojstvenu ljestvicu energetskih stanja.

Postoje kontinualni i diskretni spektri. Kod kontinualnih, svjetlost je npr. sastavljena od kontinualnog opsega boja (energija). Kod diskretnih, vidimo samo svjetle ili tamne linije na tačno određenim i precizno definisanim bojama (energijama). Diskretni spektar je posljedica fizike atoma. Diskretni spektri sa svijetlim linijama se nazivaju emisioni, a sa tamnim linijama apsorpcioni spektri.

Zvijezde emituju svjetlo pretežno u kontinualnom spektru (ne potpuno). Takođe, ljudi, sijalice, šporeti, vatra emituju zračenje, u kontinualnom spektru, ali na talasnim dužinama koje nisu nama vidljive – infracrveno zračenje. Ako bi imali oči osjetljive na IC zračenje, mogli bi vidjeti zračenje ljudi oko nas.

Ako sunčevu svjetlost propustimo kroz optičku prizmu, razdvojit ćemo je upravo na spektar vidljive svjetlosti. Dobija se kontinualni spektar (slika dole).

clipboard03

Dole je data shema spektrografa na bazi optičke prizme.

clipboard06Nešto slično može se uraditi i za cijeli elektromagnetni spektar koristeći prizme različitih materijala ili upotrebom difrakcijskih rešetki (eng. diffraction gratings). Sprave koje koriste ove elemente nazivaju se spektrometri.

Za razliku od izvora kontinualnog spektra koji može imati bilokoju energiju koju želi (sve što treba uraditi je promjeniti temperaturu), oblaci elektrona koji okružuju jezgro atoma mogu imati samo određene (specifične) energije, određene zakonima kvantne mehanike.

Svaki element periodnog sistema ima svoj set mogućih energetskih nivoa, i te nivoe je moguće precizno identificirati. Atomi teže da budu na najnižem energetskom nivou (eng. ground state). To znači da pobuđen atom na većem energetskom nivou mora negdje „isprazniti“ energiju. To radi tako što emituje elektromagentni talas tačno te energije.

Na dijagramu ispod, pobuđeni atom hidrogena silazi sa 2. energetskog nivoa na 1., pri tome emitujući svjetlosni talas energije jednake razlici energija između nivoa 2 i 1. Ova energija odgovara tačno određenoj boji ili talasnoj dužini talasa – i zato vidimo svjetle linije na tačno toj talasnoj dužini – nastaje emisioni spektar (slika dole).

clipboard04

Male promjene energije u atomu generiraju fotone sa malim energijama i dužim talasnim dužinama, kao što su radio talasi. Slično, velike promjene energije u atomu rezultiraju fotonima velike energije i manjih talasnih dužina (UV, redgensko i gama zračenje).

clipboard05clipboard06

S druge strane, šta će se desiti ako se ovaj proces obrne? Šta će se desiti ako ispalimo ovaj specijalni foton nazad prema atomu koji se nalazi u najnižem energetskom nivou? Atom će tada apsorbovati taj foton specifične energije i postaće „pobuđen“, skakajući na veći energetski nivo. Ako zvijezda sa svojim kontinualnim spektrom zrači prema određenom atomu, talasne dužine koje odgovaraju mogućim energetskim prelazima unutar tog atoma će se apsorbovati i zato ih posmatrač neće vidjeti. Na ovaj način nastaje apsorpcioni spektar sa tamnim linijama (slika dole).

clipboard07

Atom hidrogena na najnižem energetskom nivou je pobuđen od strane fotona tačno određene energije koja je potrebna da ga prebaci na 2. Energetski nivo, pri tome apsorbujući foton. To rezultira nastankom tamne apsorpcione linije.

clipboard08

Npr. ako posmatramo spektar nekog gasa koji se nalazi oko zvijezde (slika dole), pojaviće se upravo apsorpcijski spektar sa tamnim linijama.

clipboard09

Na slici dole je prikazan kontinualni spektar (proizveden od svjetlećeg tijela kao što je zvijezda). Talasna dužina pika intenziteta zavisi od temperature objekta. S druge strane ispod je prikazana slika emisionog spektra koji je proizveo gas niske gustine koji svjetli. Kada se takav razrijeđeni hladni gas nalazi oko vruće zvijezde (donja slika ispod) tada nastaje apsorpcijske linije na kontinualnom spektru.

clipboard10

Na slici dole prikazan je spektar hidrogena i energetski nivoi. Lyman serija nalazi se u UV području, Balmer serija u vizuelnom dijelu spektra, Paschen serija u bliskom IC dijelu, a Bracket serija u daljem IC dijelu spektra.

clipboard03

Identifikacija spektralnih linija provodi se usporedbom spektra zvijezde s laboratorijskim spektrima u kojima su položaji spektralnih linija različitih atoma precizno ustanovljeni. Energetske razine atoma, s kojih se realiziraju prijelazi odnosno spektralne linije imaju složenu strukturu tj. sastoje se od brojnih energetskih podnivoa. Zato prijelazom među dva energetska stanja atoma nastaje multiplet – skupina spektralnih linija bliskih valnih dužina.

Svojstvo spektralnih linija istog multipleta da se istodobno pojavljuju u spektru koristi se pri identifikaciji zvjezdanih spektara. Prilikom identifikacije, naime, nije dovoljno prepoznati samo jednu spektralnu liniju nekog elementa, nego što više linija istog multipleta. No, u spektru zvijezde ne moraju se pojaviti sve linije koje postoje u laboratorijskom spektru. Jedan od razloga je mala jakost svjetlosti zvijezda zbog kojega je spektar zvijezde teško snimiti. Drugi razlog je što pojava spektralne linije i njezina jakost ovisi o cjelokupnom fizičkom stanju izvora svjetlosti, tj. laboratorijski spektar ne može imati jednak odnos jakosti linija kao spektar zvijezde.

Identificirana spektralna linija označava se simbolom hemijskog elementa, stupnjem jonizacije, te brojem multipleta napisanim u zagradi. Pri tome stupanj jonizacije obilježavamo rimskim brojem za jedan većim od stupnja jonizacije: npr. I označava neutralne atome, II jedanput jonizirane, itd. Npr. Fe II (21) je identifikacijska oznaka spektralne linije jedanput joniziranog željeza koja pripada multipletu broj 21. Pri identifikaciji treba uvažiti mogući Dopplerov pomak linija. Spektralne linije istog multipleta imaju isti Dopplerov pomak. Zabranjene linije označavaju tako da se oznaka hemijskog elementa, stupnja jonizacije i multipleta linije piše u uglastim zagradama, npr. [Fe II (21)]

Jedno od čestih pitanja koja sebi postavljamo je zašto vidimo boje na objektima oko nas? Kada se svjetlost apsorbuje ili reflektuje od materijala, ne ponašaju se sve talasne dužine isto. Samo određene talasne dužine svjetlosti se apsorbuju, dok se neke reflektuju. Zbog toga npr. crveni objekat izgleda crven jer su reflektovane „crvene“ talasne dužine.

Zanimljivo pitanje je npr. koja je najčešća boja u svemiru? Kao što znamo, većina maglina koje emituju vlastitu svjetlost su crvene boje. I to ne bilo koja crvena već uvijek ista crvena nijansa koja se pojavljuje na talasnim dužinama od 656,3nm (tzv. H – alfa). Ovo je najučestalija boja u svemiru jer nastaje kada elektron najčešćeg hemijskog elementa – hidrogena postane dovoljno pobuđen da skoči na veći energetski nivo i potom se vrati nazad, pri tome emitujući foton. Najdraži skok elektrona je sa drugog nivoa u najniže energetsko stanje, koje niko ne vidi jer proizvodi nevidljivu UV svjetlost. Drugi najdraži skok elektrona je sa trećeg na drugi nivo, kreirajući pri tome spomenute crvene fotone koji preplavljuju univerzum. Svemirsko crvenilo može se vidjeti na bezbroj astrofotografija. Dakle, omiljena boja svemira je boja ruže iz vašeg dvorišta.

Gledajući prirodu uglavnom pomislimo da svijet biljaka najviše voli zelenu komponentu Sunčeve svjetlosti. Ali lišće, biljke, trava ustvari ne vole nimalo “zeleni dio spektra”. Oni se hrane uglavnom plavim i crvenim dijelom Sunčeve svjetlosti. Trava reflektuje nazad zeleni dio Sunčeve svjetlosti, i upravo to je razlog što travu vidimo kao zelenu. Suprotno intuiciji, jedina stvar koju vidimo kada posmatramo nešto su Sunčeve “neželjene” talasne dužine.

Još jedno interesantno pitanje je zašto vidimo samo uski dio elektromagnetnog spektra (tzv. vidljiva svjetlost), a ne recimo radio talase ili gama zračenje? Toje zato što Sunce ima maksimalni intenzitet zračenja upravo u tom (“vidljivom”) dijelu spektra, i naše oči su evoluirale tako da maksimalno iskoriste sunčevu svjetlost. Neki se pitaju – zašto oči nisu evoluirale tako da možemo gledati i u IC dijelu spektra – što bi nam pomoglo da uveče špijuniramo komšinice na balkonu (i lovimo druge životinje po noći). Pretpostavljam da bi tada oči imale manju rezoluciju, bilo bi više šuma u signalu, i veća energetska potrošnja očiju koje i sada crpe dobar dio ukupnih energetskih resursa čovjeka. Na kraju se sve svodi na evoluciju – da su nam takve oči stvarno trebale, vjerovatno bi ih i imali.

Kako radi klasični spektrometar?

Spektar se može napraviti optičkom prizmom ili difrakcionom rešetkom. Difrakciona rešetka proizvodi spektar linearne disperzije dok optička prizma kompresuje spektar pri „crvenim“ talasnim dužinama.

Na slici dole je još jedna shema mogućeg spektrografa. Na izlazu SCT teleskopa postavljen je kolimator (Barlow sočivo), iza njega prizma sastavljena od tri posebne prizme i CCD kamera sa sočivom.

clipboard11

Kao i kod astrofotografskih snimanja, dužina ekspozicije je ograničena svjetlosnih zagađenjem i airglow-om.

Visoke spektralne rezolucije (npr. 4 Angstrem/pixel) obično zahtjevaju naprednu tehniku koja uključuje prorez na ulazu u spektrograf. Potrebno je takođe dobor praćenje montaže.

Uz upotrebu SCT teleskopa sa 12“ i difrakcione rešetke (npr. Rainbow Optics transmission grating) dobija se rezolucija od 40 Angstrema/pixel, s čim se može snimiti spektar Vege sa ekspozicijom od 1/100s. Za spektar zvijezde 6 magnitude treba ekspozicija od 2s, a za zvijezdu 15 magnitude treba ekspozicija od 1h.

Slijedi shematski prikaz jednog jednostavnog spektrografa sa prorezom i difrakcionom rešetkom (Craig Kulesa, University of Arizona).

Sve počinje sa ulaskom svjetlosti preko teleskopa do spektrometra.U fokusu teleskopa nalazi se prorez spektrometra. Taj prorez je ustvari ono što se snima na detektoru. Na njemu će bit prikazan spektar. Postavljanjem proreza na ulazu spektroskopa pomaže da se smanji efekat svjetlosnog zagađenja kada se snima spektar zvijezda.

U slučaju spektrometra sa slike dole (shematski prikaz), prorez je naget (slika dole) i prekriven srebrom kako bi se dio svjetla koje prolazi kroz teleskop mogao usmjeriti na okular radi lakšeg upravljanja teleskopom.

clipboard12

Svjetlo koje prolazi kroz prorez se dalje reflektuje od kolimatorsko ogledalo koje zrake čini paralelnim (slika dole).

clipboard13

Ti paralelni zraci dalje idu na difrakcionu rešetku (slika dole). Ovaj optički element vrši disperziju (rasipanje) paralelnih zraka svjetlosti na njihove komponente. Svaka različita talasna dužina sa rešetke dolazi pod malo drugačijim uglom. Tako sada imamo sliku proreza na kojem su zrake svjetlosti kao dugine boje.

clipboard14

Ovaj novi snop svjetlosti (slika dole) koji je raspršen na elementarne boje se zatim fokusira (uz pomoć sočiva kamere) na detektor (obično CCD ili CMOS).

clipboard15

Na kraju, imamo shemu kompletnog spektrometra (slika dole).

clipboard16

U spektroskopiji se ne posmatra sva svjetlost od nekog objekta već samo određeni dijelovi talasnih dužina. Nadalje, čak i ta uska traka talasnih dužina se rasipa preko cijelog detektora. To znači da je efektivna sjajnost (površinska sjajnost [mag/arcsec2]) objekta na detektoru mnogo niža nego prilikom fotografskog snimanja tog objekta (svjetlost se prostire na većoj površini). To znači da treba veći teleskop i veće vrijeme ekspozicije da se dobije dobar spektar.

Što više rasipamo svjetlo i što uži prorez imamo, to će biti bolja spektralna rezolucija – mogu se vidjeti suptilniji elementi spektra. Ali postoji cijena za to: dolazeći spektar postaje dosta tamniji i difuzniji. Zato spektroskopija visoke rezolucije zahtjeva velike teleskope i dosta svjetle objekte.

Dakle, uvijek postoji kompromis između rezolucije spektra (detalji vidljivi unutar spektra) i sjajnosti mete. Širenjem svjetla na dugi spektar poboljšava se rezolucija ali uveliko se smanjuje intenzitet signala. Trik je podesiti spektrogafiju tako da se od svakog instrumenta u lancu izvuče maksimum, bez degradacije signala.

Ovakvi spektroskopi su dosta skupi (reda hiljade dolara), pa su razvijene i alternative. Na slici dole je prikazana difrakciona rešetka koja se stavlja između teleskopa i kamere. Ovdje nema proreza, i sistem je dosta jeftiniji (reda 200$). Kod ovog sistema, snimak objekta (što se obično zove spektar nultog reda) nalazi se pored spektra datog objekta (spektar prvog reda). Na ovaj način eliminisana je upotreba referentog spektra (obično se ubacuje svjetlo neke emisione lampe u spektrograf , i ovo je nemoguće uraditi kada spektrograf nema proreza).

clipboard17

Na slici ispod prikazan je upravo snimaj objekta i dobijeni spektar pored njega, koristeći Rainbow Optics difrakcionu rešetku. Softver poslije automatski širi spektar objekta i moguće je anlizirati ga detaljnije.

clipboard18

Na slici dole je prikazan shematski dijagram kako difrakciona rešetka proizvodi sliku nultog reda i spektar prvog reda.

clipboard19

Na slici dole su primjeri kamera koje se mogu koristiti za spektrografiju.

clipboard20

Emisione linije zvijezda je lakše snimiti nego apsorpcione linije kada se koristi spektrograf niske rezolucije.

Dole su dati primjeri različitih spektroskopa danas u upotrebi.

Primjeri spektroskopije u astronomiji

Spektroskopija je moćan alat u astronomiji. Njime se mogu dobiti informacije o svojstvima udaljenih nebeskih objekata, poput temperature, gustine, sastava i fizikalnim procesima u tim tijelima.

Molekularna spektroskopija i komete

Komete se sastojo od materijala iz rane faze formiranja solarnog sistema, na koje nije uticala jaka sunčeva svjetlost. Proučavanjem hemije ovih „prljavih snježnih grudvi“ može nam pomoći da odredimo sastav i prirodu solarnog sistema u njegovom rođenju i možda odrediti kako je život uopšte nastao na Zemlji.

Istraživanje formiranja zvijezda u galaksijama koje su se sudarile

U ranoj prošlosti svemira, kada je nastala i naša galaksija, smatra se da je postojao period intenzivnog formiranja zvijezda. Možemo dobiti predstavu o tome posmatranjem galaksija koje se trenutno nalaze u toj fazi. Te tzv. “starburst” galaksije se proučavaju na IC i radio dijelovima elektromagnetnog spektra, jer galaksije u kojima se formiraju zvijezde sadrže toliko prašine i gasa da vidljiva svjetlost ne može prodrijeti do centara gdje se odvija formiranje zvijezda. Na slici dole dat je IC spektar (talasne dužine 2.0 – 2.5 mikrona (10-6m)) dvije takve galaksije.

Karakteristične linije na spektru (slika dole) su nastale od molekularnog hidrogena H2, materije od koje se sastoje zvijezde. Ove emisione linije molekularnog hidrogena govore nam da je molekularni gas veoma vruć. U gornjoj galaksiji, gas je pobuđen udarnim talasom. U donja galaksiji na slici, molekularni hidrogen je pobuđen UV zračenjem sa nedavno formirane mlade, vruće zvijezde.

clipboard21

Otkrivanje misterija kvazara

Jedan od najzanimljivijih aspekata spektroskopije je procjena brzine objekata koji se kreću prema ili od nas. Ovo kretanje se manifestuje kao doplerov efekat spektralnih linija. Objekat koji nam se približava ima pomak prema „plavim“ talasnim dužinama, a oni koji se udaljuju prema crvenim.

Udaljenost kvazara određena je tek 1960-tih godina, kada je utvrđeno da su spektralne linije značajno pomjerene prema crvenom dijelu spektra, što nije bilo uobičajeno dotad.

Ovaj „crveni pomak“ nastaje zbog udaljavanja kvazara od nas. U trenutno važećem „Big Bang“ modelu kozmologije (što brže ide od nas, to je udaljeniji objekat), ovo brzo kretanje impicira da su kvazari najudaljeniji objekti koje poznajemo. Ispod je dat tipičan spektar kvazara. Skala talasnih dužina je reskalirana na „odgovarajuće“ talasne dužine spektralnih linija. Najupečatljivija stvar na ovom dijagramu je široka emisiona linija na 1216 Angstrema (121,6 nm) zbog tranzicije atoam hidrogena sa prvog energetskog nivoa na najniži energetski nivo (ground state). Iako 121,6 nm leži duboko u UV dijelu spektra (atmosfera Zemlje ne dozvoljava prolazak ovih talasa), mnogi kvazari se udaljavaju tako brzo od nas da je ova emisiona linija pomjerena (eng redshift) prema vidljivom dijelu sppektra spectrum (4000-7000 Angstrema).

clipboard22

Na slici dole je prikazan spektar kvazara 3C 273 (mag 13, u pravcu sazviježđa Djevica). Vidi se pomak prema crvenom dijelu spektra jer kvazar se udaljava od nas brzinom od 44000km/s. Kao referentni spektar uzet je spektar zvijezde Beta Leonis.

clipboard23

Planetarne magline

Na slici dole prikazana je maglina M57, sa grubom predstavom spektrometarskog proreza pored nje. Slika je nastala sa ekspozicijom od 3min upotrebom CCD kamerom i 10“ SCT teleskopa. Prorez je dug oko 8 lučnih minuta (‘) i širok 1 lučna sekunda (″).

clipboard24

Kombinacijom više ekspozicija i upotrebom dark frejma, dobija se slika ispod. Na slici je na x osi talasna dužina. Centralne linije na spektru odgovaraju maglini M57, a desni pikovi odgovaraju spektru kalibracione lampe (Hg+He).

clipboard25

Korištenjem poznatih talasnih dužina kalibracionih lampi, može se koristiti program (npr. IRAF na slici dole) za dobivanej upotrebljivog spektra. Slika dole prikazuje spektar gdje je intenzitet predstavljen na y osi, a talasna dužina na x osi.

clipboard26

Emisiona linija na 4861 Angstrema dolazi od vrućeg, pobuđenog atoma hidrogena. Ovi pobuđeni atomi hidrogena u gasovitom omotaču magline M57, počevši sa 4. energetskog nivoa, mogu da dođu do 2. nivoa, davajući pri tome energiju dovoljnu za stvaranje novih fotona (slika dole).

clipboard27

Najsjajnije dvije linije na 4959 i 5007 Angstrema (slika gore) dolaze od dva puta jonizovanog kiseonika (označenog često kao O++ ili O III u spektroskopskim analizama). To znači da su dva od 8 elektrona oduzeta kiseoniku. To je pokazatelj da su uslovi u ovoj maglini „surovi“. Čakštaviše, ove linije mogu biti pobuđene samo da emituju svjetlo pri temperaturama od nekoliko hiljada stepeni K i dosta malim gustinama (1-100 atoma/cm3). Ovdje nema kontinualnog spektra – to ukazuje na važnu činjenicu da su planetarne magline ustvari vrući, razrijeđeni gas.

Ovaj spektar (slika gore) pokazuje zašto se mogu koristiti filteri za smanjivanje svjetlosnog zagađenja (Lumicon, Orion i sl) kako bi se dobio odličan kontrast kod refelskione/emisione magline. Naime, ovi filteri puštaju svjetlose talase koji leže na talasnim dužinama koje pokrivaju tri linije spomenute gore, ali blokiraju svjetlo svih drugih talasnih dužina. Za magline, to je odlično jer oni emituju vidljivu svjetlost samo na ovom opsegu talasnihdužina. Takos e može ukloniti airglow i svjetlosno zagađenje, bez smanjenja sjajnosti magline koju snimamo.

Spektroskopija zvijezda

Snimak sa Siriusa  od 0,5s ekspozicije centriran je blizu 4000 Angstrema (plavio dio spektra, blizu UV talasa) i jasno pokazuje seriju dubokih apsorpcijskih linija. Ove linije su tu zbog atoma hidrogena.

clipboard28

U hladnijem dijelu vanjske „atmosfere“ oko Siriusa, pobuđeni atomi hidrogena na 2. energetskom nivou se sudaraju sa fotonima (svj. talasi) tačno određene energije da ih pošalje na više energetsko stanje. Na ovoj slici, tamna apsorpcijska linija upravo nastaje zbog tranzicije atoma na viši energetski nivo. Treba primjetiti da tranzicije veće energije na lijevoj strani rezultiraju „visoko-energetskim“ apsorpcijskim linijama u UV području. Ova serija linija koja počinje tranzicijom atoma od 2 energetskog nivoa naziva se Balmerova serija (po otkrivaču Johannu Balmeru).

Zvijezde se klasificiraju prema njihovim temperaturama koje se mogu odrediti na osnovu spektara zvijezda. Najvruće zvijezde nazvane su O zvijezde, potom idu B zvijezde, pa A, F, G, K i na kraju M tip. Sirius je relativno vruća zvijezda A tipa, sa temperaturom od oko 10 000 K. Takve zvijezde imaju najjače izražene hidrogenske linije zbog visoke temperature – hladnije zvijezde ne mogu pobuditi atome hidrogena tako efektivno.

Molekule u „hladnim“ zvijezdama

Sa druge strane temperaturne skale je Delta Virgo, hladni M3-tip divovske zvijezde sa temperaturom od oko 3500 K koja se vidi pri 6000 Angstrema (u crvenom dijelu spektra). Treba primjetiti svjetli kontinuum na krajnjoj lijevoj strani koji iznenada potamni u seriju traka (slika dole). Ove trake ne izgledaju kao oštre apsorpcijske linije atoma hidrogena. Ustvari ove trake su nastale zbog molekula koje se nalaze u atmosferi ovih „hladnih“ zvijezda. Ova specifična molekula na spektru na slici dole je titanijum oksid (TiO). Molekule imaju veliki broj linija jer one ne samo da imaju energetske nivoe kao atomi već takođe imaju eneregtske podnivoe zbog rotacije i vibracije molekula. Pri skromnijoj rezoluciji spektrometra, ove stotine linija su spojene u apsorpcijske trake kao što je priazano na slici dole.

clipboard29

Zvijezde kao naše Sunce

Negdje između vrućih zvijezda A tipa i hladnih zvijezda M tipa su zvijezde kao što je naše Sunce, sa temperaturom od oko 5500 K. Na slici dole je spektar Beta-Bootes, G8 divovska zvijezda (otprilike kakvo će biti naše Sunce kada počne umirati za nekih 5 milijardi godina). Prvi spektar je pri 5500 Angstrema (žuto svjetlo), baš kao i spektar M zvijezde iznad. Treba primjetiti da se ovdje ne formiraju molekule (pretoplo je za molekule da se formiraju bez da se brzo unište), ali tu ima opet dosta nekih linija. Većina ovih linija su zbog teških elemenata, kao što je ugljik (u nekoliko jonizacijskih faza), željezo, kiseonik, magnezijum, kalcijum, itd.

clipboard30

Na slici dole je spektar iste zvijezde, ali sada snimljen pri 4000 Angstrema (duboko plavo-ljubičasto svjetlo). Duboke apsorpcijske linije na lijevoj strani su zbog jona kalcijuma II (razlika između ovog i normalnog, neutralnog kalcijuma je što je u ovom slučaju oduzet jedan elektron atomu kalcijuma).. Treba primjetiti i da su linije hidrogena dosta slabe ovdje, za razliku npr. od Siriusa (vruća zvijezda A tipa).

clipboard33

Mnoge zanimljive mete za spektroskopiju mogu se pronaći u Sky Catalogue 2000.0 i sličnim katalozima gdje se date i spektralne klasifikacije objekata.

Spektar Beta Lyrae  (slika ispod) pokazuje karakteristične emisione linije zbog vrućeg gasa helijuma i hidrogena koji okružuju ovu neobičnu binarnu zvijezdu.

clipboard34

Wolf-Rayet zvijezde pokazuju varijaciju u njihovom emisionom spektru u kratkim vremenskim intervalima. Ove zvijezdesu veoma vruće (i do 100 000 K) i imaju vlastitu WR spektralnu klasifikaciju. Neke pokazuju spektakularne emisione linije zbog jonizovanih elemenata kao što su ugljik i nitrogen.

Eksplozija Novih ili Supernovih je odlična za amatersku spketroskopiju (ovdje je dat vodič za spektre supernovih). Zvijezda T Coronae Borealis je npr. ponavljajuća Nova koja je 1946. promjenila magnitudu sa 10 na 3.

Crveni patuljci su takođe zahvalni za spektroskopiju, npr. UV Ceti ili Wolf 359 u Lavu, koji pokazuju nepredvidljiva povećanja magnituda, što se očitujem pojačavanjem emisionih linija i spektru.

Primjeri spektroskopskih projekata sa difrakcionom rešetkom Star Analyser 100  i upotrebom softvera Rspec

clipboard35The Star Analyser SA-100

Star Analyser 100 je difrakcina rešetka sa udubljenjima koja su udaljena 100 linija/mm. Rešetke se može staviti na 1,25“ nastavke ispred kamere i sa obadvije strane je zaštićena antirefletivnim premazom.

Ispod je prikazan spektar Vege sa Star Analyser 100, 8″ SCT i $50 web kamerom. Lokacija snimanja je 6km od centra velikog grada. Crvena linija je graf intenziteta spektra zvijezde. Plava kalibracijska linija pokazuje gdje očekujemo da se pojave udubljenja na krivoj uslijed hidrogena koji apsorbuje svjetlo. Crvena kriva na slici dole ima udubljenja tačno tamo gdje plave linije predviđaju.

clipboard36

Osim upotrebe teleskopa, može se koristiti i obični objektiv za dslr sa nastavkom (slika dole).

clipboard37

Karakterizacija tipa zvijezda

Može se koristiti mali teleskop prečnika 4“ i dslr da se snimi kolekcija OBAFGKM spektara.  Kada se međusobno uporede, mogu se vidjeti razlike u apsorpcijskim linijama (slika dole).

clipboard39

Različiti tipovi zvijezda (OBAFGKM) se vide u ovim spektrima (8“ SCT i CCD kamera sa Star Analyser rešetkom)

Od vrha prema dole (na slici gore), spektri su prikazani prema temperaturi. Primjetiti da hladnije zvijezde pri dnu imaju široke apsorpcijske trake na crvenom dijelu spketra. To je apsorpcija zbog kompleksnih molekula koje postoje jer su temperature niže. Takođe, primjetiti hidrogen beta (Balmer) liniju na 4861 Angstrema za A tip zvijezde. Ova specifična talasna dužina pri kojoj se odvija tranzicija atoma hidrogena sa jednog na drugi energetski nivo nije karakteristična kod vrućih ili hladnijih zvijezda.

Takođe, mogu se odrediti temperature zvijezda poredeći njihov spektar sa onim iz referentne biblioteke u softveru Rspec.

clipboard40 Interfejs softvera Rspec

Detekcija emisionih linija u emisionim maglinama

Emisiona maglina je okružena gasovitim omotačem koji je pobuđen (kao fluorescentno svjetlo). Na slici ispod je spektar Saturn magline koji jasno pokazuje emisione linije. Orion maglina (M42) ima sličan spektar.

clipboard42

Emisione linije udaljene magline

Detekcija spektra zvijezde super diva

Super div P-Cygni pokazuej karakteristične emisione linije an slici ispod. Primjetiti kako se razlikuju od Saturn magline iznad.

clipboard43 Emisione linije zvijezde super diva

Proučavanje temperature i strukture zvijezda

Albireo dvojna (slika dole) je predivni plavo-žuti zvjezdani sistem koji mnogi od nas prepoznaju na nebu. Slika dole pokazuje spektar te dvije zvijezde. Vidi se da je spektar Albireo B zvijezde koja ima veću temperaturu pomaknut prema plavom dijelu spektra. A spektar žute zvijezde je pomaknut prema crvenom dijelu spektra sa pikom upravo u žutom dijelu spektra.

Clipboard44.jpg„Hladna“ i „vruća“ Albireo zvijezda

Detekcija metana u atmosferi neptuna i Urana

Slika dole pokazuje apsorpciju Neptunove atmosfere (8“ SCT teleskop).

clipboard45Neptunova atmosfera je vidljiva kao duboka udubljenja na spektru

Detekcija crvenog pomaka kvazara udaljenog 2 milijarde svjetlosnih godina

Dole je prikazan spektar kvazara 3C 273 koji prikazuje cveni pomak zbog širenja svemira. Mnogi amateri hvataju ovaj spektar kvazara na 8“ teleskopima sa ekspozicijama manjim od 15 minuta.

clipboard46Kozmološki crveni pomak kvazara

Proučavanje Wolf-Rayet zvijezda

Spektar ispod je fascinantan pogled ba Wolf-Rayet zvijezdu, koristeći canon 350D, 85mm objektiv, 30 sec ekspoziciju, Star Analyser 100  i AstroTrac montažu.

Wolf-Rayet zvijezde su evoluirane masivne zvijezde (izvorno preko 20 sunčevih masa) koje naglo gube svoju masu putem vrlo snažnog zvjezdanog vjetra kome brzina prelazi dvije hiljade km/s. Dok na primjer Sunce gubi približno 10−14 sunčevih masa svake godine, Wolf-Rayet zvijezde gube 10−5 sunčevih masa godišnje. Wolf-Rayetove zvijezde su veoma vrele. Površinske temperature su im od 25000 do 50000 K.

Karakteristične emisione linije su nastale u gustom sloju vjetra koji obavija veomu vruću fotosferu ovih zvijezda. To proizvodi UV zračenje koje uzrokuje fluorescenciju u regionu vjetra. Spektralne linije otkrivaju CNO produkte bogate nitogrenom, i sloj bogat ugljikom. Većina ovih zvijezda na kraju vjerovatno postane Supernova tipa Ib ili Ic.

clipboard47Emisione linije ugljika blizu jezgre Wolf Rayet zvijezde

Solarna spektroskopija

Donji spektar, procesiran u Rspec programu, pokazuje Fraunhoferove linije Sunca.

clipboard48Fraunhoferove linije Sunca

Fraunhoferove linije su spektralne linije, nazvane prema njemačkom fizičaru Joseph von Fraunhoferu, koje se vide kao tamne apsorpcione linije u vidljivom Sunčevom spektru.

Godine 1802. su prvi put primjećene tamne linije u vidljivom Sunčevom spektru i 1814. Fraunhofer je počeo sistematski ih studirati i mjeriti valne dužine. Na kraju je uspio označiti 570 linija, označivši ih sa slovima od A do K, a neke slabije linije sa malim slovima. Današnja promatranja otkrivaju nekoliko hiljada linija u Sunčevom spektru.

Oko 45 godina kasnije, Kirchhoff i Bunsen su primijetili da se neke Fraunhoferove linije podudaraju sa svojstvenim emisionim linijama nekih elemenata. Zaključili su da tamne linije u Sunčevom spektru nastaju apsorpcijom ili upijanjem hemijskih elemenata u Sunčevoj atmosferi. Neke linije nastaju, kao na primjer linije kisikovih molekula, u Zemljinoj atmosferi.

clipboard49Sunčev spektar sa Fraunhoferovim linijama

clipboard50Spektar plavog neba, u blizini horizonta, oko 3 do 4 sata poslijepodne, na čistom nebu

Spektar kometa

Na slici dole je spektar komete ISON. Snimak je napravljen sa 80mm refraktorom, Star Analyser sistemom i dslr aparatom. Jasno se vidi zeleni sjaj od usijanog ugljika (tzv. Swanove trake, prema škotskom fizičaru William Swan).

clipboard51

Spektar komete od leda

Dole je dat spektar kometa sa spektrografom sa prorezom. Primjetiti veliki broj kompleksnih molekula. Smatra se da su ove kompleksne molekule dale sirov materijal koji je osnova života na Zemlji.

clipboard52Spektar komete pokazuje sastav komete

Supernove

Dole je dat spektar supernove SN 2011fe u galaksiji M101. Apsorpcijske linije označene kao Silicon II su indikator da je ovo Tip Ia Sueprnove (tip supernove koji se pojavljuje u binarnim sistemima (dvije zvijezde koje se kreću oko baricentra), gdje je jedna od zvijezda bijeli patuljak). Korišten je 9“ SCT, sa 25 snimaka ekspozicije od 30 sekundi. Tamno nebo nije neophodno – spektroskopija je manje zavisna od tamnog neba nego astrofotografija.

clipboard53Spektar Supernove pokazuje karakteristike Supernove Tipa I1

Na slici dole prikazana je brzina širenja obvojnice Supernove.

clipboard54

Dakle, amaterski astronom u stanju je odrediti Doplerov efekat kod Supernove.

Promjene u Supernovim tokom nekoliko sedmica

Dole su dati snimici spektra nedavne Supernove tokom dana i sedmica nakon događaja. Korišten je 4“ refraktor!

clipboard55

Spektar Novih

Na slici dole dat je spektar Nove Del 2013. Korištena je oprema: 90 mm Williams Optics APO, Imaging Source astro kamera. Hidrogenske emisione linije su veoma jasne i tipične za ovaj tipe Nove.

clipboard56Emisione linije Nove

Karbonske zvijezde

Dole je dat spektar koji pokazuje C2 Swan-ove trake na nekoliko karbonskih zvijezda. Primjetiti kako je signal jači na desnoj, crvenoj strani spektra. Korišten je 8″ teleskop, Star Analyser i astro kamera.

clipboard57Spektar karbonske zvijezde

Reference i korisni linkovi:

Anil K. Pradhan, Sultana N. Nahar: Atomic Astrophysics and Spectroscopy, Department of Astronomy, The Ohio State University, Cambridge University Press, 2011.

Thomas Eversberg, Klaus Vollmann: Spectroscopic Instrumentation – Fundamentals and Guidelines for Astronomers, SPRINGER-PRAXIS BOOKS IN SPACE EXPLORATION, Schnörringen Telescope Science Institute, WaldbrRol, Germany, 2015.

Rajka Jurdana Šepić: SPEKTROSKOPIJA ZVIJEZDA, priređeni tekst, E-škola astronomije.

M. Fonović, SVEMIR, Fonović naklada, 2009.

https://store.fieldtestedsystems.com/collections/astronomical-spectroscopy

http://www.rspec-astro.com/more-videos/ http://www.stargazing.net/david/spectroscopy/links.html

http://www.skyandtelescope.com/get-involved/pro-am-collaboration/the-revival-of-amateur-spectroscopy/

http://www.rspec-astro.com/star-analyser/

http://www.eznanost.com/zanimljivosti/spektroskopija-kako-svjetlost-odaje-tajne-svemira/

http://loke.as.arizona.edu/~ckulesa/camp/spectroscopy_examples.html

Advertisements

Leave a Reply

Fill in your details below or click an icon to log in:

WordPress.com Logo

You are commenting using your WordPress.com account. Log Out / Change )

Twitter picture

You are commenting using your Twitter account. Log Out / Change )

Facebook photo

You are commenting using your Facebook account. Log Out / Change )

Google+ photo

You are commenting using your Google+ account. Log Out / Change )

Connecting to %s