Spektroskopia astronomiczna

Spektroskopia astronomiczna – dział astrofizyki, który używa metod spektroskopii do badania ciał niebieskich. Spektroskopia astronomiczna jest obecnie głównym narzędziem badawczym astronomii.

Fotometria astronomiczna to badanie natężenia, czyli jasności promieniowania określonej długości fali elektromagnetycznej, zaś spektroskopia bada rozmieszczenie i szerokość linii widmowych. Na podstawie widma wnioskuje się o właściwościach ośrodka, w którym powstała fala, lub przez który została pochłonięta. Porównując wyniki badań widm ciał niebieskich z liniami uzyskiwanymi dla pierwiastków i związków chemicznych w laboratorium można wnioskować np. o składzie chemicznym gwiazd. Rozkład widmowy światła zależy także od temperatury, opisuje to model ciała doskonale czarnego. Dzięki temu można wyznaczyć temperaturę powierzchniową gwiazd. Badając przesunięcie charakterystycznych linii w widmie zgodnie z efektem Dopplera, uzyskuje się informacje o prędkości przybliżania albo oddalania się gwiazdy. W opisie układów podwójnych i wielokrotnych można na podstawie wielkości amplitud zmian prędkości gwiazd układu wnioskować o ich masie.

Historia spektroskopii astronomicznej

Najważniejsze spośród zaobserwowanych przez Fraunhofera linii widmowych
(pośród nich słynny dublet sodowy)
Oznaczenie
Fraunhofera
Długość fali
(nm)
Chemiczne
pochodzenie linii
Szerokość
równoważna (pm)
A
759,370
atmosferyczny O2
B
686,719
atmosferyczny O2
C
656,281
wodór alfa (Hα)
402,0
D1
589,592
obojętny sód (Na I)
56,4
D2
588,995
obojętny sód (Na I)
75,2
E
527,039
obojętne żelazo (Fe I)
F
486,134
wodór beta (Hβ)
368,0
G
431,42
CH molekuła
H
396,847
zjonizowany wapń (Ca II)
1546,7
K
393,368
zjonizowany wapń (Ca II)
2025,3
L
382,044
żelazo
N
358,121
żelazo
P
336,112
zjonizowany tytan
T
302,108
żelazo

Początków spektroskopii jako gałęzi naukowej można szukać w badaniach Newtona, który w 1666 roku rozszczepił światło przy pomocy pryzmatu i uzyskał obraz widmowy światła słonecznego. O swoim odkryciu i obserwacjach napisał w książce z 1704 r. pt. Optics, gdzie wyjaśnia naturę koloru, oraz zależność od niego współczynnika załamania światła. Na początku XVIII w. także inni uczeni (Kartezjusz, R. Hooke, W. Herschel) przeprowadzili ten eksperyment. Dla lepszego przestudiowania zjawiska W. Wollaston zastosował w swoim eksperymencie zamiast pryzmatu szczelinę i jako pierwszy odkrył linie absorpcyjne Słońca, zaobserwował 7 ciemnych linii, wśród nich dublet sodowy, nie przypisał jednak im żadnego znaczenia. Uczynił to natomiast niemiecki optyk, Joseph von Fraunhofer, który – dołączając do lunety dyspersyjny element optyczny – znalazł w widmie słonecznym około 600 takich linii (dziś nazywanych od jego nazwiska liniami Fraunhofera); wyznaczył dokładną pozycję 350 z nich, obliczając współczynnik załamania światła o odpowiadającej ich pozycji barwie. W ten sposób w 1814 roku narodziła się spektroskopia astronomiczna.

Współcześnie z odkryciem Fraunhofera, w 1823, William Fox Talbot i John Herschel badali związek między składem spalanej substancji a kolorem płomienia, wykazując, że na tej podstawie można przeprowadzić analizę chemiczną. Sir David Brewster w 1832 r. odkrył, że linie Fraunhofera można wytworzyć także w warunkach ziemskich. W widmie światła słonecznego przepuszczonego przez opary kwasu azotowego, naliczył ok. 2000 linii. Zaobserwował także, iż liczba linii rośnie, gdy zwiększa się grubość warstwy gazu, jej gęstość lub temperatura. Na podstawie tego doświadczenia Brewster wnioskował, że atmosfera ziemska absorbuje światło o pewnych kolorach z białego światła słonecznego – w ich miejscu obserwujemy linie Fraunhofera. W 1849 roku Foucault badając widma rozmaitego pochodzenia doszedł do zasadniczego przekonania: absorpcyjna lub emisyjna postać spektrum zależy od tego, czy światło dociera do obserwatora bezpośrednio ze źródła, czy opuszczając źródło przechodzi przez jakąś materię.

Widmo emisyjne atomów żelaza
Widmo emisyjne wodoru w świetle widzialnym, czerwona-Hα, niebieska-Hβ
Widmo emisyjne azotu. Linie emisyjne na tle widma ciągłego.

W 1859 r. Kirchhoff, wykorzystując wyniki Foucaulta i Bunsena ustanowił 3 podstawowe prawa klasycznej analizy spektralnej:

  1. Rozgrzane do wysokiej temperatury ciała stałe, ciecze, a także gazy pod wysokim ciśnieniem emitują promieniowanie o ciągłym, pozbawionym linii widmowych spektrum, zwanym kontinuum.
  2. W widmie gazów w wysokiej temperaturze i przy niewielkim ciśnieniu, ukazują się oddzielne linie. Każda z nich należy do konkretnej serii linii widmowych konkretnego pierwiastka; widmo świecącego gazu zdradza jego skład chemiczny.
  3. Gdy światło o widmie ciągłym przebiega przez chłodniejszy gaz, wtedy na tle kontinuum obserwujemy ciemne linie w miejscach, gdzie obserwowalibyśmy linie emisyjne, gdyby to ten gaz świecił. Mówiąc inaczej: promieniowanie pochłaniane przez określony pierwiastek chemiczny ma takie same długości fali, jakie miałoby promieniowanie przez niego emitowane.
Inne języki