„Emberi kéz érintése nélkül, csupán a fény elemzésével lehetővé vált a távoli, égi objektumok kémiai felépítésének vizsgálata, elemzése.
1 895 – ben megszületett a modern asztrofizika.”
SPEKTROSZKÓPIA I.
Herschel, Draper és a kezdeti spektrumfotózás
Bunsen és Kirchhoff felfedezéseivel a következő történelmi áttörés a spektroszkópia terén a fényképezés bevonása volt.
Sir John Frederick William Herschel (Slough, 1792. március 7 – London, 1871. május 11) csillagász, vegyész, matematikus és a modern fotográfia úttörője kezdett elsőként kísérletezni többek közt a napfény spektrumának megörökítésével. Ő elsősorban a fény és az anyag kölcsönhatását vizsgálta.
A megoldás a kémiában leledzett: Herschel ezüst – kloriddal vagy ezüst sókkal kezelt papírra vetítette közvetlenül a prizmán átengedett napfényt.
Így 1839 – ben elkészült az első fotó a Nap spektrumáról.
Ha a vezetéknév egyébként ismerős, nem véletlen: édesapja William Herschel csillagász, az Uránusz felfedezője, csillagködök kategorizálója.
A fotográfia területén egyébként Sir John Herschel nevéhez fűződik például a kép fixálásának felfedezése (fixír), cianotípia (kékképeljárás, amit sokáig a tervrajzok sokszorosítására használtak), a floureszcencia felfedezése (az ultraibolya fényt láthatóvá tette kinin oldattal).
Az első, rendkívül részletes, teljes fotót a Nap spektrumáról Henry Draper (USA, 1837. március 7 – USA, 1882. november 20) amerikai orvos, amatőr csillagász és mai értelemben vett asztrofotós készítette 1872 decemberében. A legelső ilyen részletes spektrum fotót egyébként a Vega csillagról készítette, de arról csupán a leírása maradt fent, maga a kép nem.
Doppler és effektusa
Az újabb nagy áttörés Christian Andreas Doppler (Ausztria, 1803. november 29 – Olaszország, 1853. március 17) osztrák matematikus és fizikushoz fűződik. A később róla elnevezett és jó darabig vitatott jelenséget már 1842 – ben publikálta egy csillagászati értekezésében. Külön érdekesség, hogy ő maga sosem végzett megfigyeléseket. A már az 1940 – es években, csillagászok által megfigyelt kettős csillagok eltérő fényei keltette fel a figyelmét. A csillagászok felfedezték, hogy a kettős csillagok tagjai különböző színűek: az egyik élénk vörös, a másik ragyogó kék. Doppler erre keresett magyarázatot.
Azt feltételezte, hogy minden csillag fehér fényt bocsájt ki, csupán a mozgásuk okozza a színbeli eltérést: amelyik csillag éppen távolodik tőlünk, annak fényhullámai megnyúlnak (vörös eltolódás), ezért látjuk vörösnek őket, és amelyik csillag felénk kering a pályáján, annak fényhullámai pedig összenyomódnak (kék eltolódás), ezért látjuk kéknek őket.
Az elmélet hibás volt, ugyanis a csillagok eltérő felszíni hőmérsékletük miatt más színűek.
A fizikai elv mégis helyesnek bizonyult.
A kor akkori technológiájával azonban a fény sebességét még nem tudták mérni. Doppler azonban rájött, hogy a hullámok természetéből fakadóan ami igaz lehet a hanghullámokra, annak a fényhullámokra is igaznak kell lennie.
1945 – ben Christophorus Buys Ballot (Hollandia, 1817. október 10 – Hollandia, 1890. február 3) vegyész és meteorológussal kibéreltek egy gőzmozdonyt és egy nyitott vasúti kocsit, melyen aztán trombitások foglaltak helyet, akiknek az volt a feladatuk, hogy utazás közben egyetlen, tiszta, meghatározott zenei hangot játszanak. A vasúti vágányok mellé pedig egy másik csapat, kifinomult hallású zenészt állítottak azzal a feladattal, hogy jegyezzék le a trombiták hangmagasságát és annak változásait. Ezután a két csapat cserélt, és így is elvégezték a kísérletet. A hatás mind a két esetben ugyanaz volt: amikor a vonat közeledett, a trombiták hangját magasabbnak hallották, amikor pedig távolodott akkor pedig mélyebbnek.
A kísérlet igazolta Doppler elméletét.
A Doppler – effektus röviden: az a fizikai jelenség, amikor a hullámok (pl.: a hang vagy a fény) frekvenciája vagy hullámhossza megváltozik attól függően, hogy a hullám forrása és a megfigyelő mozog – e egymáshoz képest.
Huggins, a csillagászati megfigyelés forradalmára
Sir William Huggins (Anglia, 1824. február 7. – Anglia, 1910. május 12.) angol csillagász volt az első, aki összekötötte a távcsöves égbolt megfigyelését a spektroszkópiával, és a Doppler – effektus elvét alkalmazva határozta meg egy csillag sebességét.
A londoni magánobszervatóriumában elemezte a távcsővel összekötött spektroszkóp segítségével például az Aldebarant, és a Betelgueset spektrumát, ami által bizonyítást nyert, hogy a csillagok (nem csupán a Napunk) ugyanazon kémiai elemekből állnak (pl: nátrium, vas, hidrogén), mint a Föld, tehát az univerzum fizikai és kémiai szempontból egységes.
Ebben az időben még vita tárgyát képezte, hogy az égbolton látható foltok, ködök galaxisok – e vagy izzó gázhalmazok. 1864 – ben a Macskaszem – köd (NGC 6543) spektrumát vizsgálva Huggins csupán néhány emissziós vonalat látott, nem folytonos szivárványt. Ezzel bebizonyosodott, hogy ez az adott égi objektum nem csillagok milliárdjaiból álló galaxis, hanem tiszta, gázból álló felhő. Lehetővé vált a spektroszkópia által a galaxisok és a csillagködök felismerése, azonosítása.
1868 – ban a Sirius A (Alfa Canis Maioris) csillag spektrumát elemezve vette észre, hogy a hidrogén vonalai a spektrumon kissé eltolódnak a vörös tartomány felé. Ebből kiszámította, hogy a Sirius A meghatározott sebességgel távolodik tőlünk.
Zeeman – effektus
A XIX. század végén a fizikusok vizsgálódásának fő tárgya a fény és az elektromágnesesség kapcsolata volt. James Clerk Maxwell (Skócia, 1831. június 13 – Anglia, 1879. november 5) skót matematikus és fizikus azt gondolta, hogy a fény maga elektromos hullám. Hendrik Antoon Lorentz (Hollandia, 1853. július 18 – Hollandia, 1928. február 4) holland fizikus és matematikus elmélete pedig az volt, hogy a fényforrások belsejében elektromos töltésekkel rendelkező részecskék rezgése hozza létre magát a fényt. Lorentz mentoráltjában, Peter Zeeman ( Hollandia, 1865. május 25 – Hollandia, 1943. október 9) holland fizikusban pedig felmerült a kérdés: ha a fényt valóban rezgő, töltött részecskék bocsájtják ki, mi történik akkor, ha a fényforrás erős mágneses mezőbe kerül?
Egy mágneses mező hat a mozgó testekre (Lorentz – erő). Zeeman arra számított, hogy a mágneses mező megváltoztatja vagy torzítja a belső rezgő részecskék mozgását, ami meg is látszik majd a kibocsájtott fényen.
Lorentz és Zeeman 1896 – os kísérlete során a Bunsen – égő lángját konyhasóval festették, majd nagy és erős elektromágnes sarkai közé helyezték az égőt. A lángból érkező fényt spektroszkóppal vizsgálták. A nátrium jellegzetes, erős két sárga vonalai (a D – vonalak, amik a Nap spektrumán feketék) kiszélesedtek, majd több apró vonalra szakadtak szét. A mágnes kikapcsolásával alapállapotba rendeződtek.
Ez volt az első közvetlen, kísérleti bizonyíték arra, hogy az atomon belül, elektromosan töltött részecskék, elektronok mozognak.
A spektrumvonalak elmozdulásának mértékéből pedig Lorentz és Zeeman pontosan ki tudta számolni a részecskék töltés/tömeg arányát is.
Zeeman egyébként vizsgálta laboratóriumi körülmények között a Doppler – jelenséget is, például a fény terjedését mérte mozgó közegekben áramló vízben és mozgó szilárd üvegrudakban többek közt.
Napfoltok, Hale és a Napfizika
A napfoltokról a legrégebbi feljegyzés i.e. II. századi. A teleszkópos megfigyelésük pedig egyidős a teleszkópok megjelenésével, ami a XVII. század elején történt.
George Ellery Hale (USA, 1868. június 29 – USA, 1938. február 21) amerikai asztrofizikus már gyerekkorától kezdve vizsgálta a Napot: magánobszervatóriumot épített apja segítségével, és kezdett kísérletezni a spektroheliográffal, amely első legmegfelelőbb verzióját végül 1891 – ben talált fel. Ez egy olyan eszköz, amellyel egyetlen hullámhosszú (monokromatikus) fényben lehet fényképezni a Napot. Ezen eszköz segítségével vált egyébként először láthatóvá a naplégkör finom, kavargó szerkezete napfogyatkozás nélkül is. Hale 1906 – ban spektroszkópiai mérésekkel bizonyította, hogy a napfoltok hidegebbek, mint a környező napfelszín.
Figyelmét felkeltette Lorentz és Zeeman kísérlete, melyből arra a következtetésre jutott, hogy ha a mágneses mező egy laboratóriumban is szétválasztja a spektrumvonalakat, a napfoltok fényét vizsgálva is a vonalak hasadását kell látnunk, amennyiben a Nap felszínén erős mágneses mező van. Mivel a talaj menti meleg levegő vibrálása jelentősen rontotta a képet az addig ismert teleszkópoknál, ezért a Mount Wilson Obszervatóriumban megépítette a 18 méter magas Solar Tower – t, a naptornyot. A naptorony alatti 30 láb mély kútban egy óriási fotográfiai spektroheliográf és egy spektrográf működött.
Célirányosan a napfoltokat vizsgálta és a Fraunhofer – vonalakat. A napfoltokból érkező fényt összehasonlítva a csendes napfelszín vonalaival igazolást nyert elmélete: pontosan úgy, ahogyan a laboratóriumban, a spektrumvonalak kiszélesedtek és több felé hasadtak.
Hale alaposabban is megvizsgálta a széthasadt vonalak fényének polarizációját (a fény hullámainak rezgési síkja). A fizika törvényei szerint a mágneses mezőben széthasadt spektrumvonalak fényének sajátos polarizációs mintázata van. Ezek a mintázatok a napfoltok fényében is megjelentek, ami által 1908 – ban bizonyítást nyert: a napfoltok rendkívül erős mágneses térrel rendelkező területek.
Ez volt az első alkalom, hogy bolygónkon kívüli égitesten mágneses mezőt mértek.
A klasszikus csillagászatból ezzel létrejött a napfizika és az asztrofizika egy új ága, a magnetohidrodinamika, avagy a mágneses mezők és a vezető folyadékok/gázok kölcsönhatásának tudománya.
Hale és kutatócsoportjának Nap vizsgálatánál vált a Doppler – effektus egyébként kulcsfontosságúvá. A csillagászok a Nap színképvonalainak eltolódásából tudták megmérni, hogy a Nap gázai milyen sebességgel áramlanak felénk, vagy távolodnak tőlünk a napkitörések során.
Slipher, Hubble, táguló Világegyetem, na meg Doppler
Vesto Slipher (USA, 1875. november 11 – USA, 1969. november 8) és Edwin Powell Hubble (USA, 1889. november 2 0 – USA,1953. szeptember 28) amerikai csillagászok munkája egymásra épülve vezetett a modern kozmológia egyik legnagyobb felfedezéséhez: a világegyetem tágulásához. Slipher mérte a sebességet, Hubble pedig a távolságot.
Slipher spektroszkópiai vizsgálatai adtak először bizonyítékot a világegyetem tágulására. 1912 – ben ő mérte meg először a spirálgalaxisok radiális sebességét, vagyis az égitestek a megfigyelőhöz képest közeledő vagy távolodó irányt mutató mozgását. Megállapította, hogy a legtöbb távoli spirálgalaxis színképében a vonalak a vörös tartomány felé tolódnak el (vöröseltolódás), vagyis nagy sebességgel távolodnak tőlünk. 1925 – re 45 galaxis adatait publikálta, amelyek többsége hatalmas sebességgel távolodott bolygónktól.
A spektroszkópia segítségével kimutatta a galaxisok forgását, azonosította a Jupiter és a Neptunusz atmoszférájának egyes vegyi összetevőit, valamint bizonyította a nátrium és a kalcium jelenlétét a csillagközi térben.
A Slipher által mért adatok vezetettek a táguló világegyetem elméletéhez, amelyeket Edwin Hubble egészített ki a távolságok becslésével.
Hubble a Mount Wilson Obszervatórium akkori legnagyobb távcsövével (a 2,5 méteres Hooker teleszkóp) képes volt olyan részletességgel lefotózni a távoli galaxisokat, hogy azokban egyedi csillagokat, úgynevezett Cefeida típusú változócsillagokat azonosított. Mivel a Cefeidák pulzálási üteméből pontosan kiszámítható a valódi fényességük, Hubble meg tudta határozni a galaxisok valódi távolságát. Ezzel bebizonyította, hogy ezek a „ködök” valójában a Tejútrendszeren kívüli, önálló galaxisok. Amikor 1929 – ben Hubble és asszisztense, Milton La Salle Humason (USA, 1891. augusztus 19 – USA, 1972. június 18) kombinálták Slipher korábbi Doppler – alapú sebességadatait a saját távolságméréseikkel grafikonon ábrázolva, egyértelmű összefüggést találtak: ha egy galaxis minél messzebb van tőlünk (vöröseltolódás), annál gyorsabban távolodik (Hubble – törvény).
Hubble és a kortárs elméleti fizikusok (mint Georges Lemaître) rájöttek, hogy ez a Doppler – eltolódás nem azért van, mert a galaxisok valami robbanás miatt száguldanak az űrben, hanem valójában maga a tér, a világűr tágul minden irányban, és ez a tágulás nyújtja meg a felénk utazó fényhullámokat vörössé.
Ez a felfedezés közvetlenül vezetett közvetlenül az Ősrobbanás (Big Bang) elméletéhez, miszerint: ha az univerzum tágul, akkor a múltban visszafelé haladva mindennek egyetlen pontból kellett kiindulnia.
A Hubble által használt sebességadatok nagy része Slipher – től származott, ám Hubble a publikációjában nem emelte ki kellő súllyal Slipher – t, emiatt kötődik széles körben Hubble – höz a felfedezés. A mai csillagászat már azonban a kozmológia egyik legfontosabb úttörőjének tekinti Slipher – t, mérései nélkül Hubble nem tudta volna ilyen gyorsan felállítani a törvényét.
Eltolódások a gyakorlatban
Mivel minden egyes kémiai elemnek és molekulának egyedi színképe, „vonalkódja” van, pontosan tudjuk, hogy laboratóriumi körülmények között melyik hullámhossznál jelennek meg a csillagok fényében az abszorpciós (elnyelési vonalak). Ezek a vonalak a viszonyítási pontok, egyfajta kozmikus vonalzó a csillagok számára.
Maradva Slipher és Hubble példájánál: amikor lefényképezték egy galaxis spektrumát, annak spektruma mellé ugyanarra a fotólemezre rávágták egy földi gázlámpa (például vasív vagy neon) ismert, nyugalmi spektrumát. A mikroszkóp alatt megnézték, hogy a galaxis csillagainak hidrogénvonalai hol helyezkednek el a földi hidrogénvonalakhoz képest, ezzel az eltolódást mérték. Amennyiben a galaxis összes vonala szinkronban eltolódott a vörös szín felé a földi mintához képest, a spektroszkópia segítségével nanométerre pontosan meg tudták mérni ezt a távolságot. Ezekből fizikai képletekkel kiszámítható volt az adott galaxis távolodási sebessége.
FOLYTATÁSA KÖVETKEZIK
=)
Be a Nerdy Bird!
SPEKTROSZKÓPIA I.
ELEKTROMÁGNESES SUGÁRZÁS
