Az előző cikkekben (ITT és ITT) Newton prizmájától eljutottunk Slipher és Hubble táguló univerzumáig. Van azonban egy nagyon fontos pont, amire még nem tértünk ki, holott elengedhetetlen a színképek elemzéséhez.
Bohr – féle atommodell a spektroszkópiában
Rengeteg pontos mérési adat gyűlt össze az elemek által kibocsájtott fény hullámhosszairól, azt azonban nem tudtuk: miért éppen olyan színeket látunk, amilyeneket. A Niels Henrik David Bohr (Dánia, 1885. október 7 – Dánia, 1962. november 18) fizikus által 1913 – ban felállított Bohr – felé atommodell adott magyarázatot először a gázok vonalas színképeire.
Az elektron és a radioaktivitás felfedezése a 19. század végén különböző modellek kidolgozásához vezetett az atom szerkezetére vonatkozóan. A korábbi klasszikus fizikai modellek szerint a mag körül keringő elektronnak folyamatosan energiát kellett volna sugároznia, így folytonos színképet (szivárványt) kellett volna látnunk. A valóságban azonban az izzó gázok sötét háttér előtt éles, színes vonalakat – vonalas színképet – mutattak. És, bár korábban már a spektroszkópusok matematikailag pontosan ki tudták számolni például a hidrogén spektrumvonalainak elhelyezkedését, a fizikai magyarázat ismeretlen volt.
A Bohr által felvázolt elmélet és az az alapján levezetett számítása a hidrogénatomra vonatkozott, amely a kvantumelméleten alapult, miszerint egyes fizikai mennyiségek csak diszkrét értékeket (megszámlálható, lépcsőzetes, nem folytonos, konkrét értékek) vehetnek fel. Az elektronok a mag körül csak meghatározott, fix energiaszintű pályákon keringhetnek, ahol nem sugároznak. Azonban, ha az elektronok alacsonyabb energiájú pályára ugranak, a különbség sugárzásként távozik, ekkor történik fénykibocsátás (emisszió) vagy fényelnyelés (abszorpció).
Bohr modellje megmagyarázta, hogy az atomok miért csak rögzített hullámhosszúságú fényt bocsátanak ki, és később beépítette a fénykvantumokra vonatkozó elméleteket is.
A Bohr – modell tökéletesen működött a hidrogén esetében, amely a legegyszerűbb atom, a bonyolultabb, több-elektronos atomok finomabb spektroszkópiai vonalait (például a vonalak mágneses térben történő felhasadását) már nem tudta megmagyarázni. Ez ösztönözte a fizikusokat a modell továbbfejlesztésére, és vezetett a modern kvantummechanika kidolgozásához az 1920 – as években.
A ma is elfogadott modell a modern kvantummechanikai atommodell (vagy hullámmechanikai modell), melyet az 1920 – as évek közepén dolgozott ki Erwin Rudolf Josef Alexander Schrödinger (Ausztria, 1887. augusztus 12 – Ausztria, 1961. január 4), Werner Karl Heisenberg (Németország, 1901. december 5. – Németország, 1976. február 1), Max Born (Németország, 1882. december 11. – Németország, 1970. január 5) és Paul Adrien Maurice Dirac (Anglia, 1902. augusztus 8 – USA, 1984. október 20), már hajszálpontosan megmagyarázza a spektroszkópia minden apró részletét (spektrumvonal, intenzitás és mágneses viselkedés) a periódusos rendszer összes elemére.
Technológiai fejlődés kezdete
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 felfedezései (a galaxisok vörös eltolódása, az univerzum tágulása) és a kvantummechanika fejlődése után a spektroszkópia rohamos technológiai és módszertani fejlődésen ment keresztül, és az egyszerű fényfelbontásból a modern asztrofizika legfontosabb mérőeszközévé vált, kinőve a látható fény tartományát.
A 20. század elején Slipher és kortársai még rendkívül kezdetleges technológiával dolgoztak: hagyományos üvegprizmákat használtak a fény felbontására, a halvány galaxisok megörökítése pedig rengeteg időbe került. Több egymást követő éjszakán át kellett nyitva tartaniuk a távcső zárszerkezetét (expozíció), egyetlen értékelhető spektrumért a fotólemezekre.
A fordulatot az 1930 – as ’40 – es években a precíziós optikai rácsok (diffrakciós rácsok) elterjedése hozta. Ezek sokkal hatékonyabban és nagyobb felbontással bontották színeire a halvány objektumok fényét. Ezzel párhuzamosan megjelentek a kifejezetten halvány, extragalaktikus objektumokra optimalizált fényerős spektrográfok is. Ilyen volt például a Mount Wilson Obszervatóriumban is, aminek mérései hozzájárultak Hubble, az Univerzum tágulását bizonyító méréseihez.
Ugyanezen időszakban a csillagászat átlépte a látható fény határát: megjelenik a rádióspektroszkópia.
Rádióspektroszkópia
A rádióspektroszkópia nem a csillagászoktól ered, hanem egy távközlési iroda mérnöke „indította el útját”. Méghozzá a Bell Laboratóriumból. Karl Jansky (USA, 1905. október 22 – USA, 1950. február 14) amerikai fizikus és rádiómérnök a tengerentúli telefonvonalakat zavaró statikus zajok után kutatva egy ritmikus sistergést észlelt. A jel nem a Földről származott, hanem a Tejútrendszer központjából.
A csillagászok eleinte nem mutattak érdeklődést a felfedezés iránt, mígnem aztán egy rádióamatőr mérnök, Grote Reber 1937 – ben megépítette a saját, és egyben a világ első rádióteleszkópját és egymaga elkészítette az égbolt első rádiótérképét.
A hagyományos optikai eszközök a látható fénnyel „foglalkoztak”, a rádióspektroszkópia viszont a méteres, centiméteres vagy milliméteres hullámhosszú rádióhullámokat kezdte vizsgálni. A teleszkópok által vett jelet frekvenciákra bontják, megmérve, hogy a különböző rádiófrekvenciákon milyen intenzív a sugárzás. Mivel az űrben lévő atomok és molekulák bizonyos meghatározott frekvenciákon bocsátanak ki vagy nyelnek el rádióhullámokat, ezzel a módszerrel a kutatók képesek lettek „belátni” a sötét, hideg gázfelhők mélyére, ahonnan a látható fényt a kozmikus por teljesen elnyeli.
A rádióspektroszkópia elméleti áttörése Hendrik Christoffel van de Hulst (Hollandia, 1918. november 19 – Hollandia, 2000. július 31) holland csillagászhoz fűződik, aki 1944 – ben kiszámolta, hogy a Világegyetem leggyakoribb eleme, a semleges hidrogénatom az elektronjának spinfordulata miatt kibocsát egy rendkívül specifikus, 21 centiméteres hullámhosszú (1420,4 MHz – es) rádiójelet. Amikor 1951 – ben Edward Mills Purcell (USA, 1912. augusztus 30 – USA, 1997. március 7) amerikai fizikus és Harold Irwing Ewen (USA, 1922. március 5 – USA, 2015. október 8) amerikai fizikus és rádiócsillagász a Harvardon sikeresen detektálták ezt a sugárzást, a csillagászok a Doppler – effektus segítségével végre kiszámolhatták a gázfelhők sebességét, és bebizonyították, hogy a Tejútrendszernek spirálkarjai vannak. Ennek a „technikai” háttere: mivel a semleges hidrogén ott sűrűsödik, ahol a csillagok és galaxisok formálódnak, a 21 cm – es vonal segítségével a rádióteleszkópok képesek „átlátni” a csillagközi poron, és pontról pontra kirajzolni a Tejútrendszer spirálkarjait.
Ultraibolya spektroszkópia
Az ultraibolya (UV) spektroszkópia a földi légkör ózonrétege miatt a felszínről kivitelezhetetlen volt. A fordulatot 1946 hozta el, amikor a náciktól zsákmányolt V–2 rakétákra szerelt spektrográfokkal először rögzítették a Nap UV-színképét a felső légkörben. A terület első igazi űrbéli úttörője az 1978 – ban indított IUE (International Ultraviolet Explorer) műhold lett, amely 18 éven át ontotta magából a forró csillagok és szupernóvák UV-spektrumait.
Az Óriásteleszkóp
A spektroszkópia finomodásával, a csillagászok egyre távolabbi és halványabb galaxisokat akartak vizsgálni. Ehhez azonban több fényre/nagyobb gyűjtőfelületre volt szükség. Vagyis még nagyobb teleszkópokra. A folyamat legnagyobb mérföldköve az 1948 – ban üzembe helyezett több, mint 5 méteres tükörátmérővel rendelkező Palomar – hegyi Palomar Obszervatórium Hale – teleszkópja volt.
A teleszkópot George Ellery Hale (USA, 1868. június 29 – USA, 1938. február 21) amerikai asztrofizikus (a napfizika és a magnetohidrodinamika „atyja” – ITT olvashattál róla) és a feladatra összehívott Chaltec – es csapat (Kármán Tódor többek közt) tervezte. Hale halála után róla nevezték el.
A tükör gigantikus mérete által bőségesen beáramló fotontömeg lehetővé tette, hogy a fényt sokkal finomabb, nagyobb felbontású diffrakciós rácsokra vetítsék. A spektrumvonalak élesek és jól elkülöníthetőek lettek. A csillagászok ekkor tudták először pontosan elemezni a távoli galaxisok belső dinamikáját, gázösszetételét és fémtartalmát (kémiai evolúcióját). Nem mellesleg, a már közel 30 órára csökkent expozíciós idő egy éjszakára, vagy akár néhány órára csökkent.
Allan Rex Sandage (USA, 1926. június 18 – USA, 2010. november 13) amerikai csillagász Hubble munkáját folytatva sikeresen megmérte az Univerzum tágulási sebességét. Sandage és kollégái képesek lettek a tőlünk milliárd fényévekre lévő, extrém halvány galaxisok és később (a 60-as évektől) az első kvazárok fényét is spektroszkópiai vizsgálat alá vetni. Ezzel a spektroszkópia a globális kozmológia – az Univerzum tágulásának és szerkezetének – első számú mérőeszközévé vált bizonyítva, hogy a spektroszkópia fejlődéséhez szükségesek a gigantikus tükrök építése.
Infravörös spektroszkópia a csillagászatban
A száraz, magas hegycsúcsokról már az 1960 – as évektől próbálkoztak mérésekkel, a meleg földi légkör saját hősugárzása elvakította a detektorokat. A végső áttörést 1983 hozta el az IRAS (Infrared Astronomical Satellite) űrteleszkóp felbocsátásával. Az IRAS-t folyékony héliummal hűtötték szuperhidegre, így képes volt észlelni a kozmikus porba burkolózó legkorábbi csillagbölcsőket.
Detektorok, szenzorok, chipek, a Sötét Anyag megjelenése
A tudományos teleszkópok optikái kiválóak lettek, azonban a fotólemezek csupán az érkező fény 1 % – át voltak képesek rögzíteni. Az 1970 – es években kezdődött a változás: megjelentek a digitális szenzorok, félvezető detektorok, CCD (Charge – Coupled Device – töltés – csatolt eszköz) – chipek.
A fordulat az 1960 – as évek végén egy átmeneti technológiával, az elektronikus képerősítő csövekkel kezdődött. Ezt alapul véve William Kent Ford Jr. (USA, 1931. április 8 – USA, 2023. június 18) amerikai csillagász megépített egy rendkívül érzékeny képerősítős spektrográfot. Csatlakozott hozzá Vera Florence Cooper Rubin (USA, 1928. július 23 – USA, 2016. december 25) amerikai csillagász. Ezzel az új, elektronikus képerősítővel felszerelt spektrográffal végeztek méréseket a spirálgalaxisok peremén. A gázfelhők spektrumvonalainak Doppler – eltolódásából kiszámolták azok forgási sebességét, ám valami nem stimmelt.
A forgó spirálgalaxisok felénk mozgó oldalán a spektrumvonalak a kék, a távolodó oldalon pedig a vörös tartomány felé tolódtak el. A fizika törvényei szerint a galaxisok peremén lévő csillagoknak a gyengébb gravitáció miatt sokkal lassabban kellett volna keringeniük, ám a spektroszkópiai mérések szerint a sebességük a legszélső, sötét régiókban sem csökkent. Mivel a csillagok az elképesztő tempó ellenére sem repültek ki az űrbe, Rubin rájött, hogy a galaxisokat egy óriási tömegű, de teleszkópokkal láthatatlan – vagyis sötét – anyagból álló felhő tartja össze.
Ezzel a spektroszkópiai méréssel szolgáltatták az első közvetett, döntő bizonyítékot a sötét anyag létezésére.
1971 – ben a Caltech kőolajipari mérnökből lett professzora, James Adolph Westphal (USA, 1930. június 13 – USA, 2004. szeptember 8) mérnök, csillagász megtervezte az első folyékony nitrogénnel hűtött, csillagászati CCD – kamerát. A CCD egy olyan félvezető alapú képérzékelő chip, amely a fényjeleket (fotonokat) elektromos töltéssé alakítja és továbbítja. A fény közel 80 – 90%-át képesek voltak detektálni ezek a chipek.
1977 – ben elért eredményeivel meggyőzte a NASA – t, hogy a készülő Hubble űrteleszkópba ne elavult elektroncsöveket, hanem CCD – ket építsenek, így ő lett a Hubble fő kamerájának (WFPC) vezetője.
A Palomar Obszervatóriumban beépített „4 Shooter” kamerájának köszönhetően pedig a halvány galaxisok vegyi összetételét a csillagászok már valós időben, digitális monitorokon elemezhették, ezzel drasztikusan lerövidítve a még mindig mumus expozíciós időket.
Automatizálás, száloptika, adattárolás
Kezdetben a csillagászok egyszerre csak egyetlen objektum spektrumát rögzíthették. A száloptikás rendszerek és a Multi – Objektum Spektroszkópia (MOS) 2000 – es évekbeli térnyerésével azonban lehetővé vált, hogy egyetlen expozíció alatt akár több ezer galaxis spektrumát rögzíthessük egyszerre. Ezt a futószalagszerű automatizálást az olyan monumentális projektek vitték sikerre, mint a Sloan Digital Sky Survey (SDSS) – amelynek alapításában olyan tudósok játszottak kulcsszerepet, mint James Edward Gunn (USA, 1938. október 21 – ) amerikai csillagász és Donald Q. Lamb (USA, 1945. – ) amerikai asztrofizikus és csillagász.
Az új technológiával keletkező, elképesztő adatmennyiség feldolgozása viszont óriási kihívást jelentett. Itt hozott áttörést a kozmikus adatbázisok kezelését forradalmasító Szalay A. Sándor (Debrecen, 1949. június 17. –) magyar asztrofizikus, aki a Microsoft legendás kutatójával, Jim Nicholas Gray (USA, 1944. január 12 – 2012 – ben halottnak nyilvánították) informatikus, computer tudóssal közösen megalkotta a SkyServer adatbázis-architektúrát. Szalay korán felismerte, hogy a modern csillagászat már nem a távcső melletti fagyoskodásról, hanem az adatok online bányászatáról szól. Az SDSS programok és az általuk inspirált digitális adatbázisok segítségével a csillagászoknak végül sikerült elkészíteniük a Kozmosz háromdimenziós, nagyléptékű szerkezeti térképét, teljes valójában feltárva a galaxisok alkotta gigantikus kozmikus hálót.
Űrteleszkópok és a spektroszkópia
A földi légkör torzító hatásának és fényelnyelésének kiküszöbölésére a spektrográfokat teleszkópokba építve az űrbe küldték. Így a fejlődés ma már a Földön és a világűrben egyszerre zajlik. Míg a nagy elődök szinte kizárólag a látható tartományban dolgoztak, a modern asztrofizika már az űrteleszkópok révén a teljes elektromágneses spektrumon dolgozik.
- Chandra és XMM-Newton űrteleszkópok: röntgen – spektroszkópiával vizsgálják a legforróbb folyamatokat, például a fekete lyukak akkréciós korongjait és a galaxishalmazok izzó gázát.
- Hubble űrteleszkóp (HST): az olyan műszereivel, mint a STIS vagy a NICMOS, évtizedeken át végzett úttörő ultraibolya és közeli infravörös spektroszkópiát.
- James Webb űrteleszkóp (JWST): ultra-fejlett NIRSpec műszere (egy mikrozárakból álló, programozható multi – objektum spektrométer) képes a kozmikus porba burkolózó régiók és a rendkívül nagy vöröseltolódású legkorábbi galaxisok halvány infravörös fényének egyidejű elemzésére.
A spektroszkópia területei – Mivel, mit vizsgálhatunk?
A spektroszkópia elég széles terület, amelyet leggyakrabban az interakcióba lépő sugárzás típusa, azaz hullámhossza vagy a vizsgálat módszere alapján került csoportosításra. Legfontosabbak ezek közül az alábbi csoportok:
- Gamma-spektroszkópia: a magátmenetek során keletkező gamma – sugárzást mérésére alkalmas; leginkább a magfizikában és a nukleáris medicinában használják.
- UV-Vis (Ultraviola-Látható) spektroszkópia: a molekulák elektronátmeneteit vizsgálja a látható és az UV fény tartományában; folyadékok koncentrációjának meghatározására alkalmas.
- Röntgen – spektroszkópia: az atomok legbelső elektronhéjainak vizsgálatára alkalmazzák; pontosan meghatározható ezzel a módszerrel az anyag elemi összetétele vagy a kristályszerkezete.
- Infravörös (IR vagy FTIR) spektroszkópia: a molekulák kémiai kötéseinek rezgéseit és forgásait méri; kiváló vegyületazonosításra.
- Mikrohullámú spektroszkópia: elsősorban gázfázisú molekulák forgási állapotait vizsgálja
- Rádiófrekvenciás spektroszkópia (NMR): a Mágneses Magrezonancia spektroszkópia erős mágneses térben vizsgálja az atommagok spin-átmeneteit. A modern kémia és biokémia legfontosabb szerkezetmeghatározó eszköze.
- Abszorpciós spektroszkópia: annak a mérésére szolgál, hogy az adott minta mennyi fényt nyel el egy adott hullámhosszon.
- Emissziós spektroszkópia: az adott minta által kibocsátott fényt méri, miután azt valamilyen energiával (pl. hővel vagy árammal) gerjesztették.
- Fényszórásos spektroszkópia (Raman-spektroszkópia): a fény rugalmatlan szóródásán (Raman-effektus) alapul. Az infravörös spektroszkópiához hasonlóan (de teljesen más fizikai elven alapulva) a molekuláris rezgésekről ad információt.
3. Nem elektromágneses spektroszkópiák
- Tömegspektrometria (MS): a molekulákat ionizálja, majd a tömeg/töltés arányuk alapján választja szét őket. Rendkívül precíz tömeg- és szerkezetmeghatározást tesz lehetővé. Bár technikailag nem fény – anyag kölcsönhatás, mégis a spektroszkópiák típusai közé sorolják.
- Elektronspektroszkópia (pl. XPS, Auger): a minta felületéből kilökődött elektronok energiáját méri; a felületek elemi összetételének vizsgálatára alkalmazzák.
Itt a vége?
Ez egy végtelen történet, ezer és egy felé ágazva. A 3 cikk bőven a teljesség igénye nélküli, azonban a legfontosabb elemeket tartalmazza eddigi és elkövetkezendő csillagászati témájú cikkekhez kapcsoltan: a fény vizsgálatának „Hogyan?” – jára általánosságban választ ad, a „Miért?” – jére pedig:
„Ha egy csillag fényét prizmán vagy spektrográfon engedjük át, a fény az adott eszközön áthaladva komponenseire bomlik: szivárvány színű sávra, spektrumra. Mivel minden egyes kémiai elemnek és molekulának egyedi színképe, „vonalkódja” van, így azonosítható például, hogy miből épül fel a csillag. Mert, hogy a csillagászati spektroszkópia segítségével képesek vagyunk megállapítani a hozzánk érkező fényéből ma már egyébként nem csak azt, hogy az adott égitest milyen elemekből áll, hanem annak távolságát, mozgását, hogy mekkora a hőmérséklete, milyen a sűrűsége, nyomása.
Mindezt innen otthonunkból, a Föld bolygóról (is).
Az egész a XVII. században kezdődött…”
EGYSZER MAJD, FOLYTATÁSA KÖVETKEZIK =)
Be a Nerdy Bird!
SPEKTROSZKÓPIA I.
SPEKTROSZKÓPIA II.
