„Csillagászati színképelemzés” változatai közötti eltérés
| [ellenőrzött változat] | [ellenőrzött változat] |
Tartalom törölve Tartalom hozzáadva
a AWB |
a 1 link egyértelműsítés AWB |
||
3. sor:
A '''színképelemzés''' vagy '''spektrumanalízis''' az összetevőire bontott [[elektromágneses sugárzás]], a színkép vizsgálatát jelenti. A színképelemzéssel foglalkozó tudományágat [[spektroszkópia|spektroszkópiának]] nevezzük.
A [[csillag]]ok atmoszférájának az összetételére és a [[fizika]]i állapotára vonatkozó ismereteinket a '''csillagászati színképelemzés''' eredményei tették lehetővé. (Az általános értelemben vett színképelemzéshez lásd: [[Spektroszkópia]].) A [[csillagászat]]i színképelemzés során megvizsgálják az egyes [[hullámhossz|hullámhossz-tartományok]] intenzitását, erősségét ill. fényességét, továbbá az ún. Fraunhofer-vonalak helyzetét és szélességét. Ez utóbbiakat a [[föld]]i [[anyag (fizika)|anyag]]ok színképelemzési eredményeivel összehasonlítva bizonyos [[kémiai elem|elemeknek]] és [[vegyület]]eknek a csillag légkörében való előfordulására következtethetünk. A fényintenzitás folytonos színképbeli eloszlása a [[hőmérséklet]]től és az anyagi összetételtől függ, így ebből meghatározható a csillagok egyik legfontosabb tulajdonsága, a felszíni hőmérséklet. A színképvonalak [[Doppler-effektus|Doppler-eltolódásának]] vizsgálatával információt nyerhetünk a csillag látóirányú (radiális) sebességéről, majd ebből közvetve – [[kettőscsillag|kettős]] vagy többesrendszer esetén – a rendszer tagjainak [[tömeg]]ére és egyéb [[fizika]]i tulajdonságaira következtethetünk.
== A csillagászati színképelemzés története ==
{| border="1" cellpadding="2" cellspacing="0" align="right" style="; margin: 0 0 1em 1em; font-size:"
|+<small>'''A Fraunhofer által megfigyelt spektrumvonalak közül a legjelentősebbek <br /> (köztük a híres [[Nátrium|Na]]
|-style="background:#BACCFF;"
! Fraunhofer- <br /> jelölés
85. sor:
|}
A spektroszkópia tudományág kialakulása [[Isaac Newton|Newton]] [[1666]]-os kísérletére vezethető vissza, amikor napszínképet állított elő [[prizma]] segítségével. Felfedezéséről és észrevételeiről az [[1704]]-ben megjelent ''Optika'' című művében írt, ahol tisztázta a színek természetét, és az ún. [[törésmutató]] hullámhossztól való függését. A [[XVIII. század]] elején többen ([[René Descartes|Descartes]], [[Robert Hooke|Hooke]], [[William Herschel|Herschel]]) is elvégezték ugyanezt a kísérletet. A jelenség behatóbb tanulmányozásához [[William Wollaston|Wollaston]] ([[1766]]–[[1828]]) rést is alkalmazott a kísérleteinél, s első ízben felfedezte a napszínkép abszorpciós (elnyelési) vonalait. Szám szerint 7 spektrumvonalat figyelt meg – köztük a [[Nátrium|Na]]
Fraunhofer felfedezésével egy időben, [[1823]]-ban, [[W. H. Fox Talbot]] és [[John Herschel]] ([[William Herschel]] fia) különféle [[kémiai elem|elemekkel]] festett lángok színképét vizsgálták, és utaltak rá, hogy ez alapján [[kémia]]i analízis végezhető. [[Sir David Brewster|Brewster]] [[1832]]-ben felfedezte, hogy a Fraunhofer-féle vonalak földi fényforrással is előállíthatók. A salétromsav gőzén átbocsátott napfény színképében mintegy 2000 vonalat számlált meg. Azt is megfigyelte, hogy a vonalak száma nő, ha növeljük a gázréteg vastagságát, [[sűrűség]]ét vagy [[hőmérséklet]]ét. E kísérletei nyomán Brewster úgy gondolta, hogy a [[Nap (égitest)|Nap]] fehér fényéből a [[Föld]] [[légkör]]e szűr ki bizonyos színeket, és ezek helyén észleljük a Fraunhofer-féle vonalakat. [[1849]]-ben [[Jean Bernard Léon Foucault|Foucault]] különféle eredetű színképek vizsgálatával szintén egy alapvető felismerésre jutott: a spektrum abszorpciós vagy emissziós volta attól függ, hogy a [[fény]] közvetlenül a fényforrásból érkezik hozzánk, vagy a fényforrást elhagyva egy adott anyagon haladt át. [[1859]]-ben Foucault, és [[Robert Wilhelm Bunsen|Bunsen]] ([[1811]]–[[1899]]) eredményeit felhasználva [[Gustav Robert Kirchhoff|Kirchhoff]] ([[1824]]–[[1887]]) felállította a klasszikus spektrumanalízis 3 alaptörvényét:
338. sor:
=== Üstökösök, meteorok, kisbolygók ===
{{bővebben|üstökös|meteor|kisbolygó}}
A fényes [[üstökös]]ök színképe [[molekula|molekulák]] jelenlétéről árulkodik. A Nap UV-sugarai fluorszcenciát idéznek elő. A kóma és a csóva színképe részben folytonos, ami a Nap visszavert fényére utal, részben fényes vonalakból álló emissziós színkép. Elsősorban a [[szén|C]]
A [[meteor]]ok színképben elsősorban a [[Nátrium|Na]], [[vas|Fe]], [[Kalcium|Ca]], [[mangán|Mn]], [[króm|Cr]], [[szilícium|Si]], [[nikkel|Ni]], [[Alumínium|Al]] semleges vonalai és a [[Kalcium|Ca]], [[vas|Fe]], [[magnézium|Mg]] és [[szilícium|Si]] ionizált vonalai figyelhetőek meg. Gyors meteorok ( v > 30 km / s ) esetében a Ca II, [[hidrogén|H]] és [[Kálium|K]] vonalak dominálnak. Az ionizációs energiából meghatározható a meteor sebessége az [[Atmoszféra|atmoszférába]] való érkezéskor.
430. sor:
| <center>tiltott vonal<center>
|}
A csillagközi anyag kutatása és a csillagok keletkezése mind a mai napig a modern [[asztrofizika]] egyik leghomályosabb területe. Az ezzel kapcsolatos legelső számítások [[Pierre-Simon de Laplace]] nevéhez fűződnek, akinek elgondolásai mindmáig tükröződnek a modern elméletekben. Ő vetette fel először, hogy a csillagok – bolygóikkal együtt – a csillagközi anyagból, gravitációs összehúzódással keletkeznek. A csillagközi anyag felfedezésére ezután még több mint egy évszázadot kellett várni, hiszen ez a ritka anyag az optikai tartományban nehezen figyelhető meg. Ezért nem meglepő, hogy az első közvetlen megfigyelést csak viszonylag későn, [[1904]]-ben végezték. [[Johannes Franz Hartmann|J. F. Hartmann]] ekkor a Delta Orionis spektroszkópiai [[kettőscsillag|kettős]] színképét vizsgálva olyan abszorpciós vonalakat (pl.: [[Kalcium|Ca]]
A csillagközi anyag spektruma folytonos színkép, amire emissziós vonalak rakódnak. E két összetevő intenzitásának aránya a köd típusától függ; a [[reflexiós köd]]öknél a folytonos (kékes) színkép, a [[H II régió|H II felhőknél]], [[planetáris köd]]öknél, [[szupernóva|szupernóva-maradványoknál]], intersztelláris buborékoknál pedig az emissziós színkép dominál.
| |||