Spektroskopia astronomiczna, astrospektroskopia – 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) OznaczenieFraunhofera Długość fali(nm) Chemicznepochodzenie linii Szerokośćrównoważna (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. thumb|Widmo emisyjne atomów żelaza thumb|Widmo emisyjne wodoru w świetle widzialnym, czerwona – Hα, niebieska – Hβ thumb|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: Rozgrzane do wysokiej temperatury ciała stałe, ciecze, a także gazy pod wysokim ciśnieniem emitują promieniowanie o ciągłym, pozbawionym linii widmowych spektrum, zwanym kontinuum. 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. 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.
Podstawy teoretyczne spektroskopii Spektroskopia atomów – wstęp Już w XIX wieku naukowcy zauważyli, że linie widmowe pierwiastków układają się w charakterystyczne ciągi. W 1888 r. Johannes Rydberg ogłosił wzór, opisujący wszystkie linie atomu wodoru. Brak było jednak jego teoretycznego uzasadnienia. Pierwszą teorią wyjaśniającą prawidłowości w widmie atomu wodoru był model atomu Bohra. Według niego, widmo liniowe powstaje w wyniku przeskoku elektronu między dozwolonymi poziomami energetycznymi w atomie. Przeskoki na dany poziom energetyczny z wyższych tworzą serie linii, które zagęszczają się w kierunku końca linii, odpowiadającego przeskokom z coraz wyższych poziomów, oraz wychwyconych swobodnych elektronów. W każdym przypadku długość fali powstającego promieniowania jest odwrotnie proporcjonalna do różnicy energii elektronu swobodnego oraz poziomu energetycznego osiągniętego przez elektron na orbicie (na podstawie III prawa Bohra). W związku z tym, że początkowe energie wolnych elektronów znacznie się od siebie różnią, przy przyjmowaniu elektronów powstają fale o różnej długości, które „rozmazują się” po widmie.
Spektrum atomu wodoru i jonów wodoropodobnych Częstotliwość fali świetlnej emitowanej przez atom odpowiada zmianie energii atomu zgodnie ze wzorem ν = E/h. Gdy elektron atomu wodoru zmienia swój stan energetyczny przechodząc na inny, o mniejszej głównej liczbie kwantowej, wtedy nadwyżka energii zostaje wypromieniowana jako kwant światła. Na widmo atomu wodoru składają się m.in. następujące serie: thumb|left|Serie widmowe atomu wodoru
| seria Lymana: || || || |- | seria Balmera: || || || |- | seria Paschena: || || || |- | seria Bracketta: || || || |- | seria Pfunda: || || ||
Seria Lymana znajduje się w ultrafiolecie, seria Balmera ma 4 linie w świetle widzialnym, natomiast pozostałe serie leżą w podczerwieni. Linie serii opisuje jeden wzór zwany regułą Rydberga. Spektra jonów zawierających jeden elektron, czyli jednokrotnie zjonizowanego helu (He+), dwukrotnie zjonizowanego litu (Li2+), trzykrotnie zjonizowanego berylu (Be3+) itp. ukazują silne podobieństwo do spektrum atomu wodoru. Według modelu Bohra możliwe poziomy energetyczne takich jonów są podobne do poziomów atomu wodoru, mnożonego przez kwadrat liczby atomowej pierwiastka (Z), dlatego różnice energii atomu i odpowiadające im promieniowanie, mogą być wyrażone wzorem:
Wśród serii wyemitowanych przez zjonizowany hel (jon He+, Z=2) w widmie gwiazdy ζ gwiazdozbioru Rufy jeszcze w 1897 r. odkryto serię Pickeringa:
którą na początku uważano za serię widma atomu wodoru. Na podstawie modelu atomu Bohra znaleziono powyższe serie w liniach widmowych He+, obserwując światło wytworzone przez wyładowania elektryczne w helu.
Widmo jednoelektronowego atomu wodoru jest najprostsze ze znanych. Im cięższy atom tym więcej ma elektronów i wskutek tego bardziej skomplikowane widmo.
Widmo atomowe metali alkalicznych Źródło thumb|Szkic poziomów energetycznych i dozwolonych przejść dla atomu sodu Pierwiastki alkaliczne znajdują się w I grupie głównej układu okresowego, na ich powłoce walencyjnej znajduje się jeden elektron, dlatego pierwiastki te pod względem swoich właściwości najbardziej przypominają wodór, w którego atomie jest tylko 1 elektron. Najbardziej zewnętrzny elektron nazywany jest w spektroskopii elektronem świecącym, a w chemii elektronem walencyjnym (elektronem wartościowości). Pierwsza z nazw związana jest z tym, że widmo optyczne metali alkalicznych powstaje na skutek wzbudzenia tego elektronu, pozostałe natomiast wyrażają rolę elektronu we właściwościach chemicznych pierwiastków. Elektron ten w atomie pierwiastka alkalicznego może być traktowany jak w atomie wodoru przyjmując, że wewnętrzne elektrony zmniejszają ładunek wytwarzający centralne pole elektryczne, tworząc tzw. zrąb atomowy. Prawdopodobieństwo przebywania elektronu walencyjnego w zrębie zależy od pobocznej liczby kwantowej, dlatego jego energia – w przeciwieństwie do energii atomu wodoru – oprócz głównej liczby kwantowej, zależy także od liczby pobocznej.
| Energia stanu || || gdzie |- | Energia stanu || || gdzie
to prędkość światła, =6,626·10−34 Js (stała Plancka), =1,097·107 m−1 (stała Rydberga), oraz – człony korekcyjne tym większe, im cięższy jest atom (dla atomu wodoru ich wartość wynosi 0) i im mniejsza jest wartość pobocznej liczby kwantowej. (Podobnie jak przy atomie wodoru poboczna liczba kwantowa musi być mniejsza niż główna liczba kwantowa.) Widmo optyczne powstaje w ten sposób, że różnica pomiędzy dwoma poziomami energetycznymi zostaje wypromieniowana w postaci kwantu światła. Podczas badania widma emisyjnego można zauważyć 4 bardziej intensywne, po części zachodzące na siebie ciągi linii: ciąg główny, pierwszy i drugi ciąg poboczny oraz ciąg Bergmanna. Ciągi, z wyjątkiem ciągu głównego, prowadzące do wspólnego poziomu tworzą serie zbieżne do wspólnej granicy. W tym przypadku ciąg poboczny I i II.
| Ciąg główny: || || || gdzie |- | II ciąg poboczny: || || || gdzie |- | I ciąg poboczny: || || || gdzie |- | Ciąg Bergmanna: || || || gdzie
Widmo absorpcyjne powstaje, gdy gaz alkaliczny nie ma bardzo wysokiej temperatury, wówczas jego atomy są w stanie podstawowym i obserwujemy wyłącznie ciąg główny. Z granicą każdego ciągu łączy się widmo ciągłe, podobnie jak w wypadku widma atomu wodoru.
Spektroskopia cząsteczek Zasadniczo można wyróżnić dwa typy widma: ciągłe oraz nieciągłe. Widma nieciągłe mogą składać się z linii lub pasm, zależnie od tego, czy widmo wytwarzane jest przez atom czy cząsteczkę. Widma liniowe dzielą się na seryjne i multipletowe. W widmach seryjnych do poziomu podstawowego dołącza nieskończony ciąg wyższych poziomów energetycznych. Widmo takie obserwuje się dla atomów z jednym elektronem walencyjnym, np. dla wodoru. Widma multipletowe posiadają atomy o większej liczbę elektronów walencyjnych, w których możliwe jest więcej różnych przeskoków między poziomami. W miejsce linii pojawiają się grupy linii, czyli multiplety. W widmach cząsteczek obserwuje się zarówno widmo liniowe, jak i pasmowe. Pasma są układem wielu linii położonych blisko siebie w pewnym zakresie widma, które można przy dostatecznej precyzji sprzętu badawczego rozdzielić na nieznacznie różniące się energią podpoziomy.
Istnienie pasm oznacza, że cząstki emitujące promieniowanie nie mają ściśle określonych poziomów energetycznych, lecz mogą przyjmować je w pewnym zakresie.