Spectrul unei lumini stradale, fotografiate printr-un disc compact

Atunci când priveşti cerul înstelat, ce priveşti în fapt? Un pic de lumină tremurândă şi cu un pic de culoare? Imaginează-ţi că ai privi cerul cu nişte ochi special, un fel de prisme care separă culorile ce formează lumina ce ajunge la noi de la stele.



Astronomii au construit instrumente pentru a face tocmai acest lucru, iar spectroscopia este unul dintre cele mai puternice instrumente din "trusa" acestora.

Această tehnică nu poate produce acele imagini uimitoare cu care ne-a obişnuit Telescopul Spaţial Hubble, dar pentru astronomi spectroscopia face cât o mie de astfel de imagini.

Spectrul vizibil dezvăluie cantităţi uriaşe de informaţii despre obiectele cosmice de la mare depărtare, informaţii pe care nu le putem obţine în niciun alt fel.



Ce este spectroscopia?


Spectroscopia este procesul de separare a luminii stelare în lungimile sale de undă, similar modului în care o prismă transformă lumina solară în curcubeu. Familiarele culori ale unui curcubeu corespund fiecare unei lungimi de undă diferite a luminii vizibile.


Spectrul luminii vizibile


Ochiul uman surprinde spectrul vizibil - o plajă îngustă de frecvenţe din cadrul spectrului electromagnetic. Spectrul vizibil acoperă lungimi de undă de la 390 la 780 nanometri (3.900 - 7.800 angstromi).

Odată ce lumina stelară ajunge la oglinda primară curbată a unui telescop, aceasta este reflectată către punctul focal, putând fi redirecţionată oriunde. Dacă lumina este trimisă direct către o cameră foto, vom avea o imagine a cerului nopţii. Dacă lumina este, în schimb, trimisă printr-un spectrograf înainte de a ajunge la cameră, atunci lumina de la un obiect astronomic este separată în părţile componente fundamentale.


Culorile spectrului luminii, în urma trecerii luminii printr-o prismă


Un spectrograf foarte simplu a fost utilizat de către Issac Newton în 1660, atunci când acesta a dispersat lumina cu ajutorul unei prisme. Spectografele moderne constau dintr-o serie de elemente optice, un element dispersator şi o cameră în partea finală. Lumina este digitizată şi trimisă către un computer, pe care astronomii îl folosesc pentru a vizualiza şi analiza spectrele obţinute.



Videoclipul de mai sus arată "călătoria" luminii de la o stea depărtată prin Telescopul Anglo-australian (AAT) de 4 metri şi printr-un spectrograf obişnuit.


Ce ne spun spectrele?

Spectrul permite astronomilor să obţină o mulţime de informaţii despre obiectul cosmic studiat,cum ar fi: distanţa la care se află, compoziţia sa chimică, vârsta, istoria formării sale, temperatura etc. Unele proprietăţi sunt generale, dar altele reprezintă o amprentă unică fiecărui obiect.


În partea de sus - spectrul unei galaxii spiralate. În partea de jos - spectrul unei galaxii unde nu se formează stele.


Aici examinăm spectrele galaxiei arătate în videoclip. Spectrul galaxiei rezultă din lumina combinată a miliardelor sale de stele şi a altor surse de radiaţie, cum fi gazul şi praful cosmic.

În partea de sus a imaginii puteţi vedea câteva vârfuri. Acestea sunt numite "linii de emisie" sau "linii spectrale" şi corespund diferitelor lungimi de undă generate de structura atomilor (electronii atomilor sar între niveluri de energie).

Spectrul hidrogenului este în mod special important pentru că 90% din materia normală din Univers este formată din hidrogen. Pornind de la specificitatea structurii atomului de hidrogen, putem recunoaşte în partea de sus a imaginii de deasupra linia de emisie alfa la o frecvenţă de 7.500 de angstromi.


        Ce este linia de emisie alfa?
        Hidrogenul poate absorbi şi emite în regiunea ultravioletă a spectrului electromagnetic (seriile Lyman), dar emisiile şi absorbţiile pe care le observăm în partea vizibilă a spectrului reprezintă seriile Balmer şi coincid salturilor electronilor de pe orbita n=2.
        Seriile Balmer sunt numite alfa, beta, gama etc.
       
        Linia alfa apare în partea roşie a spectrului şi este creată atunci când electronul efectuează un salt de pe a doua pe a treia orbită (sau "nivel energetic").

În cadrul unei galaxii doar cele mai tinere şi mai mari stele sunt suficient de fierbinţi pentru a "activa" gazul format din hidrogen din proximitate, astfel încât electronii efectuează salturi pe al treilea nivel energetic înainte de a trece pe cel de-al doilea (emiţând un foton "alfa").

Ca urmare, noi ştim că tăria liniei spectrale alfa a atomului de hidrogen asociată spectrului unei galaxii indică numărul de stele tinere din respectiva galaxie. Întrucât spectrul din partea de jos (din imaginea de mai sus) nu indică emisie alfa, putem trage concluzia că respectiva galaxie nu mai formează noi stele.

În spectrul de jos (din imaginea de mai sus) putem vedea, de asemenea, "goluri" (acea parte a spectrului formată din linii îndreptate în jos). Acestea sunt numite "linii de absorbţie" pentru că apar în spectru atunci când există ceva interpus între sursa luminii şi observatorul de pe Terra. Materialul absorbant poate fi alcătuit din nori de gaz, praf cosmic etc.

Liniile de absorbţie indică frecvenţe sub 5.000 de angstromi în spectrul de jos din imagine, asociat liniilor H şi K ale calciului şi pot fi folosite pentru a determina viteza de deplasare a stelelor în jurul galaxiei.


Distanţa galaxiilor

Una din informaţiile derivate din analiza spectrului se referă la distanţa galaxiei sau, mai concret, cât de mult s-a "dilatat" lumina pe timpul călătoriei sale cosmice. Întrucât Universul se află în expansiune, lumina emisă de galaxie se apropie de lungimi de undă corespunzătoare luminii roşii (vezi imaginea de mai jos). Numim acest fenomen "deplasarea către roşu".

Pentru a determina distanţa exactă până la galaxie, astronomii analizează modelul liniilor de emisie şi absorbţie şi efectuează comparaţii cu valori de laborator. Diferenţa ne spune cât de mult a fost "dilatată" lumina şi, prin urmare, cât de mult a călătorit lumina prin spaţiu (indicându-se astfel distanţa la care se află galaxia).


Liniile de absorbţie se deplasează cu atât mai mult cu cât este mai departe obiectul care le-a generat


În spectrul de sus (din imaginea cu cele două spectre de mai sus) am stabilit că linia de emisie alfa corespunde unei lungimi de undă de 7.450 angstromi. Dar ştim că linia ar trebui să corespundă unei valori de 6.563 angstromi. Astfel putem calcula o deplasare spre roşu cu valoarea de 0,13, care înseamnă că lumina a călătorit 1,7 miliarde ani înainte de a ajunge în telescopul nostru. Galaxia a emis aceşti fotoni atunci când Universul avea doar 11,8 miliarde ani (acum are circa 13,8 miliarde).

Traducere după Spectroscopic eyes