observatoriet på sardinien blog

Lysets spredning - astronomens redning

En DADOS-spektrograf fra Baader Planetarium er ankommet som det første udstyr til observatoriet:

Illustration: Privatfoto

Når man tænker over det, er det egentlig ret sparsomt, hvad den observerende astronom har at gøre godt med - der er ikke rigtigt andet end fotoner, kosmisk stråling (der slet ikke er stråler, men partikler) - og til nød neutrinoer - fra fjerne objekter at indfange. Jeg har tidligere nævnt, hvordan man med teleskoper og detektorer kan opsamle og integrere flere fotoner fra et givet objekt end man kan med øjet alene. Det er nyttigt ved observation af udstrakte objekter, fordi man kan opnå vinkelforstørrelse uden at miste lysstyrke.

Men hvis ikke det var for det fænomen, der hedder lysets spredning (ja, jeg ved godt, det normalt omtales som brydning, men det ville ødelægge titelrimet), ville der være rigtigt mange opdagelser, vi havde måttet være foruden - eller i hvert fald måttet vente på. Det kommer nok ikke som nogen overraskelse, at lyset fra de fleste kilder ikke begrænser sig til én bestemt bølgelængde, men består af forskellige bølgelængder - i nogle tilfælde så mange, at man kalder kildens spektrum for et kontinuum. Lysets spredning skyldes det heldige faktum, at forskellige bølgelængder af lys brydes forskelligt, når lyset rammer et diffraktionsgitter - ligesom de afbøjes i forskellige vinkler ved overgangen mellem to lystransmitterende medier, hvilket skaber problemer for refraktorteleskoper (hvor linserne bryder lyset).

Hvis ikke lyset blev spredt på denne måde, ville den eneste måde at undersøge fotonernes beskaffenhed i den sorthvide fotoemulsions tidsalder have været at tage billeder af objekter med forskellige filtre, der hver for sig kun tillader passage af lys inden for et helt bestemt bølgelængdeområde, og så sammenholde objekternes lysstyrker på de forskellige fotografiske plader med hinanden for at få en idé om, hvordan lyset er sammensat. Det er en teknik, men fortsat benytter, når man skal have et overordnet mål for en stjernes farve. Man tager f.eks. ét billede af stjernen gennem et B-filter, der lader blå fotoner passere, og ét billede gennem et V-filter, der slipper grønne fotoner igennem. Ud fra disse to billeder bestemmer man stjernens tilsyneladende størrelsesklasse i B-filteret og i V-filteret, og finder forskellen mellem de to (B-V). Det tal, der fremkommer, kaldes et farveindeks, i dette tilfælde et B-V-indeks. Jo højere tallet er, jo mere rød er stjernen - jo lavere det er, jo mere blå er den. Sådan er indeks lyder måske ikke særligt brugbart - men hvis man kigger på en hob af stjerner, man mener er dannet omkring samtidigt, kan man anvende det til at afgøre, hvor gammel hoben er. Så allerede ved en meget lav spektral opløsning, hvor man kun ser på to forskellige (og meget brede) bølgelængdeintervaller, har astronomen megen glæde af at lave spektroskopiske undersøgelser.

Lysets spredning gør, at man er i stand til at lave utroligt nøjagtige undersøgelser af et spektrum, og disse undersøgelser muliggør (blandt meget andet) meget præcise bestemmelser af sammensætningen af de yderste lag af et objekt og eventuelt mellemfaldende materiale, der absorberer lys fra objektet, før det når frem til Jorden.

Stjerner udsender med god tilnærmelse lys som et sortlegeme (i hvert fald inden for den optiske del af spektret). Det vil sige, at det udsendte lys er et kontinuum, der udelukkende afspejler temperaturen i de lag af stjernen, hvorfra lys undslipper. Et ideelt sortlegemekontinuum ses her sammenlignet med Solens absorptionsspektrum (indhentet såvel over Jordens atmosfære som ved jordoverfladen):

Kilde: www.globalwarmingart.com via Wikimedia Commons.

Solens spektrum, som det tager sig ud, når man observerer det med et Echelle-spektroskop, skal også lige med (det skal bemærkes, at DADOS-spektrografen ikke er et Echelle-spektroskop). Echelle-spektroskoper har to diffraktionsgitre arrangeret vinkelret på hinanden, så de spreder spektret ud over to dimensioner i stedet for blot én:

Kilde: Universitäts-Sternwarte München.

Man vil bemærke, at der er nogle indhak i kurven - svarende til steder på spektret, hvor ikke alt det udsendte lys når frem til vores spektroskop (faktisk er det nok noget tydeligere at se på Echelle-spektret). Hvad skyldes de? Man kunne jo tro, det var Jordens atmosfæres skyld, men der er vi faktisk så heldige, at atmosfæren er ret gennemsigtig for synligt lys. Indhakkene - absorptionslinjerne, som de også kaldes - er rigtigt nok forårsaget af en atmosfære, men det er Solens egen atmosfære. Bestemte bølgelængder absorberes af de tyndere dele af Solens atmosfære, og når de samme bølgelængder emitteres, foregår det i alle retninger, med det resultat, at mindre lys af den givne bølgelængde når frem til os. Og de absorptionslinjer, der opstår som resultat heraf, kan altså anvendes til at identificere komponenterne i Solens øvre atmosfære. Således fandt Jules Janssen (uden selv at vide det) grundstoffet helium på Solen, før det var blevet fundet på Jorden - udelukkende ved at se på Solens spektrum (den øvre atmosfæres emissionslinjer).

Her er et eksempel på et spektrum indfanget af undertegnede ved hjælp af en DADOS-spektrograf og omsat til en graf - i dette tilfælde et emissionsspektrum fra en stjernetåge:

Tilbage til DADOS-spektrografen: Ved en teleskopdiameter på 30 cm og en eksponeringstid på 20 minutter, kan man ved en signal-to-noise ration på 50, når diffraktionsgitteret med 900 linjer/mm anvendes, studere objekter med en visuel tilsyneladende størrelsesklasse ned til 6 (svarer til de lyssvageste stjerner, man kan se med det blotte øje på en meget mørk himmel). Hvis man nøjes med 200 linjer/mm, kan objekter helt ned til størrelsesklasse 8 resolveres spektralt, alt andet lige - selvfølgelig med en lavere spektral opløsning. Det vil sige, at der er omkring 42000 stjerner, der er lysstærke nok til at undersøge med spektrografen - og flere endnu, hvis man øger eksponeringstiden. Hertil kommer stjernetåger, planeter, Jupiters måner, kometer og de største asteroider.

Nu mangler der bare et teleskop at montere spektrografen på og et CCD-kamera til at udødeliggøre spektra - de burde ankomme inden for de næste 2-4 uger.

sortSortér kommentarer
  • Ældste først
  • Nyeste først
  • Bedste først

Har ikke helt fulgt med i projektet, da jeg har haft travlt med så meget andet, så det er rart at sidde og læse lidt op på det, som eksemplet her. Jeg underviser pt. som lærer-vikar i fysik på et gymnasium, hvor vi arbejder med emnet Lys (som del af emnet Bølger) og manglede faktisk en overskuelig gennemgang af Solens spektrum. så tak herfra for diverse links og inputs fra en "hands-on" optagelse! Vi får ikke selv tid til at gøre så meget ud af det som her, så det er rart at se hvordan det gøres.

  • 1
  • 0

tak herfra for diverse links og inputs fra en "hands-on" optagelse!

Tak for takken, Lasse - jeg tror ikke der er noget, jeg husker så tydeligt fra mine egne fysiktimer i gymnasiet, som når vi rent faktisk fik lov til at gennemføre forsøg/observationer i virkeligheden. Desværre var der meget lidt fokus på praktisk astronomi, da jeg gik i gymnasiet, så det blev vist ikke til andet end tavleundervisning, hvad det angik. En skam, for hvis der er noget, gymnasieelever gerne vil, er det da at være vågne om natten ;-).

  • 0
  • 0
Bidrag med din viden – log ind og deltag i debatten