Sta sve mozemo saznati iz astronomskih spektara?


Skoro sve informacije koje dobijamo o astronomskim objektima poticu iz njihovog elektromagnetnog zracenja. Astronomski spektar predstavlja zavisnost fluksa zracenja od talasne duzine i mozemo ga analizirati u svim opsezima elektromagnetnog zracenja. Astronomski spektar se sastoji od kontinuma na koji su superponirane emisione i apsorpcione linije. Kontinum zracenja nastaje dejstvom termalnih i netermalmih mehanizama zracenja, a svoj konacan oblik poprima posle interakcije sa materijom, dok linije nastaju vezano-vezanim prelazima elektrona unutar atoma.

Analizom spektara, najcesce se odredjuju sledeci parametri:

1. Zastupljenost hemijskih elemenata u objektu

U fizickim laboratorijama izmerene su talasne duzine na kojima zraci svaki hemijski element i one predstavljeju "licni potpis" tog elementa. Pronalazenje tih linija u spektru nekog astronomskog objekta, govori o prisustvu tog elementa unutar datog objekta, i postojanju odgovarajucih fizickih uslova koji su doveli do zracenja na toj talasnoj duzini. Sto je linija intezivnija, to znaci da je dati element vise zastupljen.

U spektru se nekad, osim linija koje poticu od hemijskih elemenata u sastavu posmatranog objekta, mogu naci i linije koje poticu iz gasa medjuzvezdane sredine ili Zemljine atmosfere. Takodje, bitno je napomenuti da nepostojanje linija nekog elementa u spektru astronomskog objekta, ne mora da znaci nepostojanje tog elementa u sastavu samog objekta, jer za nastanak linija moraju biti ispunjeni odgovarajuci fizicki usliovi.

2. Radijalna brzina emitera

Doplerov efekat dovodi do pojave da su linije u spektru sistematski pomerene ka vecim (crveni pomak) ili ka manjim (plavi pomak) talasnim duzinama u odnosu na laboratorijske, i omogucava nam da izracunamo radijalnu brzinu emitera, koristeci Doplerovu formulu:

gde je Vr - radijalna brzina tela, λo - talasna duzina linije izmerena u laboratorijskim uslovima, a Δ λ - razlika izmedju laboratorijske i posmatrane talasne duzine linije.

3. Temperatura, gustina i pritisak

Posmatrajuci profil linije (njenu sirinu), mozemo izvesti zakljucke o pritisku, gustini i temperaturi regiona u kojem nastaju linije. Sto je veca temperatura i pritisak, linije ce biti sire.

Iz odnosa inteziteta apsorpcionih linija atoma i jona istog elementa, dobija se indikator temperature i pritiska. Sa porastom temperature linije jona ce biti izrazenije, a neutralnih atoma slabije.

Iz talasnih duzina linija u spektru, mozemo zakljuciti o stepenu ekscitacije sistema, sto nam daje informaciju o temperaturi i gustini u objektu.

4. Prisustvo magnetnog polja

Prisustvo magnetnog polja u blizini emitera se manifestuje cepanjem odredjenih linija na dve ili vise komponenti. Merenjem stepena razdvojenosti tih komponenti moze se izracunati jacina prisutnog magnetnog polja.

Takodje, iz spektara se mogu izvesti zakljucci o rotaciji objekta i o turbolenciji materije odakle stize zracenje. O ovim pojavama, kao i o ranije vec pomenutim, bice detaljnije reci u poglavlju "Sirenje i pomeranje linija", i poglavljima: "Spektri zvezda", "Spektri emisionih maglina i Aktivnih galaktickih jezgara".

Pocetna strana