طيف نمايي تكنيكي است كه به وسيله آن نور قابل مشاهده اي كه از اشيایی (مثل ستارگان و سحابی) مي آيد، مورد تحقيق و بررسي قرار مي گيرد تا تركيب شيء، دما، حركت و تراكم آن تعيين شود.
موقعي كه شيئي به قدر كافي گرم مي شود تا شعله ور شود (مثل يك ستاره)، به شما اطلاعاتي درباره مواد تشكيل دهنده اش مي دهد. چون كه مواد مختلف وقتي بخار مي شوند، طيف متفاوتي از نور ساطع مي كنند. هر ماده طيف منحصر به فردي از نور -تقريباً مثل اثر انگشت كه در هر فردي منحصر به فرد است- توليد مي كند.
به علاوه، گازهاي خنك مختلف طول موج هاي متفاوتي از نور را جذب مي كنند (و يك طيف مشخص با خطوط تاريك در مكان هاي مشخص توليد مي كنند). به خاطر اين شما مي توانيد تركيب گازها را با مشاهده نوري كه از بين آنها عبور كرده، تعيين كنيد.
در حقيقت، يك ماده موقعي كه گرم مي شود خطوط طيفي بيرون مي دهد (در يك طول موج مشخص و ويژه) و موقعي كه خنك مي شود نور را در همان طول موج جذب مي كند. موقعي كه ماده نور را بيرون مي دهد، يك طيف خطي-درخشان يا يك طيف برون فرست يا ارسال كننده متولد مي شود (شبيه به يك سري از خطوط روشن روي زمينه سياه است). موقعي كه ماده نور را جذب مي كند (در همان طول موج مشخص شده)، الگوي طيفي كه شكل گرفته طيف خطي-تاريك يا يك طيف جذب كننده ناميده مي شود (اين شبيه به يك سري از خطوط تاريك روي يك رنگين كمان است).
براي مثال، سوختن سديم (Na) هميشه روي يك زمينه سياه دو خط زرد خيلي نزديك به هم ایجاد مي كند (نزديك وسط طيف نما)، و سديم تنها عنصري ست كه دقيقاً چنين شكلي را به جا مي گذارد. اگر شما به يك منبع نوري نگاه كنيد و اين خطوط زرد مشخص را پيدا كنيد، مي فهميد كه سديم در شيء شعله ور وجود داشته كه اين نور را توليد كرده. اگر شما به يك منبع نور نگاه كنيد و خطوط تاريكي در همان مكان روي طيف نما پيدا كنيد، مي فهميد كه نوري كه شما مي بينيد از ميان گاز سديم عبور كرده.
بررسي خورشيد
اگرچه ما فكر مي كنيم كه نور خورشيد يا نور ستاره سفيد است، اما در واقع از طيفي از رنگ ها تشکیل شده. شما مي توانيد يك منشور به كار ببريد تا نور خورشيد را به رنگين كمان تجزيه كند (قرمز، نارنجي، زرد، سبز، آبي، و بنفش). اسحاق نيوتن اولين كسي بود كه اين موضوع را كشف كرد. موقعي كه طيف نما از نزديك بررسي مي شود، معلوم مي شود كه رنگين كمان صدها خط تاريك ريز از هم گسيخته دارد (به نام خطوط فرانهوفر). اين خطوط نشان مي دهند كه بعضي از طول موج ها به وسيله گازهايي در جو بيروني تر خورشيد جذب شده اند و به اين ترتيب ما مي توانيم تعيين كنيم كه چه عناصري در جو خورشيد وجود دارد.
چرا هر عنصري يك طيف منحصر به فرد متفاوت دارد؟
هر عنصري ساختمان اتمي متفاوت با بقيه عناصر دارد كه باعث مي شود تا يك گروه متفاوت از طول موج ها را كه با بقيه عناصر فرق مي كند، توليد كند (يا جذب كند). اين نتيجه كنش الكترون ها (ذرات ريزي كه هسته هاي خيلي سنگين تر را احاطه كرده اند) است كه بين مدارهاي مختلف مي پرند و طيف منحصر به فردي براي يك عنصر توليد مي كنند.
موقعي كه نور (يا انرژي ديگر) به وسيله اتم جذب مي شود، يك الكترون از مدارانرژي پايين به مدار انرژي بالاتر مي پرد. موقعي كه يك الكترون به مدار كمتر انرژي دار برمي گردد، نور (يا ديگر تابش هاي الكترومغناطيسي) متولد مي شود. واقعاً بسياري از مدارهاي با انرژي بالا كه يك الكترون مي تواند در آنها حركت كند وجود دارند. بنابراين شما مي توانيد نوري را كه در چندين طول موج مختلف خارج مي شود بگيريد. تفاوت بزرگ تر از انرژي مدارها، طول موج كوتاه تر نوري ست كه توليد شده (يا جذب شده).
تاريخ طيف نمايي
جوزف وان فرانهوفر (Joseph von Frraunhofer 1826-1787) دانشمند و مخترع آلماني، در ابتداي قرن 19 كشف كرد كه طيف ادامه دار به وسيله بيش از 700 خط تاريك (حالا خطوط فرانهوفر ناميده مي شوند) مخدوش يا خراب شده است. هيچ كس نمي دانست چه چيزي باعث ايجاد اين خطوط شده تا جي.آر. كرچهوف اين معما را حل كرد.
در سال 1859 گوستاو رابرت كرچهوف و رابرت ويلهلم بونسن طيف نما را ابداع كردند. آنها برپايه دستگاهي كه موقعي كه مواد بخار مي شدند، نور قابل مشاهده اي را كه ساطع مي کردند جدا مي كرد، منشوري را ساختند. مواد در شعله سوزاني كه بونسن مخصوصاً طراحي كرده بود، بخار مي شدند (اين طراحي دماي بالا، بدون شعله تابناك بود). آنها تعيين كردند كه هر گازي طيف منحصر به فرد خودش را دارد. كرچهوف همچنين پي برد كه موقعي كه نور خارج شده، از ميان گاز خنك تر از نوع همان ماده عبور مي كند، خطوط طيفي درخشان در همان موقعيت، به وسيله خطوط طيفي كه تاريكند جايگزين مي شوند(1859). بنابراين يك ماده موقعي كه گرم مي شود خطوط طيفي بيرون مي دهد (در يك طول موج ويژه) و هنگامي كه خنك مي شود نور را در همان طول موج جذب مي كند.
كرچهوف توضيح داد كه خطوط فرانهوفر خورشيد, خطوط تاريك در طيف خورشيدي (نور خورشيد), همان خطوط خروجي بودند كه به وسيله مواد شيميايي گرم شده مختلف ایجاد می شدند. كرچهوف پي برد كه خورشید گرم و گازي است.
اولين كسي كه تكنيك طيف نمايي را به كار گرفت تا اجرام آسماني را آزمايش كند ويليام هويگنز (در 1863) بود. او تعيين كرد كه خورشيد و ستارگان بيشتر از عنصر هيدروژن تشكيل شده اند. او و همسرش مارگارت همچنين طيف نبولا و ستارگان دنباله دار را آزمايش كردند.
هم اينك ستاره شناسان براي پيدا كردن سيارات جديد تكنيك طيف نمايي را به كار مي برند. طيف نما نوري كه از ستارگان مي رسد را به رنگين كماني از رنگ هاي تشكيل دهنده اش تجزيه مي كند. دانشمندان مكان هايي را در رنگين كمان جست وجو مي كنند كه رنگ ها ناپديد شده اند. در اين مكان ها خطوط تاريك به عنوان خطوط قطع كننده خطوط طيفي رنگين كمان شناخته مي شوند. هنگامي كه يك ستاره به خاطر جاذبه يك سياره كه دورش در حال گردش است به عقب و جلو كشيده مي شود، خطوط طيفي مسيرشان را به آرامي در رنگين كمان تغيير مي دهند. اين تغييرات ظاهري در نور سياره، هنگامي كه ستاره حركت مي كند تداوم پديده اي ست كه به عنوان اثر داپلر (Doppler) شناخته مي شود. تغييرات نه تنها نشان مي دهد كه يك سياره وجود دارد بلكه نشان مي دهد كه چقدر جرم دارد.
موقعي كه سياره از جلوي ستاره عبور مي كند، مقدار نوري كه از ستاره مي آيد كاهش مي يابد. سياره سد راه مقداري از نور ستاره مي شود و ستاره را تار و كم نور مي كند.
| < قبلی | بعدی > |
|---|
