Newton kísérletei a fehér fénnyel. Sir Isaac Newton ( )

Newton kísérletei a fehér fénnyel

Sir Isaac Newton (1642–1727)

Az infravörös sugárzás felfedezése 1781: Herschel felfedezi az Uránuszt

1800: Felfedezi az infravörös sugárzást

Sir William Herschel (1738 november 15 – 1822)

Az UV sugárzás felfedezése 1801

Johann Wilhelm Ritter (1776 – 1810)

AgCl fehér

UV

Ag + Cl• fekete

A fény, mint elektromágneses sugárzás frekvencia, ν [Hz] (1 Hz = 1 1/s)

Elektromos térerő iránya és nagysága (vektora)

Mágneses térerő iránya és nagysága (vektora)

Terjedési sebesség (fénysebesség vákuumban) c = 299 792 458 m / s hullámhossz, λ [m]

λ = c /ν

James Clerk Maxwell (1831 – 1879)

A rádióhullámok felfedezése 1888

Heinrich Hertz (1847 – 1894)

A Röntgen-sugárzás felfedezése 1895

Wilhelm Conrad Röntgen (1845 – 1923)

1901: fizikai Nobel-díj

A fény, mint elektromágneses sugárzás infravörös

látható

UV

Röntgen

γ-sugárzás

kis frekvencia, nagy hullámhossz

ν / Hz

λ/m

rádióhullám mikrohullám

méret

nagy frekvencia, kis hullámhossz

Látható színkép

infravörös sugárzás

UV fény hullámhossz / nm

A fotoelektromos jelenség evakuált üvegcső

elektród

árammérő elem

Egy adott hullámhossz felett (frekvencia alatt) – függetlenül a fény intenzitásától – nem lép ki elektron!

A fény részecskéi, a fotonok fotonok

kilépő elektronok

nátrium fotonok: a fény részecskéi egy foton energiája: E = h· ν

ν: fény frekvenciája h: Planck-állandó h= 6,626×10−34 Js

Max Planck (1858 – 1947)

Albert Einstein (1879 – 1955)

Nobel-díj: 1918

h· ν = W + Ekinetikus W: kilépési munka Ekinetikus: kilépő elektronok kinetikus energiája pl. λvörös= 650 nm,

Evörös foton= 2 ×10−19 J

A fény Elektromágneses sugárzás

λ

E(r, t ) = E 0 ei ( k ⋅r −ωt +φ0 ) tér : E = E 0 cos( kx) = E 0 cos

2πx

λ idő : E = E 0 cos(ωt ) = E 0 cos( 2πνt ) λν = c k : hullámvektor, E : elektromos tér

ω : körfrekvencia, λ : hullámhossz, ν : frekvencia, c : fénysebesség vákuumban : James Clerk Maxwell (1831 – 1879)

Részecsketermészet

c0 = 2,99792458 ⋅108 m/s c = c0 / n

n : törésmutató

Kettőstermészet

1905: fotoelektromos jelenség ↓ fényenergia-kvantum: foton

Albert Einstein (1879 – 1955)

hc   E = hν  = hω = = hcν~  λ   h : Planck − állandó,ν~ : hullámszám h = 6,62606876(52) ⋅10

− 34

Js

1924: minden anyagra:

h h = p mv p : impulzus

λ= Louis-Victor de Broglie (1892 – 1987)

A fény tulajdonságai spektrálisan:

monokromatikus vonalas – atomi (molekuláris) gázok emissziója (sávos – fluoreszkáló oldatok) „fehér” – feketest-sugárzók Feketetest-sugárzás Wien-törvénye: λmax= b/T b= 2,897 7685(51) × 10–3 m K

A csillagok mint feketetestsugárzók

A fény energiája és intenzitása A foton (és a gerjesztés) energiája, lehetséges mértékegységek: 1 cm–1 = 1,1962658280823∙10–2 kJ / mol 1 eV = 96,485310786701 kJ / mol 1 kcal / mol = 4,1839970677758 kJ / mol 1 MHz = 3,9903132126102∙10–7 kJ / mol 1 Eh (Hatree) = 2625,5 kJ / mol egyéb: erg, J, cal, kWh, …, nm, h, … A fény(impulzus) energiája: a fénynyalábban levő fotonok energiájának összege (a teljes spektrumra) A fénynyaláb teljesítménye: J /s (W) A fénynyaláb intenzitása: Fluxus (felületi teljesítmény) [W/m2], monokromatikus fényre [foton/s ∙ m2] (Luminozitás: 1 cd (candela) = 1/683 W / térszög @ 555 nm)

Sötét vonalak a Nap színképében Joseph von Fraunhofer (1787 – 1826) 514 vonal a napfény spektrumában Fraunhofer-vonalak: 1814

William Hyde Wollaston (1766 – 1828) vonalak a napfény spektrumában: 1802

A színes lángok színképe „vonalas”

Sir John Frederick William Herschel (1792 – 1871)

H Li

William Henry Fox Talbot (1800 – 1877)

Na A vonalak helyét a lángba bekevert anyagok határozzák meg!

A színképelemzés

Robert W. Bunsen (1811–1899) Anyagok emissziós spektrumának vizsgálata Nap spektrumának spektrumának vizsgálata

Gustav Kirchhoff (1824–1887) Cs, Rb felfedezése közel 40 elem azonosítása

Magspingerjesztés

Molekulákforgásának gerjesztése

Molekularezgések gerjesztése

Elektrongerjesztés

Ionizáció

Maggerjesztések

A fény és az anyag kölcsönhatása

A fény és az anyag kölcsönhatása abszorpció

E2

E2

E1

E1

E2

E2

E1

E1

foton (hν)

spontán emisszió

stimulált (kényszerített) emisszió

E2

E2

E1

E1

A fény és az anyag kölcsönhatása spontán emisszió E2

stimulált (kényszerített) emisszió E2 E2

E1

E1

abszorpció

dφ / dt = B12 N1 ρν

E1

B21 N 2 ρν

A21 N 2

φ(=N/V): foton-sűrűség

termikus egyensúlyban

Boltzmann-eloszlás:

N2 = e − ∆E / kT N1

A21, B12, B21: Einstein-féle koefficiensek N1, N2: az alap- és a gerjesztett állapotban levő részecskék száma ρν: a sugárzás energiasűrűsége ν frekvenciánál Összefüggések:

B21 = ( g1 / g 2 ) B12

g1,g2 : statisztikai súly

c: fénysebesség

8πhν 3 A21 = B21 3 c

h: Planck-állandó

A fény és az anyag kölcsönhatása „Laboratóriumi” spektroszkópia I

Pierre Bouguet (1698 –1758) Johann Heinrich Lambert (1728–1777)

I0 I0/k I0/k2 x August Beer (1825–1863) Lambert–Beer-törvény:

I = I 010

−εcl

c : koncentráció l : rétegvastagság

A : dekadikus abszorbancia  I  ε : dekadikus moláris I − log = εcl = A  ln = − µl  abszorpciós koefficiens I0  I0  µ : természetes absz. k. I 1 A = log  T (%) = ⋅100 T : transzmittancia I0 T 

2x l Csillagászatban, légköri megfigyeléseknél:

I = I 0 e −τ

τ : optikai mélység τ = ∫ K dz = ∫ nκ dz n : számsuruseg

κ : opacitás

Abszorpciós és emissziós spektrumok

Spektroszkópiai műszerek alapfelépítése

CCD

A földi atmoszféra spektrális ablakai

Infravörös spektrális ablakok

Infravörös spektrális ablakok 0.65 –1.0 µm

R és I sávok

Optikai teleszkópok

1.25 µm

J sáv

Legtöbb infravörös teleszkóp és néhány optikai

1.65 µm

H sáv


2.2 µm

K sáv


3.45 µm

L sáv


4.7 µm

M sáv


10 µm

N sáv


20 µm

Q sáv


450 µm

szubmilliméter

Szubmilliméteres teleszkópok

Milyen információkat szolgáltat az asztrofizikusok számára egy spektrum? • Összetétel: sávok frekvenciája • Hőmérséklet: egy adott specieszhez tartozó különböző sávok relatív intenzitása • Relatív gyakoriság: különböző specieszekhez tartozó sávok relatív intenzitása • Mozgás: Doppler- (vörös-) eltolódás értéke • Nyomás: sávok profilja (alakja) • Mágneses tér: sávok felhasadásának mértéke

A Doppler-eltolódás v ∆λ = c λ

FeXIV λ = 5308 Å abszorpciós vonala

Kettőscsillagok és extraszoláris bolygók detektálása Doppler-eltolódással

Sávszélességet befolyásoló tényezők 1. Természetes vonalszélesség Heisenberg-féle bizonytalansági elv: τsp: spektroszkópiai átmenet időtartama

τ sp ∆E ≥ h

∆ν 1/ 2 =

1 2πτ sp

Lorentz-sávalak:

∆ν 1/ 2 2π g (ν −ν 0 ) = (∆ν 1/ 2 / 2)2 + (ν −ν 0 )2

Na D-vonala (λ=5890Å)

τsp=16 ns → ∆ν1/2=10 MHz

2. Nyomásáltali kiszélesedés τc: ütközések közötti átlagos időtartam b~ 1 MHz/Torr

∆ν 1 / 2 =

1

πτ c

∆ν 1/ 2 = bp

Sávszélességet befolyásoló tényezők 3. Doppler-kiszélesedés Detektor irányába v0 sebességgel mozgó részecske észlelt átmenete:

 v0  ′ ν 0 = ν 0 1 −  c  

eltolódás:

−1

Maxwell-féle sebesség-eloszlást figyelembe véve

ν 0  2kT ln 2 

1/ 2

kiszélesedés: Gauss-sávalak:

∆ν 1/ 2 =

g D (ν −ν 0 ) =

 c 

m

2

ln 2

∆ν 1/ 2

π

e

 

− 4 ln 2[(ν −ν 0 ) / ∆ν 1 / 2 ]2

Na D-vonala 300 K: ∆ν1/2=1317 MHz = 0,044 cm−1

Lorentz- és Gauss-függvények konvolúciója→ Voigt-függvény

4. Átvonulási idő kiszélesedés Molekulasugaras kísérleteknél

5. Teljesítmény-kiszélesedés Nagyteljesítményű forrásoknál (lézer)

6. Intermolekuláris kölcsönhatások Elsősorban kondenzált fázisok vizsgálatánál

Csillag forgása miatti Dopplerkiszélesedés

http://www.astrogeo.va.it/astronom/spettri/stelle-Aen.htm

A H-atom (H I) spektruma A hidrogénatom energiaszintjei

Hidrogénlámpa

sorozat

sorozat

sorozat

kiválasztási szabályok: ∆l =±1 ∆s=0

A hidrogénatom spektrumának részlete (látható tartomány)

A H-atom (H I) spektruma 1

(

1 En1 − En2 λ hc  1 1  = RH  2 − 2   n1 n2  =

)

RH : Rydberg − állandó gi  ∆E  exp i  Q  kT  P : betöltöttség

Pi =

g : multiplici tás Q : particíós fv.

A H-atom (H I) spektruma



A H-atom (H I) spektruma H+ + e¯ → H(nl) + hν


A H-atom (H I) spektruma (H II regió) T = 10 000 K

Rekombinációs vonalak (H II regió)

n = 137 H Bohr-sugara: 1 µm ↓ Maximum sűrűség: 1012 db/cm3 ↓ csillagok atmoszférájában nem észlelhető

„Lyman”-erdő a kvazár és a Föld közötti objektumok abszorpciója (eltérő vöröseltolódások)

távoli kvazár emissziós vonala

Impulzusmomentumok csatolása a H-atomban az elektron spinje (S) a pálya impulzusmomentuma (L)

}

finomszerkezet J=S+L

magok impulzus momentuma (I)

}

hiperfinomszerkezet

F=I+J

Finom- és hiperfinom szerkezet jelölés: LJ

perturbálatlan

finomszerkezet

hiperfinomszerkezet

Finom- és hiperfinom szerkezet Kiválasztási szabályok: ∆n bármi ∆L = ±1 ∆S = 0 ∆J = 0, ±1 ∆mi = 0, ±1

Külső elektromos tér: Stark-effektus

http://efrw01.frascati.enea.it/~apruzzes/Spectr/Stark/strong.html

Stark-kiszélesedés Nagy elektron/ionsűrűség esetében a spektrumvonalak kiszélesednek a statisztikus Stark-effektus miatt

Spectrum of Vega (A0 V) and Deneb (A2 Iae) between http://www.astrogeo.va.it/astronom/spettri/stelle-Aen.htm

Külső mágneses tér: Zeeman-effektus

Külső mágneses tér: Zeeman-effektus

Mágneses mező mérése Hspektrummal

spektrum fönt: mágneses tér nélkül alul: mágneses térben


vöröseltolódás: távolság intenzitás: mennyiség vonalszélesség: nyomás (és hőmérséklet) felhasadás mértéke: mágneses mező

Komplex atomok spektruma




relatív arányok: hőmérséklet

Csillagok spektrális osztályzása

relatív arányok: hőmérséklet és összetétel



Newton kísérletei a fehér fénnyel. Sir Isaac Newton ( )

Recommend Documents