Ciencia de la astronomía: ¿Qué son las líneas de Fraunhofer? ¿Por qué los humanos no pueden explorar el universo sin él?

Después de dispersar la luz del sol, obtendrás la siguiente imagen

Este es el espectro del sol. Si lo observas con atención, podemos ver que en este espectro hay. una gran cantidad de franjas oscuras, que llamamos líneas de Fraunhofer. Este fue un gran descubrimiento en el siglo XIX. Es precisamente gracias a este descubrimiento que ahora entendemos la teoría del Big Bang del universo, los magnetares, los agujeros negros y varios estudios sobre la búsqueda de exoplanetas.

Hola a todos, soy Tengbao. En este número, hablemos de Fraunhofer Line.

Sabemos que después de pasar por un prisma, la luz del sol se dispersará en luz de diferentes colores, como un arco iris. Esto se llama dispersión de la luz, y la luz de cada color obtenida después de la dispersión se llama espectro. ! Esto fue descubierto por primera vez por Newton en el siglo XVII.

¡Más de 100 años después de que Newton descubriera que la luz del sol se puede dispersar!

En 1802, un científico llamado Wollaston. Se realizaron mejoras en el experimento de Newton. Esta mejora aumentó la precisión del espectro después de la dispersión, permitiendo detalles que antes no se podían ver con claridad. A través de mejoras, Wollaston descubrió por primera vez que el espectro del sol no es continuo: tiene franjas oscuras que separan los diferentes colores de luz.

Entonces, en ese momento Wollaston pensó que las franjas oscuras deberían ser la línea divisoria. entre diferentes colores No vale la pena estudiarlo. Aunque la suposición es errónea, este descubrimiento es la primera vez que aparecen rayas oscuras.

En 1817, Fraunhofer diseñó el primer espectrómetro. A través del espectrómetro, descubrió que había hasta 576 líneas oscuras en el espectro solar, y que el ancho y la posición de estas líneas oscuras variaban. que estas franjas oscuras no son simplemente líneas de color.

Pero Fraunhofer no tiene idea de lo que esconden estas rayas oscuras. Aunque no sabía qué era, Fraunhofer también hizo un trabajo notable: midió una por una las longitudes de onda correspondientes de las más de 570 líneas oscuras que descubrió y las marcó. Este trabajo sentó una base sólida para resolver posteriormente el misterio de la línea oscura. Entonces, después de que la gente entendió el misterio de la línea oscura, para conmemorarlo, ¡llamaron a estas franjas oscuras líneas Fraunhofer!

El misterio de la línea oscura fue descubierto por el físico alemán Kirchhoff y el químico Bunsen en 1859.

Sabemos que al quemar diferentes elementos se producirán diferentes colores de luz. Por ejemplo, el color de la llama del elemento sodio es amarillo dorado y el color de la llama del cobre es verde.

Kirchhoff y Bunsen utilizaron un espectrómetro para dispersar la luz emitida por estos elementos y obtuvieron sus espectros. Descubrieron que la luz emitida por los elementos aparece como franjas brillantes en el espectro, y cada elemento tiene líneas brillantes específicas. Por ejemplo, el espectro del elemento sodio tiene una característica de doble franja amarilla.

Así que a la inversa, ¿podemos inferir qué elemento es a través de dicho espectro?

La respuesta es ¡sí!

¡A través del espectro de emisión de un elemento, podemos determinar de qué elemento se trata!

Entonces, ¿qué tiene esto que ver con la línea oculta?

En 1859, Kirchhoff y Bunsen utilizaron un instrumento llamado mechero Bunsen para iluminar el secreto detrás de la línea oscura.

La fuente de luz del mechero Bunsen es la luz de la cal, que tiene un espectro continuo. Sin embargo, cuando Kirchhoff y Bunsen dejaron pasar esta fuente de luz a través de gases con diferentes elementos, encontraron que aparecían franjas oscuras y alternas. El espectro originalmente continuo, y las posiciones de estas franjas oscuras y sus anchos correspondían a las franjas brillantes cuando los elementos se quemaron antes.

En otras palabras, las rayas oscuras y las rayas brillantes deben ser causadas por elementos. Las rayas oscuras son líneas de absorción de elementos y las rayas brillantes son líneas de emisión.

Inmediatamente, Kirchhoff y Bunsen compararon las líneas oscuras en el espectro solar previamente medidas por Fraunhofer. ¡Efectivamente, estas líneas oscuras correspondían a las líneas de emisión de elementos conocidos! ¡Desde entonces, el misterio del hilo oculto ha sido resuelto! ¡El análisis espectral se ha convertido hoy en día en nuestra arma secreta para explorar el universo!

Entonces, ¿qué podemos saber después de pasar la Línea Fraunhofer?

Como dijimos antes, si realizamos un procesamiento de dispersión en cuerpos celestes distantes, obtendremos un espectro lleno de franjas oscuras. Debido a que las franjas oscuras son las líneas de absorción de elementos, podemos inferir a través de las líneas de absorción. . La composición elemental de un cuerpo celeste, ¡ésta es una de ellas!

Otra es que, basándonos en el espectro, podemos juzgar si un trozo de luz tiene un desplazamiento al rojo o al azul.

Hemos dicho antes que la posición de la línea de absorción del elemento en el espectro es fija, pero esto es en general cuando la longitud de onda de la luz cambia, la posición de la línea de absorción del elemento en el espectro, será. también cambiar inmediatamente.

Por ejemplo, si hay un efecto Doppler en un cuerpo celeste, el efecto Doppler describe un fenómeno en el que la longitud de onda de una fuente de onda cambia debido a cambios en el movimiento de la fuente de onda en relación con el observador. Cuando la fuente de onda se aleja del observador, sus cambios de longitud de onda se estirarán; de lo contrario, su longitud de onda se comprimirá. Luego, la longitud de onda se vuelve más larga, lo que se refleja en la luz volviéndose más roja, y la línea de absorción espectral sobre ella parece moverse hacia la banda roja. Esto es un desplazamiento hacia el rojo, y viceversa, es un desplazamiento hacia el azul.

Entonces, a través del desplazamiento hacia el rojo y el desplazamiento hacia el azul del espectro, podemos inferir el estado de movimiento de un cuerpo celeste con respecto a nosotros.

En 1927, Hubble determinó que la mayoría de las galaxias se alejan de nosotros basándose en el desplazamiento hacia el rojo y el desplazamiento hacia el azul del espectro, y luego llegó a la conclusión de la expansión del universo.

Bueno, al analizar el desplazamiento al rojo y al azul del espectro, ¡también podemos usarlo para encontrar exoplanetas!

Actualmente existen dos métodos principales para buscar exoplanetas, uno es el método de observación de tránsito y el otro es el método de velocidad radial.

Entre ellos, el método de la velocidad radial se basa en el desplazamiento hacia el rojo y el desplazamiento hacia el azul del espectro. Cuando hay un planeta alrededor de una estrella, la gravedad del planeta también provocará interferencias en la estrella, provocando que ésta oscile y luego habrá cambios periódicos en la dirección de nuestra línea de visión, que se reflejan en el espectro. lo que significa desplazamiento regular hacia el rojo y hacia el azul. En base a esto podemos inferir si hay planetas alrededor de la estrella y su período de revolución, etc.

A través de los espectros, también podemos deducir los campos magnéticos de cuerpos celestes lejanos.

En 1896, el físico Zeeman descubrió que cuando la fuente de luz se coloca bajo un fuerte campo magnético, las líneas de absorción de los elementos se dividirán. Cuanto más fuerte sea el campo magnético, mayor será el espacio entre las líneas espectrales. Lo llamamos. Este fenómeno es el efecto Zeeman. A través del efecto Zeeman, podemos inferir la intensidad del campo magnético de un cuerpo celeste.

En definitiva, aunque no podemos salir ahora del sistema solar, a través de nuestra sabiduría humana y el esfuerzo de nuestros antepasados ​​generación tras generación, hemos abierto una puerta al universo a través de la observación de espectros.