Svetlost do najsitnijeg detalja

Da bismo zaronili u svet spektralne dijagnostike, hajde da se prvo bolje upoznamo sa glavnim nosiocem informacija, svetlošću. Očigledno, mi ne možemo da dotaknemo niti da okusimo daleke zvezde. Miris i zvuk se ne prenose kroz medjuzvezdanu materiju koja je bolji vakuum od najboljeg koji možemo da stvorimo u zemaljskim laboratorijama. Te zvezde pojedinačno na nas nemaju bitan gravitacioni uticaj, a o elektrostatičkoj ili magnetnoj interakciji, ukoliko izuzmemo Sunce, nema ni govora. Očigledno je jedino čulo na koje možemo da se oslonimo čulo vida.

Čovek golim okom vidi do šest hiljada zvezda, medjutim uz pomoć nekog od najvećih teleskopa današnjice (na primer, KECK teleskop, na planini Mauna Kea na Havajima), možemo videti i milion puta manje sjajne objekte od onih koji su dostupni golom oku. Ne samo da su uz pomoć takvih instrumenata zvezde u našoj galaksiji na dohvat ruke, nego je vrlo moguće posmatrati i objekte koji su jako daleko (toliko daleko da je čak i svetlosti potrebno nekoliko milijardi godina da stigne do nas).

Već samo na osnovu merenja intenziteta te svetlosti možemo dobiti neke korisne informacije o tom objektu, ali ispostavlja se da se u toj maloj količini svetlosti koja stiže do nas sa neke daleke zvezde (svetlost koja stiže do nas direktrno je srazmerna energiji koju zvezda oslobadja u jedinici vremena a obrnuto srazmerna kvadratu rastojanja do te zvezde, relacija koja uz par dobrih pretpostavki čini čuda...) krije mnogo više informacija. Gde su te informacije skrivene? Odgovor na to pitanje krije se u samoj prirodi svetlosti.

Njutn razlaže svetlost prizmom

Negde sredinom devetnaestog veka, rešavajući sistem od četiri jednačine koje opisuju električno i magnetno polje, danas poznat kao Maksvelove jednačine, ovaj veliki engleski fizičar došao je do zapanjujućeg oktrića. Svetlost se može posmatrati kao elektromagnetni talas, odnosno poremećaj električnog i magnetnog polja koji se prenosi kroz prostor.

Za razliku od mehaničkih talasa, ovaj talas se prostire i kroz vakum i to najvećom mogućom brzinom u prirodi: 300 000 km/s! Ovaj elektromagnetni talas karakterišu, kao i svaki drugi talas, dve bitne veličine: talasna dužina (λ) i frekvencija (ν). One su medjusobno povezane relacijom: λ ν = c. Brzina svetlosti je konstanta, pa se vidi da nam je za opisivanje svetlosti dovoljna jedna od ove dve veličine. Odabir zavisi od ličnog afiniteta, pa ću ja dalje u tekstu koristiti talasnu dužinu. Sad, talasna dužina elektromagnetnog talasa ima jako širok opseg, od nekoliko pikometara (jedan hiljaditi deo jednog milijarditog dela metra), do nekoliko stotina metara. Elektromagnetno zračenje se po talasnoj dužini deli na: gama zračenje (Talasna dužina manja od 100 pm), X zračenje (100pm- 10nm), UV (ultraljubičasto) zračenje (10nm-380 nm), vidljiva svetlost (380- 760nm), IC (infracrveno) zračenje (760nm- 1mm) i radio zračenje (preko jednog mm). Vidi se da radio talasi, koje na Zemlji koristimo za komunikaciju, imaju istu prirodu kao i vidljiva svetlost, jedino se, i to bitno, razlikuju talasne dužine dotičnih talasa, tako da su nam za detekciju vidljive svetlosti dovoljne naše oči, dok je za detekciju radio talasa potrebna antena.

Našu priču o svetlosti kao talasu dodatno komplikuju još dve stvari. Prvo, početkom dvadesetog veka, Albert Ajnštajn je prilično ubedljivo pokazao da se svetlost takodje ponaša i kao čestica (i izmedju ostalog, dobio i Nobelovu nagradu za to). Uveden je foton kao čestica bez mase koja je „prenosilac“ svetlosti. Ali, nije se moglo pobeći ni od talasne prirode, pošto se i ona manifestovala u velikom broju eksperimenata. Ovu nedoumicu je rešio De Brolj, uvodeći čuvenu relaciju po kojoj svaka čestica u mikrosvetu ima i čestična i talasna svojstva, pa shodno tome često kažemo da je svetlost dualne prirode. Neka vas ne čudi onda što se u astronomskim i fizičarskim pričama često sreću izraze tipa: „foton te i te talasne dužine.“

Priroda svetlost nam ne dozvoljava da je jednostavno opišemo. Ono što je bitno znati je da su jedna ili druga svojstva manje ili više izražena za elektromagnetne talase različitih talasnih dužina. Tako se gama zraci skoro u potpunosti ponašaju kao čestice, dok za opisivanje radio talasa, kao što im i samo ime kaže, talasni pristup radi savršeno. Takodje, energija fotona je obrnutno srazmerna njegovoj talasnoj dužini, tačnije E=hc/ λ, iz čega se vidi zašto su gama zraci tako opasni (imaju veliku energiju) a radio zračenje konstantno prolazi kroz nas pa ga ipak ne primećujemo (ima jako malu energiju).

Spektar Sunca

Drugo, svetlost koja dolazi do nas sa nekog dalekog objekta je mešavina manje-više svih talasnih dužina koje smo gore pomenuli! To pre svega znači da mi nikako ne možemo našim očima videti ceo spektar elektromagnetnog zračenja. Eto! Pomenuli smo i tu magičnu reč! Spektar. Pa da je i jasno definišemo, pod spektrom EM zračenja podrazumevamo razlaganje te mešavine talasa različite talasne dužine na sastavne delove. Najčešće nas interesuje da vidimo koliki je udeo koje talasne dužine u tom zbirnom zračenju, odnosno, preciznije rečeno, raspodela intenziteta zračenja po talasnim dužinama.

Vidimo da se neka najgrublja podela nameće sama po sebi, za različito zračenje su nam potrebni različiti detektori, pa i kolektori zračenja (teleskopi). Za gama zrake se koriste posebni gama teleskopi, tzv. kolimatori, UV zračenje se slabo reflektuje od običnih teleskopa, pa se prave ogledala od posebnih materijala i posebnog oblika da bi se ovo zračenje „uhvatilo“. Znamo da vidljivu svetlost možemo detektovati golim okom, fotoćelijom ili fotopločom, a danas i CCD (charged couple device) kamerom. Ta magična sprava može donekle da nam pomogne i u IC delu spektra a za zračenje velikih talasnih dužina koristimo razne antene kao detektore pošto su tu talasna svojstva toliko izražena da oscilacije električnog i magnetnog polja indukuju struju u anteni, pa nam intenzitet te struje govori koliko izvor „jako“ zrači u radio domenu.

Te intervale možemo dalje usitniti korišćenjem filtera. Stavljanjem filtera na običan teleskop na primer, možemo izolovati intervale od oko 10 nm u vidljivom delu spektra. To znači da posmatrač može da izmeri tačno koliko zračenja u intervalu od npr. 450-460 nm dolazi do nas sa te i te zvezde. Kažem „dolazi“, a ne „koliko zvezda izrači“, pošto ma koliko prostor izmedju zvezda igledao prazan, on to ipak nije, pa se sa svetlošću na putu od te zvezde do nas desi sve i svašta. Ako želimo još veću preciznost, potreban nam je spektrograf. Šta je sad to? Najjednostavniji primer bi bio omot albuma „Dark side of the moon“.

Prizma kroz koju je propuštena Sunčeva svetlost je razlaže na boje, a to što mi vidimo kao svetlost različite boje nije ništa drugo to svetlost različitih talasnih dužina. Ljubičasta boja ima najmanju, a crvena najveću talasnu dužinu. Ljudsko oko je najosetljivije na talasnu dužinu od 555 nm što je granica izmedju zelene i žute boje, i gle čuda, talasna dužina na kojoj je maksimum zračenja Sunca. Uz pomoć prizme, dosta novca i dosta preciznosti i pedantnosti možemo da razložimo svetlost tako da možemo da izmerimo koliko svetlosti dobijamo na intervalima reda veličine stotog pa i hiljaditog dela nanometra! Ali, zbog čega bi neko uopšte želeo to i šta nam to govori?

Duga - razlaganje svetlosti na kapljicama kiše

Sad moramo prići problemu sa druge strane, odnosno videti kako ta svetlost nastaje. Uzmimo za primer jednu zvezdu. To je lopta vrelog gasa. Tipična zvezda Sunčevog tipa je sačinjena od oko 90% vodonika, 10% helijuma i manje od 1% težih elemenata. Gledano od centra ka površini temperatura opada od nekoliko miliona do nekoliko hiljada stepeni. Sad, atomi na tim temperaturama, usled medjusobnih sudara i drugih procesa, emituju fotone. (Ovaj proces je sam po sebi jako zanimljiv, ovde ćemo reći samo da ta emisija fotona nastaje kao rezultat tzv. „deekscitacije“ atoma.

Naime, pri sudaru sa drugim atomom ili fotonom, atom može biti ekscitovan, odnosno, elektron u atomu će preći na više energetsko stanje. Elektron će se brzo vratiti u stanje niže energije a taj energetski višak će biti nadoknadjen emisijom fotona čija energija odgovara razlici u energiji izmedju ekscitovanog i „neekscitovanog“ stanja). Fotoni koji nastanu u dubljim slojevima će vrlo brzo biti apsorbovani od strane okolnih atoma, ali će od fotona koji nastanu u površinskim slojevima izvestan deo stići do površine zvezde a odatle možda i do posmatrača. Ispostavlja se da raspored tog zračenja koje kreće sa površine zvezde ima specifičnu raspodelu po talasnim dužinama (tzv. spektralnu raspodelu), a ta raspodela zavisi od mnoštva fizičkih parametara u površinskim slojevima zvezde: temperature, magnetnog polja, zastupljenosti različitih elemenata, pritiska, površinske gravitacije...

Cilj spektralne dijagnostike je da na osnovu analize spektra jedne zvezde proceni vrednosti tih fizičkih parametara. Tu do izražaja dolazi multidisciplinarnost astrofizike kao nauke, astrofizičari pri „modeliranju“ zvezdanih atmosfera (površinskih slojeva) moraju koristiti atomsku i kvantnu fiziku, teoriju zračenja, termodinamiku i statističku fiziku. Da bi smo, na osnovu teorije, povezali pomenute fizičke parametre i posmatrani spektar, potrebno je mnogo pretpostavki, računa, pogrešnih pokušaja, ali rezultat je zapanjujuć: Možemo dobiti jako dobru sliku o tome kakvi uslovi vladaju na površini neke daleke zvezde što će opet naučnicima koji se bave strukturom zvezda služiti kao početna tačka za ispitivanje toga kako ta zvezda izgleda u dubljim slojevima, ali to je priča za neki drugi put. Sada, da vidimo na nekim primerima da analiza spektra daje rezultat:

Zračenje zvezda u manjoj ili većoj meri liči na zračenje tzv. „apsolutno crnog tela“. Čuveni teorijski fizičar Maks Plank je izračunao kako treba da izgleda ta raspodela (vidi sliku). Talasna dužina na kojoj je maksimum zračenja je obrnuto proporcionalna temperaturi. Dakle, jednostavnim posmatranjem spektra zvezde možemo grubo odrediti njenu temperaturu. Na slici se vide još neke bitne razlike izmedju spektra apsolutno crnog tela i zvezde. Uočava se veliki „višak“, odnosno „manjak zračenja“ na tačno odredjenim talasnim dužinama. To je još davno primetio Nemački optičar Fraunhofer, u spektru Sunca, kao crne linije na dugi koju je dobio propuštajući svetlost kroz prizmu. Kada te (spektralne) linije predstavimo na dijagramu zavisnosti intenziteta svetlosti od talasne dužine vidimo da svaka ima karakterističan oblik. Vidimo da sem toga razlikuju po površini koju zahvataju na grafiku, po širini, neke su asimetrične... itd.

E, upravo nam te karakteristike linija otkrivaju još mnogo štošta. Spektralne linije nastaju kao posledica izrazite emisije ili apsorpcije od strane elemenata prisutnih u atmosferi zvezda. Tako imamo linije vodonika, helijuma, kalcijuma, gvoždja... Na osnovu intenziteta linija možemo proceniti udeo (eng. abundance ) svakog od tih elemenata. Mereći širinu tih linija možemo zaključiti koliko je atmosfera topla, na osnovu eventualnog cepanja linija dobijamo podatak o tome koliko je magnetno polje na površini zvezde... itd. Jedan izrazito važan podatak koji dobijamo iz spektra tiče se samog položaja spektralne linije.

Ukoliko uočimo, npr. liniju gvoždja na nekoj drugoj talasnoj dužini, a ne na onoj na kojoj je očekujemo na osnovu laboratorijskih merenja, to nam, na osnovu doplerovog efekta (pojava koju je svako primetio šetajući pored auto puta: zvuk automobila koji prilazi se čini višim od zvuka automobila koji se udaljava) daje podatak o kretanju zvezde. Ovo je podatak koji na prvi pogled ne izgleda toliko bitan, ali upravo je ovo omogućilo Edvinu Hablu da dodje do čuvene relacije izmedju udaljenosti do neke galaksije i njenoj brzini u odnosu na nas, tzv. Hablovog zakona, koji je neizmeran doprinos kosmologiji tridesetih godina prošlog veka.

Teorijski izgled Plankove krive i spektralna raspodela zraèenja Sunca

Stvari postaju komplikovanije, ne samo da se teorijski izračunavaju relacije koje nam omogućavaju da na osnovu spektra dolazimo do podataka, već se svi gore pomenuti uslovi u zvezdanim atmosferama do detalja simuliraju na modernim računarima i kasnije uopredjuju sa posmatranjima, pa tako dobijamo odjednom celokupnu sliku o tome kako izgleda „tamo neka“ daleka zvezda. Simuliraju se ne samo atmosfere kao takve već i naizgled sitni dogadjaji, eksplozije u atmosferi, pege na zvezdama, protuberance i filamenti na Suncu... A paraleleno s tim raste moć teleskopa i spektrografa, iz godine u godinu. Prave se katalozi spektara zvezda i galaksija, kao i programi za simulaciju spektara dostupni svakome ko želi da radi sa njima.

Dakle, kada sledeći put čujete da na nekoj zvezdi, udaljenoj hiljadama parseka, vladaju ta i ta temperatura i pritisak, verovatno je neko seo, propustio njeno zračenje kroz prizmu ili difrakcionu rešetku, pogledao spektar, napravio par pretpostavki i proračuna i rekao: „Uklapa se.“