Päikese spektrist ja spektroskoopiast

Kui valgus läbib klaasist prismat, lahkneb see üksikuteks värvideks ehk lainepikkusteks, mida kutsutakse spektriks. Midagi sarnast toimub vikerkaare puhul, kui päikesevalgus murdub ja peegeldub vihmapiiskades. Antud fotol on näha Päikese tervet kõrglahutuslikku spektrit, mis on jäädvustatud McMath-Pierce päikeseobervatooriumis ning ruumi kokkuhoiu mõttes tükkideks lõigatud ning järjekorras üksteise all reastatud. Tegemist on tegelikult väga pisikese Päikese poolt kiiratud elektromagnetkiirguse vahemikuga, mille nägemiseks on meie silmad evolutsiooni käigus arenenud - sellest ka nimi "nähtav valgus". Nähtava valguse "ees" ehk suurema lainepikkuse poole liikudes kohtame teisi elektromagnetkiirguse liike, mis kannavad nime infrapuna (soojuskiirgus), mikrolained ja raadiolained. Spektri teises otsas, kus lainepikkus lüheneb ning lõpuks erinevus elektromagnetkiirguse lainelise ja materiaalse olemuse vahel ähmastub, asuvad UV-kiirgus, röntgen- ja gammakiirgus.

Päikese spekter

Taolist spektrit vaadates jääb kohe silma, et see ei ole mitte pidev, vaid täis terve rodu erineva intensiivsuse (tumeduse) ja asukohaga tumedamaid alasid. Taolisi jooni, mida vaatles esimesena inglise keemik ja füüsik William Wollaston 1802. aastal ning mida lähemalt uuris ja kaardistas saksa füüsik ja optik Joseph von Fraunhofer* nimetatakse spektri neeldumisjoonteks või ka lihtsalt Fraunhoferi joonteks. Need tekivad kui kuuma keha (nagu näiteks Päike) poolt kiiratud pidev ehk ilma taoliste joonteta spekter läbib erinevaid gaasilisi aineid, mis neelavad sellest teatud kitsaid lainepikkuse osasid. Asja mitte väga keeruliseks ajamata kasutavad erinevate elementide koosseisus olevad elektronid teatud lainepikkuseid, et viia ennast aatomituuma ümber tiireldes teatud kindlatele kõrgematele energiatasemetele. Iga selline tase tekitab spektris ühe tumeda joone. Kuna igal elemendil on erinev arv elektrone ja mitu taolist astet, tekitab isegi universumi kõige lihtsam ja enimlevinud vesiniku aatom (üks prooton, mille ümber tiirleb üks elektron) mitu erinevat sellist joont. Teised elemendid ehk aatomid tekitavad jällegi teistsugusi ja arvukamaid diskreetseid joonekomplekte. Kui erinevate elementide poolt tekitatud jooni laboratoorselt uurida ja tundma õppida, saab taolist Päikese spektrit vaadeldes üsna enesekindlalt järeldada milliseid elemente selle valgus meieni jõudes läbis ning seega millest täht koosneb. Mida tugevamad erinevatele elementidele kuuluvad joonekomplektid on, seda suurem on neid tekitava elemendi kontsentratsioon. Lisaks üksikutele aatomitele tekitavad oma keerukaid joonekomplekte ka erinevad molekulid ehk aatomite ühendid.

Spektrite uurimisele keskenduv füüsikaharu kannab nime spektroskoopia ning on tõenäoliselt üks astronoomia (ja ka muude füüsikaharude) kasulikum instrument objektide koostise kindlaks määramiseks. Nimelt lisaks meile lähedal asuvale Päikesele saab taolist spektrit ja seega koostist määrata ka teiste palju kaugemate tähtede, udukogude ja isegi galaktikate puhul. Ühesõnaga praktiliselt kõige selle puhul, mis taolist informatsiooni sisalduvat valgust kiirgab. Näiteks element nimega heelium** avastati Päikese spektrist juba aastal 1868, ammu enne kui seda suudeti tuvastada Maal. Kõrvalepõikena võib mainida, et spektrid kannavad sarnast informatsiooni ka valguse peegeldudes, lubades näiteks kosmosesondidel planeedil või kuul maandumata kindlaks teha nende pinnakoostist.

Teine ja väga kasulik omadus taoliste joonte puhul on, et need on omamoodi verstapostid spektris, mis lubavad meil hinnata kas ja kui kiiresti objekt meie suhtes liigub. Kui objekt meist kaugeneb, siis sarnaselt helilainetest tuttavale Doppleri efektile*** kipub objekti poolt kiiratud valguse lainepikkus pikenevat ehk laiali venitatud. Selle tulemusel näivad Fraunhoferi jooned nihkuvat spektri punasesse otsa. Sellist olukorda nimetatakse punanihkeks ja mida kiiremini objekt meist eemaldub, seda kaugemale jooned oma algsest asukohast nihkuvad. Kui objekt läheneb, siis jooned nihkuvad spektri sinise osa poole ning efekti nimetatakse sininihkeks. Selliselt tähtede, udukogude, täheparvede ja galaktikate spektreid uurides saame välja selgitada nende suhtelisi kaugenemisi või lähenemisi meist. Kaugete galaktikate puhul mõõtes näiteks (liit)spektri selle ketta ühest servast ja teisest servast ning neid võrreldes, saame me öelda, mis pidi ja kui kiiresti need pöörlevad.

Spektroskoopiast ja selle kasutusvaldkondades astronoomias võibki vist rääkima jääda. Näiteks erinevad tähed näitavad endas erinevate elementide poolt jäetud neeldumisjooni, läbi mille saab määrata nende tüüpe, tekkemehhanisme, arengut, suurust, temperatuuri, vanust ja palju muud kasulikku.

Erinevate tähtede (spektraal)tüüpide võrdlev spekter, kus on näha erinevate elementide poolt tekitatud neeldumisjoonte asukohad ja intensiivsused. Meie Päike vastab G0 tüübile.

Räägime veel korraks temperatuurist. Kui Päikese umbes 6000 kelvini suurune pinnatemperatuur tähendab, et see kiirgab enamuse oma kiirgusest meie jaoks "nähtava valguse" nime kandva elektriomagnetkiirguse vahemiku keskosas (kollakas-rohelises), siis teist tüüpi tähed seda tavaliselt ei tee. Nagu igapäevaelust teame, siis näiteks rauatükki soojendades muutub see kõigepealt kergelt punaseks, siis väga punaseks ja temperatuuri veelgi tõstes peaaegu valgeks ja lõpuks sinakaks (keevitus). Ühesõnaga on eseme (näiteks tähe) temperatuur otseses seoses sellega, et millises lainepikkuse vahemikus selle kiirgus kõige intensiivsem on. Nii paistavad meile osad väga massiivsed ja kuumad tähed sinakad, jahedamad tähed aga punakad. Näiteks Orioni tähtkujus asuv sinine ülihiid Riigel on nii kuum (12 000 kraadi), et enamus selle näivast heledusest jääb meie silmale nähtavast valguse spektrist väljapoole UV-kiirguse alasse. Oleks meie evolutsioon kulgenud Riigeli ümber tiirutades, oleks meie silmad tõenäoliselt tundlikumad elektromagnetkiirguse lühema lainepikkuse vahemikus, milles Riigel kõige võimsam on. Tunnetuslikult tõenäoliselt aga vahet väga ei oleks.

*Joseph von Fraunhoferi nimi peaks Eesti astronoomiahuvilistele tuttav olema ka Tartu Tähetornis näitusel oleva Fraunhoferi suure refraktori järgi. Tegemist oli 1824. aastaks Dorpati ülikooli poolt tellitud ja Fraunhoferi ehitatud maailma suurima (9tolli) ja parima akromaatilise läätsteleskoobiga, mis oli varustatud maailma esimese niinimetatud saksa ekvatoriaalse monteeringuga. See viimane on nüüdisajal astrofotograafide poolt kaugelt kõige enimkasutatud monteeringu tüüp.

**heelium on seetõttu oma nime saanud Kreeka päikesejumal Heliose järgi.

***Doppleri efekti parimaks näiteks on vaatlejast (kuulajast) kiiresti möödasõitva automootori helitooni muutus. Meie poole liikuva auto hääl on kõrgem (kuna helilaineid surutakse liikumissuunas kokku) ja meist eemalduva auto hääl madalam (kuna helilaineid venitatakse pikemaks). Sama toimub valguslainetega, kui selle allikas meile läheneb või meist kaugeneb.