A fény és az anyag kölcsönhatása

Forgási spektroszkópia: Kétatomos merev rotátor

m 1 m 2

merev rotátor:

r

= állandó

r 1 r 2

tehetetlenségi nyomatékok:

I a

 0 ,

I b



I c r I b



m

1

r

1 2 

m

2

r

2 2 ,

r

1 

m

1

m

2 

m

2

r

,

r

2 

m

1

m

1 

m

2

r I b



m m

1

m

2 1 

m

2

r

2  

r

2  : redukált tömeg  : szögsebesség

Klasszikus leírás:

E

rot  1 2

I b

 2

bármekkora

étéket felvehet

Kvantummechanikai:

Rotációs állandó:

E

rot   2

I

2

J



J

 1   8 

h

2 2

I b J



J

 1  

BhcJ



J

 1 

B



h

8  2

cI b diszkrét

értékek

J=

0,1,2,… : Rotációs kvantumszám

Kiválasztási szabály

(abszorpcióra, emisszióra): 1) állandó dipólusmomentum 2) D

J

= ±1 (Raman: D

J

=0, ±2)

Forgási spektroszkópia: Kétatomos merev rotátor A CO forgási spektrumának részlete

hullámszám /cm



1

B

=1,9225 cm  1 

r

= 1,13 Å

A rotációs vonalak intenzitása Maxwell Boltzmann eloszlás:

N



N

0

e



E

/

kT

Rotációs szintekre:

N J



N

0

g J e



E

ro t /

kT

Kétatomos rotátorra:

g N J E

rot

J

  2

J



hcBJ

1    2

J

 1 

J



N

0 1 

e



hcBJ



J

 1  /

kT T

1

T

1 <

T

2

T

2

g J

 2

J

 1

N



N

0

e



E

/

kT

Forgási spektroszkópia: Többatomos merev pörgettyűk Pörgettyű típus Tehetetlenségi momentumok Termértékek Szerkezet Példa lineáris

I

a =0,

I

b =

I

c

BJ

(

J

+1) lineáris HCl, N 2 , CO 2 gömbi szimmetrikus  lapított szimmetrikus  nyújtott aszimmetrikus

I

a =

I

b =

I

c

I

a =

I

b <

I

c

I

a <

I

b =

I

c

I

a <

I

b <

I

c

BJ

(

J

+1) tetraéder, oktaéder, … CH 4 , SF 6

BJ

(

J

+1) +

K

2 (

C



B

) egy

C

n tengely (

n

 3) CHCl 3 , C 6 H

BJ

(

J

+1) +

K

2 (

A



B

) egy

C

n tengely (

n

 3) CH 3 Cl, C 2 H

J, K, L

kvantumszámok nincs

C

n tengely (

n

 3) H 2 O, H 2 O 2 , CH 3 OH 6 6

J

=

K

,

K

+1,

K

+2, …

MW (forgási) spektroszkópia

2007-ig kb. 130 „csillagközi” molekulát azonosítottak mikrohullámú és infravörös átmeneteik alapján

MW (forgási) spektroszkópia

MW (forgási) spektroszkópia

Spektrumok értékelése

• Doppler eltolódás korrigálása • Eltérő források kiszűrése • Sávsorozatok (

J

) • Izotopomerek • Kiválasztási szabályok • Környezeti hatások analizálása

Rezgési spektroszkópia

Harmonikus oszcillátor modell Kétatomos (AB) molekula:

V

 1 2

k



r



r e

 2

r F F



Klasszikus:

 d 2 

r

d

t

 2

r e

  

k



r



r e

 

A

sin  2 

t

  0   

m m A A



m B m B

Kvantummechanikai:

  1 2 

k



V v

=4

v

=3

v

=2

v

=1

v

=0

E

v 

h

2 

k

 1 2 

h

 1 2

v

: rezgési kvantumszám

r

e

zéruspont (rezgési) energia

r

Többatomos molekulák:

kiválasztási szabályok:

D

v

= ±1 absz.(IR): átmeneti dipólus momentum  0 Raman: polarizálhatóság változása  0

Normálkoordináták

(csatolt rezgések),

de

környező kötések erőállandójától jelentősen eltérő erősségű kötések →

karakterisztikus kötési és csoportfrekvenciák

Rezgési spektroszkópia: karakterisztikus kötési és csoportfrekvenciák

Rezgési-forgási spektrumok

Példa: a CO molekula gázfázisú IR spektruma

Rezgési-forgási spektrumok D  ~ max

PR

  2 , 3583 8

BkT

/

hc



BT

Rezgési-forgási spektrumok

Rezgési-forgási spektrumok

Víz a napfoltok előtt

első (elektron-) gerjesztett alapállapot

Elektrongerjesztési (UV-látható) spektroszkópia

energia

A benzol molekulapályái

alapállapot térbeli (rezgési) koordináta

rezgési szintek

Elektrongerjesztési (UV-látható) spektroszkópia

Diffúz csillagközi sávok (Diffuse Interstellar Bands, DIBs) Több, mint 100 azonosítatlan átmenet az UV, látható és a közeli IR tartományban Lehetséges eredet: poliaromás szénhidrogének (PAHs) poliaromás nitrogén heterociklusok (PANHs) fullerének, nanocsövek lineáris szénláncok

DIBs: rotációs kontúr

Csillagközi térben észlelt molekulák 2 atomos 3 atomos H 2 AlF AlCl C 2 CH CH + CN CO CO + CP SiC HCl KCl NH NO NS NaCl OH PN SO SO + SiN SiO SiS CS HF SH HD (FeO) O 2 CF + (SiH) PO C 3 C 2 H C 2 O C 2 S CH 2 HCN HCO HCO + HCS + HOC + H 2 O H 2 S HNC HNO MgCN MgNC N 2 H + N 2 O NaCN OCS SO 2 c-SiC 2 CO 2 NH 2 H 3 + SiCN AlNC SiNC HCP 4 atomos c-C 3 H l-C 3 H C 3 N C 3 O C 3 S C 2 H 2 NH 3 HCCN HCNH + HNCO HNCS HOCO + H 2 CO H 2 CN H 2 CS H 3 O + c-SiC 3 CH 3 5 atomos 6 atomos 7 atomos 8 atomos 9 atomos 10 atomos C 5 C 4 H C 4 Si l-C 3 H 2 c-C 3 H 2 H 2 CCN CH 4 HC 3 N C 5 H l-H 2 C 4 C 2 H 4 CH 3 CN CH 3 NC CH 3 OH CH 3 SH HC 3 NH + HC 2 NC HC 2 CHO HCOOH NH 2 CHO H 2 CNH H 2 C 2 O C 5 l-HC N 4 N H 2 NCN HNC SiH 4 H 2 COH + C 4 H – 3 c-H 2 C 3 O (H 2 CCNH) C 6 H CH 3 C 2 H HC 5 N CH 3 C 3 N CH 2 CHCN HC(O)OCH 3 CH 3 COOH C 7 H CH 3 C 4 H CH 3 CH 2 CN CH 3 C 5 N (CH 3 ) 2 CO (CH 3 ) 2 O (CH 2 OH) 2 CH 3 CH 2 OH CH 3 CH 2 CHO CH CH 3 3 CHO c-C 2 H 4 O NH 2 H 2 C 6 CH 2 OHCHO CH 3 C(O)NH 2 (l-HC 6 H) H 2 CCHOH (CH 2 CHCHO) C 6 H – CH 2 CCHCN HC 7 N C 8 H – C 3 H 6 11 atomos 12 atomos HC 9 N (C 6 H 6 ) CH 3 C 6 H (C 2 H 5 OCH 3 ) 13 atomos HC 11 N

Csillagközi felhőkben azonosított molekulák 2 atomos 3 atomos H 2 AlF AlCl C 2 CH CH + CN CO CO + CP SiC HCl KCl NH NO NS NaCl OH PN SO SO + SiN SiO SiS CS HF SH HD (FeO) O 2 CF + (SiH) PO C 3 C 2 H C 2 O C 2 S CH 2 HCN HCO HCO + HCS + HOC + H 2 O H 2 S HNC HNO MgCN MgNC N 2 H + N 2 O NaCN OCS SO 2 c-SiC 2 CO 2 NH 2 H 3 + SiCN AlNC SiNC HCP 4 atomos c-C 3 H l-C 3 H C 3 N C 3 O C 3 S C 2 H 2 NH 3 HCCN HCNH + HNCO HNCS HOCO + H 2 CO H 2 CN H 2 CS H 3 O + c-SiC 3 CH 3 5 atomos 6 atomos 7 atomos 8 atomos C 5 C 4 H C 4 Si l-C 3 H 2 c-C 3 H 2 H 2 CCN C 5 H l-H 2 C 4 C 2 H 4 CH 3 CN CH 3 NC CH 3 OH C 6 H CH 3 C 3 N CH 2 CHCN HC(O)OCH 3 CH 3 C 2 H HC 5 N CH 3 CHO CH 3 H COOH C 2 7 H C 6 CH 4 HC 3 N HC 2 NC H 2 CNH NaCl CH C 5 N 3 H 2 C 2 O CH 3 SH HC 3 NH + l-HC 4 N H 2 NCN HNC 3 SiH 4 H 2 COH + C 4 H – c-H 2 C 3 O (H 2 CCNH) CO H + 2 O H 3 O + 9 atomos 10 atomos 11 atomos 12 atomos 13 atomos CH 3 C 4 H CH 3 CH 2 CN (CH 3 ) 2 O (CH 2 OH) 2 CH 3 CH 2 OH CH 3 CH 2 CHO HC 7 N CH 3 C 5 N (CH 3 ) 2 CO HC 9 N (C 6 H 6 ) CH 3 C 6 H (C 2 H 5 OCH 3 ) HC 11 N CH 2 C 8 H –

Lézerek és mézerek

Laser/maser: light/microwave amplification by stimulated emission of radiation

Populáció inverzió

megvalósítása:

Három energiaszintű lézerek

gerjesztés

E

3 sugárzásmentes átmenet gyors

E

2

metastabilis állapot

Lézersugárzás impulzusszerű

E

1 pl.: rubinlézer Populáció

Lézerek és mézrek

Populáció inverzió

megvalósítása:

Négy energiaszintű lézerek

E

4 sugárzásmentes átmenet gyors

E

3

metastabilis állapot

gerjesztés Lézersugárzás pl.: Nd:YAG lézer

E

2 sugárzásmentes átmenet gyors

E

1 Populáció

Asztrofizikai mézerek (APM)

• Első felfedezések: 1965 Weaver et al.: „mysterium” vonalak az Orion ködről felvett OH gyök mézer színképben 1965 Weinreb et al.: azonosítás – 1967 Davies et al.: intenzitások magyarázata: természetes 1969 Townes: H 2 O mézer • 1970-ig 7 molekulát (OH, H 2 O, NH 3 , H 2 CO, CO, CN és HCN) fedeztek fel a csillagközi térben, ezek közül kettőt (+2?) mézerként is: OH, H 2 O (H 2 CO, NH 3 ) • Jelenleg kb. 130 molekulát ismerünk a csillagközi térben, ezekből tíznek (1999-es adat) mézer átmenetei is ismertek: OH, H 2 O, NH 3 , SiO, CH 3 OH, H 2 CO, HCN, SiS, CO 2 , CH és egy atomos mézer: H

Asztrofizikai mézerek (APM)

Miért mézerek?

• Példa OH mézer

Intenzitás arányok

Termodinamikai egyensúly esetén a 1612, 1665, 1667 és a 1720 MHz-nél észlelt vonalak arányának 1:5:9:1-nek • kellene adódnia. Nem ezt, sőt időben változót észleltek.

Vonal szélesség és abszolút intenzitás

• Más vonalak alapján T=50 K, mézerátmenetre T=1 milliárd K-nek adódna!

Méret

Relatíve kicsi fényforrások és/vagy jól kollimált sugárzás.

•

Polarizáció

Sok esetben cirkulárisan polarizált sugárzás. (Mágneses tér hatása)

Asztrofizikai mézerek (APM)

Mi pumpálhatja az asztrofizikai mézereket?

1) Ütközés atomokkal és molekulákkal (leggyakrabban H, H 2 , He) 2) (Távoli IR) háttérsugárzás 3) Kémiai reakció (gerjesztett állapotú termék keletkezik)

Hol fedeztek fel természetes mézereket?

1) Csillagképződési régiókban: többnyire cirkulárisan polarizált OH mézerek (pumpálás nyomáshullámokkal, turbulenciával), NH 3 , SiO és H 2 CO mézerek 2) Vörösóriások atmoszférájában változó csillagok esetében „impulzus üzemű”

Asztrofizikai mézerek (APM)

Hol fedeztek fel természetes mézereket?

OH/IR csillagok (mézer sugárzás alapján kategorizált!) M típusú (O-gazdag) csillagok: CO, SiO, H 2 O, OH C típusú (C-gazdag) csillagok: HCN, és ritkábban CO 3) Megamézerek Galaxisok középpontja: OH/H 2 O mézer (széles sávok, kevésbé polarizált) 4) Szupernóvák: OH és CO mézer 5) Szuperóriások: H mézer 6) Üstökös (Hale-Bopp: OH mézer) 7) Csillagok és bolygók magnetoszférája, pulzárok: szabadelektron mézerek

Mézerek protoplanetáris korongokban http://www.ita.uni-heidelberg.de/~ckeller/maser/MASER.html

OH megamézer

OH megamézer keletkezése két galaxis egymásba olvadásakor Pumpálás: ütközéssel http://astrosun2.astro.cornell.edu/research/projects/Galaxy/research/ohms.html

Pulzárok: Szabadelektron mézerek

Mi a különbség asztrofizikai lézerek és mézerek között?

Isotropic microwave emission of a gaseous space cloud (a) without inversion and (b) with inversion, in the 2 →1 transition. The pumping power in (a) is spent in the unobservable relaxation channel, whereas in (b) it is transformed into the observed intense stimulated microwave emission.

Mi a különbség asztrofizikai lézerek és mézerek között?

(

a

) Optical spontaneous isotropic emission in a medium without inversion, and (

b

) optical isotropic emission, spontaneous and stimulated, in a medium with inversion.

CO 2 lézer a Mars atmoszférájában Felfedezés a Mars és Vénusz atmoszférájában: Johnson, M. A.; Betz, A. L.; McLaren, R. A.; Townes, C. H.; Sutton, E. C., 1976 („nem termikus sugárzás”) Értelmezés később: Mumma, Gordiets , Stepanova, Dickinson , Deming, Panchenko….

http://home.achilles.net/~ypvsj//history/mars.html

Asztrofizikai lézerek (APL)

Mi pumpálhatja az asztrofizikai lézereket?

1) Csillagok látható/UV feketetest sugárzása, röntgen, gamma sugárzás 2) Atomok, molekulák vonalas emissziója – véletlenszerű egybeeséssel („Pumping by Accidental Resonance”, PAR) Pl. O I lézer: (

a

) Simplified energy level diagram of O I showing the pumping and fluorescent transitions involved in a PAR process controlled by H Ly . (

b

) An equivalent scheme of a four-level atom with inverted population in the internal 3 2 transition. (by Letokhov, V. S.)

Kvazárok: Plazma-lézer csillagok http://laserstars.org/

Teleszkópok

Teleszkópok spektrális felbontása

R =

l /Dl

Teleszkópok spektrális felbontása

Teleszkópok térbeli felbontása

Diffrakciós határ Emberi szem pupillája:

D

= 1 mm, l Hubble Space Teleszkóp

L

= 500 nm = 2,5 x 10 -7 rad

L

= 0,206 rad (200 km táv a Holdon)

Eloszlás térképek

Rádióteleszkópok

Forgatható 20.7 MHz-es antenna viharok jelének kiszűrése után 23 óra 56 percenként visszatérő jel a Tejút középpontjából Karl Guthe Jansky (1905-1950)

Rádióteleszkópok

Első (9 m átmérőjű) parabolatükrös antenna 1937 Grote Reber (1900-2002)

Rádióteleszkópok

"Big Ear „ †1998 John Kraus Ohio State University

Rádióteleszkópok

Interferometrikus detektálás, appertura szintézis: Martin Ryle Nobel-díj 1974

Rádióteleszkópok

Lovell teleszkóp, 76 m-es tányér Jodrell Bank, UK RATAN 600, Oroszország Diameter of circular antenna 576 m Number of antenna elements 895 Size of an element 11.4 x 2 m Geometrical area 15000 m 2 Effective area of full circle 3500 m 2 Wavelength range 1 - 50 cm Frequency range 610 - 30000 MHz Maximum angular resolution 2 arcsec Accuracy of coordinate determination 1-10 arcsec Flux density limit 0.500 mJy Absolute brightness temperature limit 0.050 mK Tracking time (South sector + Flat mirror) 1-3 h

Rádióteleszkópok

Arecibo, Puerto Rico, 305 m Parkes, Australia, 64 m, 1961

Rádióteleszkópok

Very Large Array (VLA), Socorro, New Mexico 27 antenna Giant Metrewave Radio Telescope (GMRT) Pune, India Wavelength: radio 50 to 1500 MHz Built: First light 1995 Telescope style: array of 30 parabolic reflectors Diameter: 45m Collecting area: 60,750 m2

Rádióteleszkópok

LOw Frequency ARray for radio astronomy (LOFAR) 2020 körül 25 000 antenna

Rádióteleszkópok

HALCA (Highly Advanced Laboratory for Communications and Astronomy 560 - 21400 km, 8 m es tányér Fellövés: 1997, próbák után sikertelen A következő az ASTRO-G lett volna, amit 2011-ben lefújtak.

Atacama Large Millimeter/sub millimeter Array (ALMA)

66 db 12 illetve 7 m es tányér.

2011: első képek 2013 március: első interferometrikus mérések

Matching the "Fingerprints"

-- Plot of radio emission at numerous frequencies from the molecule ethyl cyanide (CH 3 CH 2 CN). Blue is the plot from terrestrial laboratory measurement; red is the plot from ALMA observation of a star-forming region in the constellation Orion. The ability to do this type of matching represents a major breakthrough for studying the chemistry of the Universe. Plots are superimposed on Hubble Space Telescope image of the Orion Nebula; small box indicates location of area observed with ALMA.

Credit: Fortman, et al., NRAO/AUI/NSF, NASA

Rádióteleszkópok

Diszperziós IR

CCD

Fourier transzformációs IR A Michaelson interferométer Fix tükör Lencse D

X

← Fourier-transzformáció (FT) / inverz-FT → Forrás Sugárosztó (féligáteresztő tükör) Detektor Mozgó tükör 2 D

X=n

l erősítés 2 D

X=(n+1/2)

l kioltás

I I



~ / cm



1

D

X/



m

IR asztronómia

William Herschel 1800 IR sugárzás a Napból Charles Piazzi Smyth 1856: IR sugárzás a Holdról 1900 évek eleje: Jupiter és Szaturnusz www.spitzer.caltech.edu/EPO/cosmic_classroom/timeline/

IR asztronómia

1960 as évek IR mérések hőlégballonokról, majd 1967 1975 rakétákról (Hi Star project) 1974 Kuiper Airborne Observatory 2010 SOFIA (Stratospheric Observatory For Infrared Astronomy)

IR asztronómia

SH gyök (W49N)

IR asztronómia

1983: IRAS (Infrared Astronomical Satellite) NASA Low Resolution Spectrometer (LRS) kb. 1évig működött CRYOGENICS Outer shell temperature 195 K Main dewar capacity 78 kg superfluid helium Cryogen temperature 1.8 K Aperture cover dewar capacity 6 kg supercritical helium THERMAL CONTROL Optics, Focal Plane Cryogenic Aperture cover Cryogenic Sunshade Passive radiator, heater Electronics Surface coatings, blankets Main Dewar Multilayer insulation, shading, passive radiator

IR asztronómia

1995: The Infrared Telescope in Space (IRTS) Japán, 28 nap 1995:Infrared Space Observatory (ISO) European Space Agency (ESO), 2,5 év

ISO spektrumok

IR asztronómia

IR asztornómia

1997: a Hubble Space teleszkóp kiegészítése NICMOS-szal (Near Infra-Red Camera and Multi-Object Spectrometer))

IR asztronómia

2003: Spitzer Space Telescope (Space Infrared Telescope Facility [SIRTF]), NASA IRAC (Infrared Array Camera), an infrared camera which operates simultaneously on four wavelengths (3.6 µm, 4.5 µm, 5.8 µm and 8 µm). The resolution is 256 × 256 pixels. IRS (Infrared Spectrograph), an infrared spectrometer with four sub-modules which operate at the wavelengths 5.3 14 µm (low resolution), 10 19.5 µm (high resolution), 14 40 µm (low resolution), and 19 37 µm (high resolution). MIPS (Multiband Imaging Photometer for Spitzer), three detector arrays in the far infrared (128 × 128 pixels at 24 µm, 32 × 32 pixels at 70 µm, 2 × 20 pixels at 160 µm)

S Az NGC 1333 spektruma

IR asztronómia: Spitzer

Si A víz spektruma

IRAS F00183-7111 IR asztronómia: Spitzer

IR asztronómia

Herschel űrteleszkóp, ESA 2009 – 2013 (Far Infrared and Sub-millimetre Telescope or FIRST)

3,5 méter átmérőjű Ritchey– Chrétien-távcső HIFI (Heterodyne Instrument for Herschel)

Nagyfelbontású spektrométer távoli infravörös tartomány 157-212 & 240 625  m

PACS (Photoconductor Array Camera and Spectrometer)

Kamera és közepes felbontású spektrométer, 60-210  m

SPIRE (Spectral and Photometric Imaging Reciever)

Kamera és kis felbontású spektrométer, 200-670  m

http://herschel.esac.esa.int/Images/2010/Herschel_HIFI_Orion_SpScan_R5x.jpg

IR asztronómia:

Teleszkópok érzékenysége és szögfelbontása

IR asztronómia

6,5 m es tükör Mid-Infrared Instrument (MIRI)

Középső IR kamara és spektrométer, 5-28  m

Near InfraRed Spectrograph (NIRSpec)

Közeli IR spektrométer, 0,65-5  m

Near InfraRed Camera

(NIRCam) Közeli IR kamera, 0,65-5  m 2018 október: James Webb Space Teleszkóp, NASA + ESA + CSA

Atmospheric Chemistry Experiment (ACE) satellite

ACE interferométer fix fix

Atmospheric Chemistry Experiment (ACE) satellite Felbontás: 0,02 cm  1 Össztömeg: 41 kg http://www.ace.uwaterloo.ca/ACE_FTS.htm

Canada-France-Hawaii Telescope (CFHT, Mauna Kea) „cat’s eye”

McMath-Pierce Solar Telescope (National Solar Observatory, Tucson)

IR asztronómia

2001: Keck Interferometer, Mauna Kea, NASA, közeli IR és látható

Optikai teleszkópok

Optikai teleszkópok

Legnagyobb teleszkópok: Keck 2  10 m es tükör Gran Telescopio Canarias (GTC) 10.4 m es tükör Southern African Large Telescope (SALT) 11.1m x ~9.8m es tükör Large Binocular Telescope, 2 × 8.4 m-es tükör (11.8 m)

Optikai teleszkópok

Tervek: Overwhelmingly Large Telescope (OWL) eredetileg 100 m es tükröt terveztek Ezerszer érzékenyebb lett volna, mint a Hubble 2017 re valószínűleg 39 m-es fog épülni

Röntgen teleszkóp 1999, NASA Chandra röntgen teleszkóp

ACIS imaging spectrometer HRC camera HETGS high resolution spectrometer LETGS high resolution spectrometer