A fény és az anyag kölcsönhatása

Az előadások a következő témára: "A fény és az anyag kölcsönhatása"— Előadás másolata:

1 A fény és az anyag kölcsönhatása
Maggerjesztések Ionizáció Elektron- gerjesztés gerjesztése Molekula- rezgések Molekulák- forgásának Magspin-

2 Forgási spektroszkópia: Kétatomos merev rotátor
merev rotátor: r = állandó tehetetlenségi nyomatékok: m: redukált tömeg w: szögsebesség Klasszikus leírás: bármekkora étéket felvehet Kvantummechanikai: diszkrét értékek Rotációs állandó: J=0,1,2,…: Rotációs kvantumszám Kiválasztási szabály (abszorpcióra, emisszióra): 1) állandó dipólusmomentum 2) DJ=±1 (Raman: DJ=0,±2)

3 Forgási spektroszkópia: Kétatomos merev rotátor
A CO forgási spektrumának részlete Energia T% J=4←3 J=5←4 J=9←8 J=7←6 J=6←5 J=8←7 hullámszám /cm1 B=1,9225 cm1  r = 1,13 Å

4 A rotációs vonalak intenzitása
T1 < T2 Maxwell-Boltzmann eloszlás: T1 T2 Rotációs szintekre: Kétatomos rotátorra:

5 Forgási spektroszkópia: Többatomos merev pörgettyűk
Pörgettyű-típus Tehetetlenségi momentumok Termértékek Szerkezet Példa lineáris Ia=0, Ib=Ic BJ(J+1) HCl, N2, CO2 gömbi Ia=Ib=Ic tetraéder, oktaéder, … CH4, SF6 szimmetrikus  lapított Ia=Ib<Ic +K2(CB) egy Cn (n3) tengely CHCl3, C6H6 szimmetrikus  nyújtott Ia<Ib=Ic +K2(AB) CH3Cl, C2H6 aszimmetrikus Ia<Ib<Ic J, K, L kvantumszámok nincs Cn (n3) tengely H2O, H2O2, CH3OH J=K, K+1, K+2, …

6 MW (forgási) spektroszkópia
2007-ig kb. 130 „csillagközi” molekulát azonosítottak mikrohullámú és infravörös átmeneteik alapján

7 MW (forgási) spektroszkópia

8 MW (forgási) spektroszkópia

9 Spektrumok értékelése
Doppler eltolódás korrigálása Eltérő források kiszűrése Sávsorozatok (J) Izotopomerek Kiválasztási szabályok Környezeti hatások analizálása

10 Rezgési spektroszkópia
Harmonikus oszcillátor modell Klasszikus: Kétatomos (AB) molekula: Kvantummechanikai: V re r v=0 v=1 v=2 v=3 v=4 v: rezgési kvantumszám kiválasztási szabályok: Dv=±1 absz.(IR): átmeneti dipólus momentum 0 Raman: polarizálhatóság változása 0 zéruspont (rezgési) energia Többatomos molekulák: Normálkoordináták (csatolt rezgések), de környező kötések erőállandójától jelentősen eltérő erősségű kötések → karakterisztikus kötési és csoportfrekvenciák

11 Rezgési spektroszkópia: karakterisztikus kötési és csoportfrekvenciák

12 Rezgési-forgási spektrumok
Példa: a CO molekula gázfázisú IR spektruma

13 Rezgési-forgási spektrumok

14 Rezgési-forgási spektrumok

15 Rezgési-forgási spektrumok
Víz a napfoltok előtt

16 Elektrongerjesztési (UV-látható) spektroszkópia
energia A benzol molekulapályái első (elektron-) gerjesztett alapállapot alapállapot rezgési szintek térbeli (rezgési) koordináta

17 Elektrongerjesztési (UV-látható) spektroszkópia

18 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

19

20 DIBs: rotációs kontúr

21 Csillagközi térben észlelt molekulák

22 Csillagközi felhőkben azonosított molekulák
C6H NaCl H3+ CH3 CH2OHCHO C8H– CO + CO+ H2O H3O+ >130 molekula ~40-et a Tejútrendszeren kívül, más galaxisokban is észleltek

23 Lézerek és mézerek Populáció inverzió megvalósítása:
Laser/maser: light/microwave amplification by stimulated emission of radiation Populáció inverzió megvalósítása: Három energiaszintű lézerek E3 sugárzásmentes átmenet gyors E2 metastabilis állapot Lézersugárzás gerjesztés impulzusszerű Energia E1 pl.: rubinlézer Populáció

24 Lézerek és mézrek Populáció inverzió megvalósítása:
Négy energiaszintű lézerek E4 sugárzásmentes átmenet gyors metastabilis állapot E3 gerjesztés Lézersugárzás E2 Energia sugárzásmentes átmenet gyors E1 pl.: Nd:YAG lézer Populáció

25 Asztrofizikai mézerek (APM)
Első felfedezések: 1965 Weaver et al.: „mysterium” vonalak az Orion ködről felvett színképben 1965 Weinreb et al.: azonosítás – OH gyök 1967 Davies et al.: intenzitások magyarázata: természetes mézer 1969 Townes: H2O mézer 1970-ig 7 molekulát (OH, H2O, NH3, H2CO, CO, CN és HCN) fedeztek fel a csillagközi térben, ezek közül kettőt (+2?) mézerként is: OH, H2O (H2CO, NH3) Jelenleg kb. 130 molekulát ismerünk a csillagközi térben, ezekből tíznek (1999-es adat) mézer átmenetei is ismertek: OH, H2O, NH3, SiO, CH3OH, H2CO, HCN, SiS, CO2, CH és egy atomos mézer: H

26 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)

27 Asztrofizikai mézerek (APM)
Mi pumpálhatja az asztrofizikai mézereket? 1) Ütközés atomokkal és molekulákkal (leggyakrabban H, H2, 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), NH3, SiO és H2CO mézerek 2) Vörösóriások atmoszférájában változó csillagok esetében „impulzus üzemű”

28 Asztrofizikai mézerek (APM)
Hol fedeztek fel természetes mézereket? OH/IR csillagok (mézer sugárzás alapján kategorizált!) M-típusú (O-gazdag) csillagok: CO, SiO, H2O, OH C-típusú (C-gazdag) csillagok: HCN, és ritkábban CO 3) Megamézerek Galaxisok középpontja: OH/H2O 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

29 Mézerek protoplanetáris korongokban

30 OH megamézer OH megamézer keletkezése két galaxis egymásba olvadásakor
Pumpálás: ütközéssel

31 Pulzárok: Szabadelektron mézerek

32 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.

33 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.

34 CO2 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….

35 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. OI 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 transition. (by Letokhov, V. S.)

36 Kvazárok: Plazma-lézer csillagok

37 Teleszkópok

38 Teleszkópok spektrális felbontása
R = l /Dl

39 Teleszkópok spektrális felbontása

40 Teleszkópok térbeli felbontása
Diffrakciós határ Emberi szem pupillája: D = 1 mm, l = 500 nm L= 0,206 rad (200 km táv a Holdon) Hubble Space Teleszkóp L = 2,5 x 10-7 rad

41

42 Eloszlás térképek

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

44 parabolatükrös antenna
Rádióteleszkópok Grote Reber ( ) Első (9 m átmérőjű) parabolatükrös antenna 1937

45 Rádióteleszkópok "Big Ear„ †1998 John Kraus Ohio State University

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

47

48 Lovell teleszkóp, 76 m-es tányér
Rádióteleszkópok 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 m2 Effective area of full circle 3500 m2 Wavelength range cm Frequency range MHz Maximum angular resolution 2 arcsec Accuracy of coordinate determination 1-10 arcsec Flux density limit mJy Absolute brightness temperature limit mK Tracking time (South sector + Flat mirror) 1-3 h Lovell teleszkóp, 76 m-es tányér Jodrell Bank, UK

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

50 Radio Telescope (GMRT)
Rádióteleszkópok 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 Very Large Array (VLA), Socorro, New Mexico 27 antenna

51 Rádióteleszkópok LOw Frequency ARray for radio astronomy (LOFAR)
2020 körül antenna

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

53 Atacama Large Millimeter/sub-millimeter Array (ALMA)
66 db 12 illetve 7 m-es tányér. 2011: első képek 2013 március: első interferometrikus mérések

54 Matching the "Fingerprints" -- Plot of radio emission at numerous frequencies from the molecule ethyl cyanide (CH3CH2CN). 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

55 Rádióteleszkópok

56 Diszperziós IR CCD

57 Fourier-transzformációs IR
Detektor Lencse Forrás Fix tükör Mozgó tükör DX Sugárosztó (féligáteresztő tükör) A Michaelson-interferométer ← Fourier-transzformáció (FT) / inverz-FT → DX/ mm n/ cm1 ~ I 2DX=nl erősítés 2DX=(n+1/2)l kioltás

58 1900 évek eleje: Jupiter és Szaturnusz
IR asztronómia William Herschel 1800 IR sugárzás a Napból Charles Piazzi Smyth 1856: IR sugárzás a Holdról 1900 évek eleje: Jupiter és Szaturnusz

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

60 IR asztronómia SH-gyök (W49N)

61 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

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

63 IR asztronómia ISO spektrumok

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

65 IR asztronómia 2003: Spitzer Space Telescope
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 µm (low resolution), µm (high resolution), µm (low resolution), and 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) 2003: Spitzer Space Telescope (Space Infrared Telescope Facility [SIRTF]), NASA

66 IR asztronómia: Spitzer
Si A víz spektruma Az NGC 1333 spektruma

67 IR asztronómia: Spitzer
IRAS F

68 IR asztronómia 3,5 méter átmérőjű Ritchey–Chrétien-távcső
HIFI (Heterodyne Instrument for Herschel) Nagyfelbontású spektrométer távoli infravörös tartomány & mm PACS (Photoconductor Array Camera and Spectrometer) Kamera és közepes felbontású spektrométer, mm SPIRE (Spectral and Photometric Imaging Reciever) Kamera és kis felbontású spektrométer, mm Herschel űrteleszkóp, ESA 2009 – 2013 (Far Infrared and Sub-millimetre Telescope or FIRST)

69

70

71

72 http://herschel. esac. esa

73 IR asztronómia: Teleszkópok érzékenysége és szögfelbontása

74 2018 október: James Webb Space Teleszkóp,
IR asztronómia 6,5 m-es tükör Mid-Infrared Instrument (MIRI) Középső IR kamara és spektrométer, 5-28 mm Near InfraRed Spectrograph (NIRSpec) Közeli IR spektrométer, 0,65-5 mm Near InfraRed Camera  (NIRCam) Közeli IR kamera, 2018 október: James Webb Space Teleszkóp, NASA + ESA + CSA

75 Atmospheric Chemistry Experiment (ACE) satellite

76 ACE interferométer fix fix

77 Atmospheric Chemistry Experiment (ACE) satellite
Felbontás: 0,02 cm1 Össztömeg: 41 kg

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

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

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

81 Optikai teleszkópok

82 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)

83 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

84 Röntgen teleszkóp 1999, NASA Chandra röntgen teleszkóp
ACIS imaging spectrometer HRC camera HETGS high resolution spectrometer LETGS high resolution spectrometer

85