Ker je leto 2025 Mednarodno leto kvantne znanosti in tehnologije (IYQ2025) - se zdi zelo smiselno, da bi dobil vsak učenec v Sloveniji priložnost opazovati Sončev spekter in v njem tudi Fraunhoferjeve absorpcijske črte. Na tak način so tudi naši predniki določili kemijsko sestavo naše zvezde (Sonca), ki nam daje življenje. To je bil začetek dolge in razburljive poti do razlage, zakaj Sonce lahko stabilno sveti že skoraj 4,6 milijarde let in zakaj je sploh lahko nastalo življenje, ljudje in kako je sestavljeno vesolje. A poznate odgovore?


V prispevku predlagamo izdelavo preprostega spektroskopa na tulec s tanko režo in uklonsko mrežico (in pogled v modro nebo nam bo razkril sestavo Sonca, vesolja).


Shema spektroskopa, ki ga lahko naredijo na vsaki šoli, tudi vsaka učenka, učenec. Zraven je podanih nekaj ocen, kako se preslika spekter na očesno mrežnico in če vzamemo res grobo mejo ločljivosti mrežnice očesa - 100 µm = 0.1 mm, bi načeloma lahko s pogledom skozi uklonsko mrežico opisanega spektroskopa videli cca 30 absorpcijskih črt v spektru Sonca. A vse je odvisno od posameznega človeka, očesa - kako natančno uspe razločiti barve med sabo (cca 2 nm), kako oster vid ima. A spektroskop je res učinkovit (ne glejte v Sonce, ampak zgolj v modro nebo, še bolje v belo steno obsijano s soncem). Spekter lahko torej opazujemo neposredno z očesom skozi uklonsko mrežico (priporočam), lahko ga slikamo ali pa projiciramo na platno, a projekcija zahteva nekaj več truda, temno komoro, heliostat ... Najprej pa za vajo spektroskop usmerite recimo proti kakemu plinskemu svetilu (neonska luč, natrijeva luč, fluorescentna luč - če jih še najdete), kjer pa boste videli izrazite emisijske diskretne črte plina, plinov. Pogled v LED svetila je tudi zelo poučen, lahko ga usmerite tudi v Luno - kaj opazite?
Še pomemben komentar k zgornji poenostavljeni skici. Ko odprtino usmerimo proti beli steni (ali nebu), gre odbita Sončeva svetloba skozi odprtino spektroskopa v vse smeri znotraj tubusa. To pomeni, da je skoraj celotna uklonska mrežica enakomerno osvetljena. Žarki tako sicer niso čisto vzporedni, se pa dobro približamo temu pogoju. Not bi lahko postavili zbiralno lečo z goriščem na vhodni reži - a za to v tem kontekstu zaznave le močnejših Sončevih absorpcijskih črt ni potrebe.

Za izdelavo spektroskopa potrebujemo:
- na stojalu pritrjen cca 80 cm dolg (znotraj potemnjen) tulec premera cca 6 cm, ki je na sprednji strani zaprt s pokrovčkom z režo široko cca 0,2 mm do 0.5 mm in dolgo recimo 5 cm (reža je lahko sestavljena iz dveh britvic ali kar iz papirja z ostrim robom),
- na drugi strani tulca pa prilepimo uklonsko mrežico s 300 do 600 režami na mm (priporočamo 600 rež, ali del olupljenega CD-ja), na tulec (bližje uklonski mrežici) pa lahko pritrdimo še karton proti direktni svetlobi z neba ali z bele stene.
Tulec z režo torej usmerimo proti beli steni ali modremu nebu. Mrežica nameščena zadaj bo uklonila osvetljeno režo v mavrični spekter in če se nekoliko potrudimo, lahko s prostim očesom opazimo nekatere temnejše in širše Fraunhoferjeve absorpcijske črte - kot recimo kaže slika spodaj (večinoma lahko opazimo le te črte, ki so označene s črkami). Če šola nima uklonske mrežice, pa lahko uporabimo star CD, z lepilnim trakom odstranimo kovinsko folijo in odrežemo v radialni smeri plastični del CD-ja z zunanjim lokom dolgim cca 6 cm. CD ima vgravirane sledi gostote približno 625 na mm in te sledi nam služijo kot uklonska mrežica.


Na sliki so rezultati preprostega spektroskopa z ozko režo in uklonsko mrežico s 600 režami na mm. Na vrhu je umerjen primerjalni spekter Fraunhoferjevih absorpcijskih spektralnih črt - naš preprosto posnet spodnji spekter pa se odlično ujema z zgornjo profesionalno podobo spektra z uradnimi oznakami izrazitejših absorpcijskih črt. Seveda ima naš poenostavljen spektroskop (spektrometer) skromno ločljivost - a dovolj dobro za pedagoške namene. Brez težav bomo torej skozi uklonsko mrežico videli mavrico, Sončev spekter, v njem pa kar nekaj absorpcijskih črt (nekoliko temnejših črt, v bistvu temnejšo režo multiplicirano zaradi uklonske mrežice).
Zagotovo bomo na oko videli absorpcijske črte, ki so na sliki označene z naslednjimi črkami:
G (Ca črta 430,77 nm in železo 430,79 nm),
F (vodikova H-beta črta 486,1 nm),
b (železo in magnezij),
E (železo),
D (helij, natrij),
C (znamenita vodikova H-alfa črta valovne dolžine 656,3 nm - nastane, preprosto povedano po Bohrovem modelu, ko elektron preskoči iz višje orbite n = 3 na nižjo orbito n = 2),
a (črto molekule kisika O₂, ki je posledica absorpcije naše atmosfere 627,6 - 628,7 nm).
Za O₂ črto naše atmosfere v rdečem delu spektra velja, da bo izrazitejša - če bomo opazovali nebo ali bel zid, ko je Sonce že zelo nizko na nebu (zelo poučno - tudi za kako raziskovalno nalogo).
V resnici boste opazili v celotnem spektru se več absorpcijskih črt.

Temnejše črte so večinoma posledica absorpcije svetlobe v atmosferi Sonca - tako lahko določimo, kateri elementi sestavljajo Sonce, kateri plini sestavljajo atmosfero Sonca.

Atmosfero Sonca (emisijske črte plinov vodika, helija …) pa lahko neposredno opazimo ob popolnem Sončevem mrku (z uklonsko mrežico), ko Luna navidezno prekrije Sončevo oblo - čudoviti prizori (hkrati Vas tudi vabimo na popolna Sončeva mrka, ki bosta 12. avg. 2026 in 2. avg. 2027 vidna v Evropi, v Španiji, oz. v njeni bližini - počitnice v senci popolnega S. mrka, kaj je še lepšega).

Spekter se slika skozi mrežico (v tem primeru 600 rež na mm - občutljivost ISO100, časi okrog od 1/100 s do 1/20 s (odvisno o pogojev, ure v dnevu). Zoom objektiv tukaj pride zelo prav - slikamo tako, da na fotočip posnamemo celoten prvi uklonski maksimum. Preko fotografiranja lahko s takim najbolj preprostim spektrometrom zaznamo kar čez 40 absorpcijskih črt. Vodoravne črte so posledice grobe vhodne reže (narejena je bila kar iz papirja - v resnici pa nam dokazujejo, potrjujejo, da res gledamo uklonsko sliko osvetljene reže).
Vodika je v Soncu in tudi sicer v vesolju, največ - zato velikokrat Sonce opazujemo prav skozi H-alfa teleskope in tako lahko opazimo izjemne površinske podrobnosti, pege, konvekcijske celice, filamente, robne protuberance, izbruhe ... Sonce je torej izredno živahno. Kako ne bi bilo, ko pa se v njem vsako sekundo sprosti ΔE = 3.828×1026 J energije in zato se mu zmanjša masa kar za Δm = ΔE/c² = 4.26 milijard kg na sekundo (to pomeni, da Sonce v cca šestih sekundah porabi za Blejsko jezero mase).

Kako pa potem sploh lahko opazujemo Sonce v H-alfa svetlobi, če se ta absorbira v atmosferi Sonca? V resnici se absorbira samo del te svetlobe. Večji del svetlobe pa seveda vseeno prodre skozi atmosfero Sonca in je tako H-alfa svetloba ena najbolj znamenitih Sončevih spektralnih črt (valovnih dolžin - vodik je tudi sicer osnovni gradnik vseh ostalih masivnejših atomov).

Pojavnost in izrazitost absorpcijskih črt (sploh vodikovih - njihova širina) v spektrih zvezd nam pove veliko o temperaturi, starosti, velikosti, masi zvezd - na tak način tudi zvezde klasificiramo po glavnih spektralnih tipih (O, B, A, F, G, K, M). Sonce je tipa G (temperatura površja je cca 6000 K) - to so torej ne preveč vroče zvezde (podobna zvezda je tudi Kapela). Najbolj vroče zvezde (več kot 30 000 K, modra barva) so tipa O (recimo masivna zvezda Theta 1 Oriona v znamenitem trapezu zvezd, ki leži v Orionovi meglici M42).
Še opomba. Preproste ročne spektroskope lahko tudi kupite - kot učni pripomoček - tudi to je ena od možnosti. A vsekakor priporočam tudi izdelavo spektroskopa na uklonsko mrežico in tanko režo. Če nimate uklonske mrežice, pa se še zmeraj po šolah ali doma najdejo CD-ji, ki so tudi primerni za tako imenitno vajo.

H-α črta je dominantna v rdečem delu spektra Sončeve svetlobe, vendar v tem pasu ni prisotna zgolj črta vodika. K tej črti prispevajo tudi sevalni prispevki zaradi trkov - pospešenega gibanja nabitih delcev (toplotno sevanje) - a obstajajo tudi šibkejše črte drugih atomov in ionov, kot so helij, kisik, kalcij in še nekatere kovine, ki lahko prekrivajo ali vplivajo na spekter v tem območju valovnih dolžin (a pri protuberancah ne bistveno). To je razlog - da ravno v tej H-α svetlobi vidimo na Soncu toliko izrednih podrobnosti, sploh zelo natančno robne protuberance in izbruhe. Protuberanca je robni gost plazemski oblak, ki izstopa iz Sončeve površine, vendar ostaja vezan na Sonce zaradi magnetnih sil (se oblikuje po magnetnih silnicah). Filament pa je dolga, nekoliko temnejša nitasta struktura, ki je v bistvu protuberanca, ki je vidna na Sončevi površini (od zgoraj nad fotosfero). Zaradi nižje temperature (nima toliko dotoka energije) je temnejša glede na fotosfero (večinoma je sestavljena iz plazme).
Širina spektralne črte (Full Width at Half Maximum ali FWHM - širina pri polovični višini profila črte) je odvisna od različnih dejavnikov (same hitrosti vira glede na opazovalca, od temperature zvezde, saj le ta pomeni mero za termično gibanje nukleonov, posledica je tudi Dopplerjev učinek, tukaj so še turbulentna gibanja plazme, atmosfere; gostota plina in tlak določa tudi število trkov in s tem širino črt, pomembna je sama ionizacija, tudi magnetna in električna polja ...).
Da se z večanjem temperature izrazito veča širina absorpcijskih črt vodika (vodik je namreč zelo lahek in se mu zato hitrost s temperaturo izrazito veča: v² ≈ kT/m) se lepo vidi (kot smo že omenili) v primerjalnih spektrih različnih spektralnih tipov zvezd - vroče zvezde imajo izrazito širše vodikove črte.


Preprost spektroskop na režo širine cca 0,2 mm in dolžine cca 6 cm, tubus (znotraj črn - mat), dolžine cca 80 cm in na drugi strani uklonska mrežica cca 600 rež na mm. Povejmo, da imajo prof. spektroskopi reže širin cca 0.02 mm ali celo manj. Tulec se pritrdi na stojalo - recimo s selotejpom ... Ko pogledamo nekoliko poševno skozi uklonsko mrežico in cev usmerimo v modro nebo ali belo površino obsijano s soncem (nikakor pa ne direktno v Sonce) bomo opazili spekter Sončeve svetlobe in znotraj spektra kar nekaj absorpcijskih (temnejših) črt. Lahko pa ta spekter tudi slikamo in našteli bomo vsaj 40 Fraunhoferjevih absorpcijskih spektralnih črt.

Izpeljava ločljivosti spektroskopa na mrežico temelji na uklonu svetlobe (enako kot pri ločljivosti teleskopa). Za naše namene pa je dovolj, da zapišemo končni rezultat. Ločljivost uklonske mrežice R je poda z enačbo:

R = λ/Δλ = N

N je število rež uklonske mrežice, kamor pada svetloba. Pomembno je torej, da se zavedamo, da je ločljivost povezana s številom rež na katere pada vzporedna svetloba in tudi z valovno dolžino.
Podajmo še primer (izračun ločljivosti) za naše oko, kjer je premer zenice D cca 5 mm in za mrežico 600 rež na mm velja:
N = n·D = (600zarez/mm)·5mm = 3000 zarez (rež)
Ločljivost (R) za prvi uklonski red (m = 1) naše uklonske mrežice je:
R = m·N = 1·3000 = 3000
Če na primer opazujemo svetlobo z valovno dolžino λ = 600 nm, potem je razločljiva sprememba Δλ valovne dolžine:
Δλ = 600 nm/3000 = 0.2 nm

Naša uklonska mrežica ima za oko ločljivost cca 0.2 nm, za fotoaparat s premerom objektiva recimo nekaj cm, pa je ločljivost že blizu 0.02 nm.
Torej, problem naše uklonske mrežice ni teoretična ločljivost (ki je kar visoka), ampak preprosta izvedba spektroskopa, kjer je največji problem vhodna preširoka reža (kar smo že izračunali ob sliki). A v našem primeru tudi to zadostuje, bomo videli zakaj. Vhodno režo bi sicer lahko še zožili, a bi potem izgubili veliko svetlobe - s tako napravo se potem težje opazuje.
Problem velike slike reže (na očesni mrežnici, na čipu fotoaparata) je, da se črte med sabo prekrivajo.
A vendar vidimo nekaj črt? Zakaj?
Ker so nekatere črte nekoliko širše in predvsem izrazitejše (temnejše). In ravno te izrazite zatemnitve (če so narazen vsaj dober nm) lahko vidimo ali še lepše slikamo tudi z našim spektrometrom. Kaj nam povedo številke, ocene iz obdelave konkretne fotografije.
Število pikslov (dolžina) celotnega spektra je bila: Ns=1700
Velikost slike reže – ocena iz same slike: Nreže = 8 pikslov
Zato je število ločljivih črt cca (zaokrožimo): Nč = 1700/8 ≈ 200
Na posnetku so barve od cca 410 nm do cca 660 nm (zaobjamemo torej λ_obseg = 660 nm - 410 nm = 250 nm).
Slika reže tako zaobjame približno Δλ = λ_obseg/Nč = 250 nm/200 ≈ 1.3 nm

Hkrati pa, če delimo dolžino spektra v pikslih (v našem primeru 1700) z zajetim razponom na sliki (λ_obseg = λ_rdeča - λ_modra ≈ 250 nm), potem dobimo:
1700 pix/250 nm ≈ 7 pix/nm
To je blizu velikosti slike reže, kar pomeni, da če bi bile spektralne črte ločene po cca 1 nm, bi jih kljub prekrivanju videli cca 200. A črt je veliko več (na tisoče) in so zato veliko bolj skupaj in se zaradi velikosti reže večinoma prekrivajo. A, kot smo že povedali, zaradi izrazitosti nekaterih (in oddaljenosti le teh za več kot 1 nm) jih vseeno lahko naštejemo vsaj 40. Če temu ne bi bilo tako - jih kemik William Hyde Wollaston leta 1802 ne bi videl 7. Slaba ločljivost Newtonovega spektroskopa na režo in prizmo pa je najbrž razlog, da že Newton ni opazil vsaj nekaj absorpcijskih črt v Sončevi svetlobi (lahko pa, da ni bil pozoren).
Torej - tak grob spektroskop (zaradi prekrivanja - preširoka reža za 0.8 m dolg tubus) na našem posnetku ne more zaznati 200 črt. A na posnetku sem jih preštel vsaj 40 (seveda izrazitejših) - kar je zelo solidno glede na vložen trud.

Ta spektroskop torej ni zelo natančen, je pa zdaleč najenostavnejši in tudi ni nobenih večjih težav z opažanjem ali slikanjem absorpcijskih spektralnih črt. Je praktično zastonj - in zato kar pravšnji za šole. Lahko si izdelate tudi spektroskop na odboj svetlobe od CD-ja, obstaja pa tudi spektroskop na šivanko (odboj svetlobe od igle v uklonsko mrežico na fotoaparatu), pokaže precej več črt - a ni tako zelo enostaven, kot to lahko preberemo na spletu.

Izjemno bogat spekter Sonca in potem ostalih zvezd, meglic, galaksij (in nato raziskovanje spektrov atomov, ionov in molekul v laboratorijih na Zemlji) je ljudi primoral, da so razvili čisto novo znanstveno teorijo – to je - čudežno kvantno fiziko. Zakaj je prav leto 2025 posvečeno kvantni fiziki. Fizik Werner Heisenberg (1901 – 1976) je prav leta 1925 prvi dosledno zapisal kvantno teorijo na matričnih operacijah, ki temelji samo na opazljivih količinah, kot so spektralne črte, frekvence, položaj, hitrost delca …, ki ne komutirajo (to pomeni, da pri meritvah vplivamo na delec, ki ga opazujemo, vplivamo recimo na lego in gibalno količino), kar vodi do znamenitega Heisenbergovega načela nedoločenosti.
Vse trenutne teorije o širjenju vesolja, temni snovi, temni energiji, o življenju, temperaturi in sestavi zvezd, nastanku atomov ... temeljijo na izjemno natančnih meritvah spektrov atomov, ionov, molekul nebesnih teles z upoštevanjem Dopplerjevega pojava (premika spektralnih črt elektromagnetnega valovanja zaradi gibanja teles, atomov …) in ostalih fizikalnih spremenljivk, ki vplivajo na absorbirane ali emitirane valovne dolžine elektromagnetnega valovanja. Tudi določitev atomske sestave vesolja je bila mogoča le zaradi opazovanja spektrov atomov, ionov in molekul v vesolju. Prvi po masnem deležu je v vesolju seveda element vodik - okrog 74 %, helija pa je cca 24% - nekje vmes do 100 % pa je še nekaj malega težjih elementov (cca 2% - od tega kar polovico kisika in slaba polovica ogljika), ki so v veliki meri nastali v vročih sredicah zvezd, kjer poteka fuzija - zlivanje lažjih jeder v težja, do železa. Ta proces nastanka masivnejši atomov (fuzija) od vodika je hkrati tudi razlaga, zakaj lahko zvezde svetijo tudi milijarde let. Recimo štirje nukleoni v heliju so pred zlitjem nekoliko masivnejši kot po zlitju v helij, ker je vezavna energija atomskega jedra izrazito negativna - temu pravimo tudi masni defekt Δm in ta del mase se pretvori v sevalno energijo elektromagnetnega valovanja po znani enačbi E = Δmc². Ostali težji elementi od železa pa nastanejo ob eksplozijah supernov in trkih kompaktnih zvezd (tudi zlato). Obsežna atomska jedra masivnejša od železa namreč (zaradi prevlade odbojnih sil protonov na močnimi jedrskimi silami) potrebujejo več energije za nastanek, kot je sprostijo pri fuziji. Vse te procese opisuje kvantna mehanika, ki tako povezuje vesolje, zvezde, galaksije, planete svet velikih teles z njihovimi najmanjšimi gradniki.

In - z našim preprostim spektroskopom na uklonsko mrežico lahko tako v resnici že neposredno opazujemo kar abecedo stvarstva iz katere se zapisuje čudovita zgodba o nastanku in življenju vesolja, atomov, zvezd, planetov (potepuhov), časa, življenja.

Zorko Vičar
Poletje 2025 (objavljeno nov. 2025)

Veliko več o izjemnem pomenu in razvoju kvantne fizike pa si lahko preberete na naslednji povezavi:
Leto kvantne mehanike (IYQ2025) - oglejte si spekter življenja.



DODATEK

Nekaj fizikalnih osnov za pomoč.

Razliko med klasično in kvantno mehaniko nam lepo ponazori mucek na klancu (leva slika, zvezno, klasično) in na stopnicah (desna slika, diskretno, kvantno), ki predstavlja princip diskretnih energijskih nivojev (slika je seveda zgolj simbolična). V kvantni mehaniki je torej eden izmed temeljev diskretnost energijskih stanj (energijski nivoji so v naprej določeni in niso poljubni). To se lepo izraža v spektrih atomov (v oddanih barvah atomov, ko niti za dva različna atoma oddane barve niso enake, vsak atom ima svoje »energijske stopničke«, ki so drugačne od ostalih atomov, vodik seva drugačne barve, kot recimo kisik, in ko »mucek«, oz. elektron, skoči na nižji nivo, odda elektromagnetno valovanje – svetlobo določene »barve«). Tako nam narava preko barv pošilja informacije o vrsti atomih v oddaljenem vesolju in nam s tem tudi sporoča, da so oddaljeni svetovi, vsaj po atomski sestavi, zelo podobni naši Zemlji, Soncu – kako zelo pedagoška je torej narava (»če bi sami ustvarjali naravo, atome, bi naredili prav enake«).
Slika zgoraj pa kaže Bohrov model atoma, ki je geometrijsko sicer napačen, a diskretnost energijskih nivojev (barvni spekter vodika) je pravilno razložil in hkrati je Bohr izpeljal korektno enačbo energijskih stanj elektrona vodika (eden večjih uspehov človeštva). Če bi elektron krožil okrog protona, bi zaradi pospešenega gibanja seval in s tem izgubljal energijo – posledično bi kmalu po spirali padel na jedro – fizični svet bi se tako zmanjšal skoraj na milijoninko sedanje velikosti (kot nevtronska zvezda) ... Rdeča spektralna črta je znamenita H-alfa črta (valovne dolžine 656,28 nanometrov - ta foton se izseva pri prehodu elektrona vodika iz tretjega na drugi energijski nivo). V tej svetlobi (barvi) s teleskopi s H-alfa filtri zelo enostavno opazujemo podrobnosti na in ob Soncu (izbruhe, protuberance kot posledice magnetnih polj, konvekcijske celice, ...). Opazovanja sonca s H-alfa teleskopi bi morali biti deležni prav vsi, ki prestopijo šolski prag.

Emisijski spektri vodika H (slika zgoraj), ogljika C (slika na sredi) in kisika O (spodaj). To so elementi, ki so bistveni gradniki Zemlje in življenja. Vsak izmed njih seva v lastnih specifičnih valovnih dolžinah – barvah – ima svoj lasten odtis zaporedja barv (to lastnost zgornje slike nazorno potrjujejo), katere lahko enolično detektiramo iz oddaljenih planetov, zvezd, tudi galaksij ... Enako velja za vse ostale elemente in molekule. Spektri so torej osnovna govorica vesolja – in nam tako povedo »skoraj vse« kar v sebi skriva globoko vesolje – tudi kako hitro se vesolje širi (Dopplerjev premik črt).


Nastanek emisijskega in absorpcijskega spektra.
Telo, ki je približek črnega telesa, načeloma oddaja svetlobo v vseh valovnih dolžinah. Maksimum izseva določa seveda temperatura. Če to svetlobo prestrežejo plini - recimo del Sončeve svetlobe absorbirajo plini Sončeve atmosfere (in vsak atom ali molekula absorbira sebi lastno svetlobo - vodik torej absorbira in oddaja drugačne valovne dolžine kot recimo helij, kisik ...), potem bomo v spektru Sonca opazili pri določenih valovnih dolžinah temnejše absorpcijske črte. Zakaj pa temnejše? Atmosfera čez čas absorbirano svetlobo sicer odda, a v vse smeri (vzroki so: termično gibanje, naključnost izseva ...). In tako v smeri absorpcije nastane fotonski primanjkljaj - kar se izraža v nekoliko temnejših črtah zvezdnega spektra. Tako lahko iz teh absorpcijskih črt določimo atomsko sestavo zvezdne atmosfere, posredno tudi zvezd.

Prva vaja z našim preprostim spektroskopom je recimo opazovanje in testno slikanje spektra (recimo navadne žarnice) skozi mrežico. Na sliki naj bodo skupaj tako reža, ter levo in desno od nje vsaj prva uklonska maksimuma - morebiti najprej uporabimo uklonsko mrežico z manjšo gostoto (recimo 100 ali 200 raz na mm).




Zgoraj je slika zveznega emisijskega spektra (približek črnega telesa, recimo navadne žarnice) - na sredi se lepo vidi vhodna reža in uklon svetlobe na mrežici v obe smeri. To je tudi napotek, kaj morate videti, ko pogledate skozi uklonsko mrežico na tubusu, vhodna odprtina je seveda usmerjena proti viru svetlobe.
Spodaj pa je slika črtastega emisijskega spektra žarnice - Hg.

Zapišimo še Wienov zakon (povezuje temperaturo telesa z valovno dolžino maksimalnega izseva svetlobe - elektromagnetnega valovanja):

λT = 2897.8 Kµm

Je zelo uporaben za ocene izsevanih valovnih dolžin ( λ = 2897.8 Kµm/T ), kjer je sevanje maksimalno, recimo s površine Zemlje, zvezd (Sonca), pri znanih površinskih temperaturah objektov.
Občutljivost vida živih bitij se je prilagodila tistim valovnim dolžinam, kjer Sonce seva najmočneje (iz Wienovovega zakona je ta vrednost λ = 2897768.5 nm•K /5778 K = 501.5 nm – to je zeleni del vidnega spektra svetlobe). Ta valovna dolžina torej ne sovpada slučajno z najbolj občutljivim delom vidne spektralne ostrine kopenskih živali, tudi človeka. To je še ena potrditev enosti, soodvisnosti življenja in danosti iz bližnjega okolja in oddaljenega vesolja.
Temperatura Zemlje (povprečna) je okrog Tz = 288 K. Iz Wienovovega zakona dobimo maksimalen izsev Zemlje torej pri valovnih dolžinah λ =2897768.5 nm•K /288 K = 10061.7 nm. To je torej dolgovalovno izsevano elektromagnetno valovanje s površine (če zaokrožimo, okrog 10000 nm = 10 µm valovne dolžine in tudi več, infrardeč del spektra). Te valovne dolžine pa lovijo toplogredni plini (in jih delno izsevajo nazaj na Zemljo) CO₂, metan CH₄, tudi vodna para H₂O ... Zato je na Zemlji sploh mogoče življenje (brez toplogrednih plinov bi bila temperatura pod ničlo ), no - če je preveč toplogrednih plinov pa tudi ni dobro ...

Energija terestičnih Sončevih žarkov (tistih, ki se prebijejo do površine Zemlje skozi atmosfero) je najizrazitejša pri valovnih dolžinah, ki so značilne za rumeno in zeleno barvo. Evolucija je naredila tako, da so tudi naše oči najbolj občutljive na ti dve barvi. Nanometer (nm = 10^-9m) je enota za merjenje valovnih dolžin, recimo svetlobe (valovne dolžine, ki jih zaznamo ljudje, so od približno 380 do 780 nm). Spekter Sonca, kot ga detektiramo na površini Zemlje, je kombinacija vplivov Sončeve ionosfere in zemeljske atmosfere. Projekcija sevanja Sonca (poljubne zvezde) na film ali čip nam razkrije svetlobni spekter, ki je poln temnih absorpcijskih črt (te črte so posledice absorpcije ionosfere Sonca, delno pa tudi atmosfere Zemlje). Iz absorpcijskih črt tako tudi detektiramo pline, ki obdajajo Sonce in so tudi del samega Sonca – slika spodaj. Iz zamika črt proti rdeči ali modri barvi (iz Dopplerjevega pojava) pa lahko določimo tudi hitrosti zvezd in ali se od nas oddaljujejo ali se nam približujejo.

Sončev spekter, kjer se lepo opazijo Fraunhoferjeve absorpcijske črte (temnejše vertikalne črte - lahko bi rekli temnejše preslikave vhodne reže spektroskopa v različnih barvah, ki jih razkloni recimo uklonska mrežica).


Pomoč iz šolskega fizikalnega kabineta. Oglejmo si različne spektre plinov.


Načeloma ima vsaka šola komplet plinskih svetil - cevi z različnimi plini - ki so namenjene merjenju emisijskih spektrov plinov, njihovih valovnih dolžin.
Na teh svetilih lahko testirate naš preprosti spektroskop na uklonsko mrežico.