Sončev spekter
Valovna dolžina svetlobe se meri v nanometrih (nm):
nm = 10-9 m.
Svetlobi vajeno oko je, v splošnem, najbolj občutljivo pri približno 555 nm
(540 THz), kar ustreza zelenemu delu vidnega spektra.
Zgornje animacije energisjkega stanja atomov zelo nazorno prikazujejo nastanek absorpcijskega
in emisijskega spektra elektromagnetnega valovanja.
Energija terestičnih Sončevih žarkov (tistih, ki se prebijejo do
površine Zemlje) 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 dožine, ki jih
zaznamo ljudje, so od približno 380 do približno 780 nm).
Vir zgornjega spektra je: http://www.stargazing.net/david/spectroscopy/SimpleNeedleSpectroscope.html
Shema preprostega spektrometra na uklonsko mrežico, ki osvetljeno režo
razkloni v spekter, ki ga posnamemo s fotoaparatom oz.
CCD dtektorjem. Fotoaparat v bistvu tvori sliko reže v
različnih barvah - tam kjer je zaradi absorpcije (v sončevi atmosferi)
manj fotonov, bo slika reže (spektra), temnejša. Tako dobimo
absorpcijske črte iz lege katere lahko določimo elemente,
ki sestavljajo Sonce.
Slika zgoraj je prirejena (leta 2014) iz:
http://astro.u-strasbg.fr/~koppen/spectro/designe.html
Pred leti smo seveda namesto CCD detektorja uporabili
navaden film. Če je uklonska mrežica kar CD zapisovalec
- je medrazdalja mreže okrog D = 1.6*10-6 m in uklon (kot alfa)
sredine spektra okrog 20°.
Še nekaj podatkov o skici zgoraj in osnovni izračuni dimenzioniranja spektroskopa.
'Da' je razlika kotov uklona alfa za modro
in rdečo svetlobo (to je pri. širina spektra),
w je širina reže (ali tudi igle, izvijača, ...,
od katerega se odbije svetloba - to je dober trik in varen za oči),
f je goriščna razdalja objektiva, a je razdalja
od reže do uklonske mrežice, b je širina spektra na senzorju -
ki je lahko enaka širini B senzorja (če hočemo dobiti cel spekter na
senzor - CCD ali film),
b_pixel je velikost svetlobnnega elementa
ali zrnatost filma (lahko tudi receptorjev na mrežnici,
pri direktnem opazovanju),
l je valovna dolžina svetlobe (n je celo število, večinoma
snemamo prvi uklon, kjer je n = 1).
Velja:
D*sin(α) = N*λ
- poenostavljen zapis je spodaj (l = λ in a = α)
n l = D sin( alfa ) - to je znan pogoj za ojačitev valovanj
b(Da ) = f * tan Da ~ f * Da
tan Da = w / a ~ b_pixel / f
Če usmerimo režo direktno v
Sonce (kar ni priporočljivo, bolje posredno z odbojem z manj moči), naj bo
širina reže blizu 0.1 mm.
Pogljemo izračun za spletno kamero z velikostjo CCD čipa B = 5 mm
s 500 pixli (svetlobnimi elementi), velikost pixla je tako približno
= 5 mm / 500 = 0.00001 m = 10 mikrometrov (mikrometer = 10-6 m).
Goriščnarazdalje take kamere je približno 5 mm. Ti parametri
kamere dajo 3 nm na pixel za prvi uklonski red (n = 1) pri
CD uklonski mrežici, kjer je D = 1.6*10-6 m.
Ocena je naslednja.
Recimo da zaokrožimo ekstrema valvnih dolžin vidne svetlobe na
400 nm = 0.4 10-6 m (vijolična) in 800 nm = 0.8*10-6 m (rdeča),
razlika valovnih dolžin je torej 400 nm.
alfa_400nm = asin(400nm/1600nm) = 14.5° in alfa_800nm = asin(800nm/1600nm) =
30° iz česar sledi
Da = alfa_800nm - alfa_400nm = 15.5° v radianih.
Dolžina spektra na CCD je:
b = f*tan Da = 1.4 mm.
To je 1.4 mm / 10*10(10-3 mm = 140 pixlov.
Oziroma 400 nm/140 pixlov ~ 3 nm/pixel.
V tem primeru recimo ne bi razlikovali
dubleta živega srebra 577.0 nm in 579.1 nm - par rumenih črt
je torej narazen le približno 2 nm.
Pri tretjem interferenčnem redu (n = 3), pa spekter pokrije
praktično ves CCD detektor (3*1.4 mm) in je en pixel vreden približno
1 nm - kar je že precej boljše - a je gostota fotonov manjša.
Izračunajmo še širino reže: w / a ~ b_pixel / f
- recimo, da bi želeli, da je slika reže velika en pixel.
Privzamimo, da je a = 0.5 m, f = 5 mm in b_pixel = 10*10-6 m,
iz podatkov sledi širina reže w:
w ~ a*b_pixel/f = 0.5 m * 10*10-6 / 5*10-3 m = 0.001 m = 1 mm
Še beseda o uklonu svetlobe in interferenci (izpeljava - že uporabljenih -
pogojev za ojačitev in oslabitev iz slik).
Nastanek interference iz dveh izvirov.
Zgornje slike pozna večina srednješolcev, saj z njihovo pomočjo izpeljejo kriterije za
interferenčne maksimume (razlika poti je enaka večkratniku valovne dolžine) in minimume
(razlika poti je enka lihemu večkratniku polovice valovne dolžine, λ/2) dveh točkastih koherentnih izvorov valovanja na
razdalji R.
Za prvi
kot (φ) oslabitve obeh valovanj (kjer se srečajo
maksimumi in minimumi - valovanji se zato odštejeta), velja glede na simetralo:
- razlika_poti = R*sin (φ) = R*φ = (λ/2) ,
- za majhne kote je sinus kota kar enak kotu v radianih, φ = λ/(2*R)
Za kot prve ojaćitve glede na simetralo pa velja,
da je razlika poti enaka valovni dolžini:
- razlika_poti = R*sin (φ) = R*φ =
λ
- φ = λ/R
Še zanimivost.
Nekaj podobnega (interferenca) se dogaja s svetlobo v teleskopih, le da je tam
izpeljava ojačitev in oslabitev nekoliko bolj zapletena.
Pogoj za prvo oslabitev (λ/(2R) = λ/D) je blizu enačebe ločljivosti teleskopa.
Grobo (primerjalno) predpostavimo, da je razdalja med izvoroma enaka kar polmeru (R)
zrcala.
Korekten izraz za ločljivost teleskopa pa je (1,22*λ/D).
Slika zvezde v teleskopu je dejansko centralni zvonast interferenčni maksimum svetlobe
(imenujemo ga tudi Airyjev disk), okrog katerege se pojavljajo koncentrični krogi
interferenčnoh minimumov in maksimumov. Minimumi seveda niso moteči, lahko pa so sekundarni
maksimumi - ti so izraziti, če je leča ali zrcalo optično slabo izdelano
(oblika in površina
ter material morajo biti kar se da blizu geometrijskim zahtevam, zahtevamo torej
učinkovit odboj od zrcala [nad 90%] ali solidno prepustnost leč pri refraktorjih).
Sledi nekaj slik in razlag.
Slike k razumevanju pojma Airyjevega diska in kontrasta. Kontrast je večinoma
definiran kot razmerje med svetlostjo najsvetlejših področij glede na svetlost
najtemnejših področij. Razmerje seveda ne velja za celotno sliko (v tem primeru bi bile
tudi izrazito neostre slike kontrastne), ampak za površine, znotraj katerih naše oko še
razloči odtenke (ločljivost očesa je okrog 1 ločne minute). Kontrast je tem večji, čim
večja je razlika med dejansko višino Airyjevega diska (ki recimo praktično predstavlja
nek detajl na nekem nebesnem telesu) in prvim uklonskim maksimumom (tudi ostalimi).
Ta razlika je največja pri Strehlu 1, a to je le teoretična možnost. Pri nižanju
Strehlovega razmerja (napake optike, obstrukcija, itn) se hkrati višajo prvi in ostali
uklonski maksimumi (obroči) - črtkana krivulja - in s tem se še dodatno
manjša razlika med realno višino Airyjevega diska in ostalimi interferenčnimi
maksimumi – posledica je, slabši kontrast slike. Problem ni samo manjša razlika med
amplitudami kolobarjev in Airyjevim diskom, ampak predvsem, da pri slabi optiki
izraziti interferenčni kolobarji (višje amplitude), ki obkrožajo Airyjev disk, prispevajo
veliko svetlobe tudi v sosednja polja slike in tako brišejo detajle okolice, kvarijo sliko
(seveda tudi okolica vpliva na dano opazovano točko slike).
Vrnimo se k spektroskopiji!
Spektroskopija zvezd na uklonsko mrežico - iz 1995 - sledi nekaj rezultatov.
Jure Cedilnik in Damjan Šterk sta našla izvirne rešitve
pri spektrografu na uklonsko mrežico, spektrograf sta tudi izdelala.
Posnela sta odličen Sončev spekter, v katerem sta naštela več kot
60 absorpcijskih črt, iz črt sta določila mnoge elemente, glej sliko .
Račun in lega črt, ter laboratorijska umeritev preko vodika
in natrija se odlično ujemajo.
Ujela sta tudi izraziti kalcijevi črti K (valovne dolžine 393,3682 nm, širina črte 2,0253 nm )
in H (valovne dolžine 396,8492 nm, širina črte 1,5467 nm) na meji
občutljivosti filma. Zgoraj sta zaradi primerjave dva posnetka s
kalcijevimi črtami.
Razlaga
Vsekakor o širini črt odloča temperatura, oziroma kinetična energija
delcev. Širino črt za nekatere elemente na Soncu kaže spodnja tabela.
Izrazito
širino opazimo pri atomih kalcija in tudi vodika in natrija. Na našem
posnetku spektra so te črte v resnici zelo široke. Poglejmo zakaj je
kalcijeva črta tako intezivno zastopana? Atom kalcija ima 20 nevtronov
in 20 protonov, torej tudi 20 elektronov. Kalcij je v glavnem v atmosferi
že enkrat ioniziran (Ca+), kar pomeni, da ima še zmeraj preostale elektrone
vezane v elektronski oblak. Primerjajmo kalcij z vodikom glede intenzitete
absorpcije. Vodikova absorpcijska črta alfa (656,28 nm) je posledica
prehoda med drugim in tretjim energijskim nivojem elektrona.
Da elektron preide na drugi energijski nivo rabi energijo 10,2eV,
za ionizacijo kalcija pa rabimo manj energije, 6,11eV. Praktično je
ves kalcij ioniziran (Ca+), le eden med 900 atomi je nevtralen,
medtem ko pa je samo eden izmed 200 milijonov vodikovih atomov v
vzbujenem stanju n=2. Vodika je sicer res 500 000 krat več kot kalcija,
a na 400 ionov kalcija (200 milijonov/500000=400) pride samo en
vodikov atom v stanju n=2. Kljub ionizaciji pa ioni kalcija
(vezani elektroni) lahko še zmeraj prehajajo na višje energijske
nivoje in to tudi z absorpcijo fotonov valovnih dolžin lH=393,36nm
in lK=396,84nm, ki sta tako izrazito zastopani v spektru. To je tudi
razlog, da sta absorpcijski črti H in K bolj izraženi kot recimo alfa
črta vodika, čeprav je vodika 500000 krat več kot kalcija. Tako
razmerje je seveda pogojeno s sestavo in temperaturo atmosfere Sonca.
Kalcij bo ukradel svetlobi fotosfere več njemu značilnih fotonov kot
vodik, zmagal je torej "šibkejši", oziroma manj številčen element.
Na našem posnetku se izrazitost H in K črt kalcija lepo vidi.
Izsek iz spektra daljših valovnih dolzin. Na desni je H_alfa črta
valovne dolžine 656,2808 nm (širina črte 0,4020 nm).
UMERITVENI GRAF
Tabela najizrazitejših Fraunhoferjevih absorpcijskih črt posameznih elementov in širina.
|
Oznaka |
izvor(at., mol.) |
valovna dolžina (nm) |
širina črte (nm) |
|
K |
Ca+ |
393,3682 (393,3666) |
2,0253 |
|
H |
Ca+ |
396,8492 (396,8468) |
1,5467 |
| |
Fe |
404,5825 |
0,1174 |
|
h (d
) |
H |
410,1748 (410,1735) |
0,3133 |
|
g |
Ca |
422,6740 (422,6728) |
0,1476 |
|
G |
Ca |
430,7741 |
|
|
G |
Fe |
430,7906 |
|
|
G' (g
) |
H |
434,0475 (434,0465) |
0,2855 |
|
e (ponekod d) |
Fe |
438,3547 (438,3557) |
0,1008 |
| |
Fe |
440,4761 |
0,0898 |
|
D |
Fe |
466,8140 |
|
|
F (b
) |
H |
486,1342 (486,1327) |
0,3680 |
|
c |
Fe |
495,7609 |
|
|
b4 |
Mg |
516,7327 (516,7343) |
0,0935 |
|
b4 |
Fe |
516,7491 |
|
|
b3 |
Fe |
516,8901 |
|
|
b2 |
Mg |
517,2698 (517,2699) |
0,1259 |
|
b1 |
Mg |
518,3619 (518,3618) |
0,1584 |
|
E2 |
Fe |
526,9541 |
|
|
D3 |
He |
587,5618 |
|
|
D2 |
Na |
588,9973 (588,9953) |
0,0752 |
|
D1 |
Na |
589,5940 (589,5923) |
0,0564 |
|
a
|
O2 (atmosfera Zemlje) |
627,6-628,7 |
|
|
C (a
) |
H |
656,2808 (656,2816) |
0,4020 |
|
B |
O2 (atmosfera Zemlje) |
686,7-688,4 |
|
|
A |
O2 (atmosfera Zemlje) |
759,4-762,1 |
|
Do sedaj je to stran obiskalo
ljudi.
Oglej si tudi:
Valovanje, Sonce, uklon, ločljivost, preprosto snemanje spektrov ... (V fazi izdelave, trenutno le osnutek.)
Spekter posnet 12. jan. 2014.
Zgoraj so rezultati
preprostega spektroskopa iz
50 cm dolgega tulca z režo nekaj pod mm (dvojna stena).
Na drugi strani tulca se prilepi uklonska mrežica.
Tulec (z režo naprej) se usmeri
proti Soncu - spekter se slika skozi mrežico ( v tem primeru 300 rež na mm -
občutljivost ISO100, časi okrog 1/100 s, gorišče objektiva okrog 20 mm - lahko
spreminjate, zoom objektiv tukaj pride zelo prav).
Spodaj je umerjen spekter, zgoraj pa spekter
posnet s preprostim spektroskopom z režo in uklonsko mrežico.
NEKAJ IZRAČUNOV ZA POSNET SPEKTER
Razmik v uklonski mrežici je: D = 1 mm/300 = 3.3*10-6 m.
Za prvi uklonski maksimum velja: val_dol = D*sin (kot)
Za val_dol Halfa = 656,3 nm (rdeča barva) je kot uklona:
kot = arcsin (val_dol/D) = arcsin (0.1988) = 11.4 °
Za objektiv f = 20 mm je odmik od slike reže: x = 20 mm*tan (11.4) = 4 mm.
Širina prvega uklona je bila okrog 700 pixlov na
sliki s širino 2600 pixlov - (čip - 6.17 x 4.55 mm).
6mm/2600pix = 2.3 mikrometra na pixel.
Od slike reže pa do uklona H-alfa (656,3 nm) je približno 1760 pixlov.
Širina reže na sliki je približno 8 pixlov.
Vhodna reža je bila široka okrog 0.5 mm (na sredini - saj je
reža bila v obliki črke v), na fotodetektorju
pa je to d_slika = f*d/a = 20 mm * 0.5 mm/500 mm = 0.02 mm.
Velikost pixla pa je: 6.17 mm/2600 = 0.00237 mm, in če preverimo,
koliko pixlov je velika slika reže, velja: d_slika/vel_pixla = 0.02 mm/0.00237 mm = 8.4.
To je pa toliko, kot smo določili direktno iz slike.
Na tak način bi teoretično lahko zaznali okrog 700/8 = 88 črt.
Na sliki je razlika med skrajno rdečo im modro barvo okrog 250 nm,
klasični filmi so bili nekolko bolj občutljivi za krajše in daljše valovne dolžine.
Velja:
250 nm/ 700 pixlov je 0.36 nm/pixel - natančnost (ločljivost) je torej
v našem primeru okrog (0.36 nm/pixel) * 8 pixlov = 3 nm.
Širino slike reže bi morali zmanjšati
na velikost pixla ..., ali vsaj za 3x do 4x, to je na okrog 0.1 mm.
Kako izgledajo priprave na tako snemanje, je
razvidno iz spodnjih slik.
Pazite na oči,
na tulec sem dal senčnik ...
Večina slik je pomanjšanih, razen zadnjega spektra (zadnjih dveh slik).
Tudi goriščna razdalja objektiva se je spreminjala,
pri zadnji sliki je okrog 20 mm.
Črtasti spekter iz zarnice - Hg.
Odboji - napake - so zakriti ... Levo je slika reže, desno
pa prvi uklon na mrežici - slika spektra. Natančnost spektra določa širina reže
in velikost svetlobnega elementa (pixla).
V našem primeru je natančnost okrog 3 nm - kar je dovolj za detekcijo
osnovnih izrazitejših spektralnih črt vodika, železa, kalcija, helija, natrija,
tudi kisika O2 (absorpcija atmosfere Zemlje (627.6 nm - 628,7 nm - se vidi na sliki) ....
Goriščna razdalja objektiva pri zgornjem spektru
je okrog 20 mm.
Dolžina reže (L) je bila 36 mm, zato je spekter visok
okrog: L_slika = f*L/a = 20 mm * 36 mm/500 mm = 1.44 mm.
To je 620 pixlov (izmerjeno z miško, na zgornji sliki je rob spektra odrezan) - 1944 pixlov ustreza višina čipa 4.55 mm,
kar ustreza 1,44 mm*1944/4.55 mm = 625 pixlom - torej smo v okviru merske napake
pravilno ocenili
dolžino reže L na sliki.
Izdelal: Zorko Vičar
Iz zgornje tabele se da prebrati, kateremu
elementu na Soncu pripada katera izmed
Fraunhoferjevih absorpcijskih crt.
http://www.stargazing.net/david/spectroscopy/ScrewdriverCDROMSpectroscope.html
http://en.wikipedia.org/wiki/Fraunhofer_lines
Vidov spekter - feb. 2014.
Helijev spekter iz wiki.
Helium wavelengths - helijeve emisijske črte (nm)
Val. dol. barva
Wavelength Color
---------- ----------
438.793 w violet (vijolična)
443.755 w violet (vijolična)
447.148 s violet * (vijolična)
471.314 m blue (modra)
492.193 m blue (modra)
501.567 s cyan * (cian - modrozelena, sinja)
504.774 w cyan (cian - modrozelena, sinja)
587.562 s yellow * (rumena)
667.815 m red (rdeča)
s=strong (močna), m=med (srednja), w=weak (šibka)
Helijev spekter, foto: Vid in Zorko.
Presek (profil) absorpcijskega spektra Sonca - vertikalne črte so
ročne oznake detekcije nekaterih Fraunhoferjevih črt.
Narejeno s programom: C:\Program Files\Micro-Manager-1.4\ImageJ.exe
Program 
ImageJ se dobi na naslovu:
http://www.micro-manager.org/wiki/Download%20Micro-Manager_Latest%20Release
Sliko spektra moramo konvertirati v črno-belo, sliko odpreti
z ImageJ.exe z opcijo File in označiti ozki presek spektra na odprti sliki, ter z
opcijo Analyze in Plot Profile narišemo profil preseka spektra,
vdolbine so absorpcijske črte. Z opcijo Save na grafu, se vrednosti
grafa shrani v txt (ascii) datoteko, ki jo lahko obdelamo
z excelom ali s kakim drugim orodjem. Obdelana je spodnja slika.
Kako lahko izbira fotoaparata vpliva na izid slikanja spektra, kaže
zgornja slika, kjer se vidi, da je recimo SONY detektor svetlobe
veliko bolj občutljiv
na modro-zelenem delu spektra.
...............
Umeritvena spektra - spodnji ima poudarjene svetlejše Fraunhoferjeve
emisijske črte (špičke).
Vidov spekter - feb. 2014, dopolnil Zorko s Helijevimi črtami.
Helij je bil najprej odkrit v Sončevi kromosferi preko spektroskopije
(črta z valovno dolžino 587.562 nm).
Zato je tudi dobil ime helij - grško: helios, Sonce.
Leta 1868 (18. avgusta je bil Sončev mrk - Indija) ga je odkril Francoz
Jules Janssen.
Jules Janssen, odkril helij -
leta 1868 (18. avgusta je bil Sončev mrk - Indija).
Emisijski spekter atmosfere (kromosfere) Sonca, s pomočjo katerega
so odgkrili helij (rumena črta levo 587.562 nm) še preden so ga detektirali na Zemlji.
Tak spekter je moč posneti (v le nekaj sekundah) med Sončevim mrkom.
Podoben posnetek, vir:
http://www.eurastro.de/pictures/sofi99/mr/flashscl.jpg
http://www.eurastro.de/webpages/MRSPECT.HTM
V laboratoriju na Zemlji je bil helij detektiran leta 1895.
Joseph von Fraunhofer, nemški optik in fizik, * 6. marec 1787,
Straubing, Nemčija, † 7. junij 1826 (39 let), München, Nemčija.
Fraunhofer je najbolj znan po odkritju temnih absorpcijskih črt
v Sončevem spektru, sedaj znanih kot Fraunhoferjeve črte, ter
po izdelovanju kakovostnega optičnega stekla in objektivov za
akromatične refraktorje.
Življenje in delo
Bil je sin steklarja. Pri enajstih letih je postal sirota.
Kot vajenec je začel delati pri strogem münchenskem optiku in
steklarju Philippu Antonu Weichelsbergerju. Leta 1801 se je
podrla delavnica, v kateri je stanoval, in je bil edini preživeli.
Reševanje je vodil Maksimilijan IV. Jožef, bavarski volilni knez
(kasnejši bavarski kralj Maksimilijan I. Jožef). Knez je finančno
pomagal Frauhoferju in prisilil njegovega delodajalca, da mu je omogočil
izšolati se.
Na kraju nesreče je bil tudi tehnik in poslovnež Utzschneider,
kar se je izkazalo za pomembno. Z denarjem, ki ga je prejel od
kneza in pomoči od Utzschneiderja, je lahko nadaljeval s šolanjem
in praktičnim izobraževanjem. Mladenič je usodi dokazal, da je bil
takrat vreden njene milosti. Izučil se je obrti in se sam še naprej
vztrajno izobraževal. Tako je deloval na področju optike. Leta 1806
sta Utzscheider in von Reichenbach povabila Frauhoferja na svoj inštitut
v Benediktbeuern, sukularizirani benediktinski samostan, ki se je ukvarjal
z izdelovanjem stekla. Tu je odkril kako se izdeluje najboljše optično
steklo na svetu in iznašel neverjetno točne postopke za merjenje razklona.
Preučil je, kako so značilnosti stekla odvisne od priprave in s
tem povzdignil steklarstvo v pravo umetnost. Na Inštitutu je
srečal Pierrea Louisa Guinanda, švicarskega steklarskega tehnika,
ki mu ga je predstavil Utzschneider. Leta 1809 je Frauhofer postal
vodja mehanskega razdelka optičnega inštituta, istega leta pa je
postal član podjetja. Leta 1814 sta Guinand in von Reichenbach
zapustila podjetje, tako da je Fraunhofer v podjetju postal solastnik,
ime pa so spremenili v Utzschneider und Fraunhofer. Leta 1818 je postal
predstojnik optičnega inštituta.
Izboljšal je mnogo optičnih instrumentov. Zaradi njegove izdelave
odličnih optičnih instrumentov je Bavarska Angliji prevzela prvenstvo
nad središčem optične industrije. Tudi možje, kot je bil na primer Farady,
tedaj niso bili sposobni izdelati stekla, ki bi se lahko kosal s
Fraunhoferjevim.
Frauhofer je bil znan po svojih izredno kakovostnih optičnih
prizmah. Izboljšal je akromatičen objektiv daljnogleda in izdelavo
optičnega stekla. Izboljšal je tudi postopek poliranja leč in zrcal
optičnih naprav. Veliko skrb je posvetil meritvam lomnega količnika
stekel. Točno je premeril veliko različnih stekel, ker so bile med
njegovimi vrhunskimi izdelki tudi akromatične leče. Te so, kakor
je pokazal Dollond, sestavljene iz dveh leč iz različnih stekel,
v katerih se različni lomni količniki za razne barvne svetlobe
medseboj uravnavajo. Prave kombinacije pa je bilo mogoče sestaviti
le ob zelo dobrem poznavanju lomnih količnikov. Izdelal je naprave
za merjenje valovnih dolžin svetlobe.
Med preskušanjem svojih prizem in raziskovanjem Sončevega spektra je
leta 1814 odkril, po njem imenovane temne absorpcijske črte. Že rahla
nepravilnost v izdelavi prizme je toliko pokvarila ločljivost slike,
da so se črte zabrisale. S tem lahko morda pojasnimo, da jih Newton
pri svojih raziskavah svetlobe s prizmo ni opazil. Opazil pa jih je
12 let prej leta 1802 Wollaston, vendar jih je videl le 7, medtem ko
jih je Fraunhofer naštel 574, današnji fiziki pa približno 10.000.
Fraunhofer ni ostal samo pri opazovanju in štetju črt. Izmeril je lege
najizrazitejših črt in jih leta 1817 označil s črkami od A do K.
Te oznake veljajo še danes. Določil je njihove dolžine in pokazal,
da se pojavijo vedno na istih mestih, če jih gledamo v neposredni
sončni svetlobi ali pa v odbiti svetlobi z Lune ali planetov.
Pozneje je določil lege več 100 črt.
Fraunhofer prikazuje spektroskop.
Njegove raziskave loma in razklona svetlobe so vodile k iznajdbi
spektroskopa in razvoju spektroskopije. Tudi pri tem se ni ustavil.
Prizmo je postavil v gorišče daljnogleda, da bi preučil spektre zvezd.
Ugotovil je, da imajo tudi ti spektri temne črte, vendar premaknjene
glede na Sončev spekter. S tem je že skoraj imel veliko odkritje,
ki pa se mu je izmuznilo. Izmuznilo se je tudi znanstvenemu svetu
v celoti, saj se za njegova poročila o zadevi ni nihče zmenil.
Šele Kirchhoff je pol stoletja kasneje iz teh črt dal fizikom,
kemikom in astronomom izredno koristno orodje. Bunsen in Kirchhoff
sta leta 1859 s spektrografom na prizmo odkrila, da so temne absorpcijske
črte iz Sončevega spektra enake emisijskim črtam, ki jih v spektrih zvezd
podajajo povsem določeni kemijski elementi. Bunsen je pravilno pojasnil
Fraunhoferjeve absorpcijske črte.
Fraunhofer prikazuje spektroskop.
Fraunhofer je leta 1821 tudi prvi uporabil optično mrežico
za razklon svetlobe. Prvo mrežico je izdelal iz tankih napetih
žičk položenih tesno skupaj. Od njegovih časov so mrežice že
popolnoma nadomestile prizmo v spektroskopiji. Zdaj jih urezujejo
kot vrsto finih zarez v stekleno ali kovinsko ploščico. Njegovo
delo na tem področju sta nadaljevala Bunsen in Kirchhoff, ki sta
utemeljila spektralno analizo.
Navkljub vsem dosežkom je Fraunhofer ostal za snobovski znanstveni
svet le manjvredni tehnik in če se je že smel udeležiti znanstvenih srečanj,
mu pravice do besede ali nastopa niso priznali. Leta 1823 je postal
član Akademije znanosti v Münchnu. Bil je predstojnik njenega oddelka
za ohranjanje fizike. Za svoje podjetje je leta 1820 izdelal tudi mikroskop.
Izdelal je tedaj največji refraktor za novi observatorij v Pulkovem.
S svojimi instrumenti je pomagal leta 1837 Besslu in leta 1840 von
Struveju pri merjenju prvih zvezdnih paralaks. Z njegovim heliometrom
je leta 1844 Bessel odkril nepravilnosti v gibanju Sirija A.
Naslednik Fraunhoferjevega podjetja, podjetje Merz und Mahler,
je izdelalo daljnogled za novi berlinski observatorij, kjer
je Galle leta 1946 v ozvezdju Strelca potrdil obstoj novega osmega
planeta Neptuna. Verjetno zadnji objektiv za daljnogled, ki ga je
izdelal Frauhofer, so dobavili za tranzitni daljnogled v Mestnem
observatoriju v Edinburgu. Ta instrument je dokončal Repsold po
Fraunhoferjevi smrti.
Še pred dopolnjenim 40 letom je Fraunhofer umrl za jetiko.
Kot mnogo tedanjih izdelovalcev stekla se je zastrupil s
parami težkih kovin. Verjetno so njegovi najvrednejši steklarski
recepti odšli z njim v grob. Na njegovem grobu je vklesan napis:
»Približal nam je zvezde« (Approximavit sidera). To je tudi res,
kot je pozneje dokazal Kirchhoff. Približal nam jih je, ne da bi
za to potreboval velikanske daljnoglede.
Leta 1822 mu je Univerza v Erlangnu na Pfaffov predlog
podelila častni doktorat. Leta 1824 je prejel red za zasluge,
postal je plemič in častni meščan Münchna.
Po njem se imenuje asteroid notranjega glavnega pasu 13478 Fraunhofer.
Nazaj na domačo stran.
