Úvod, vesmír

Y
F T ra n sf o
A B B Y Y.c
bu
to
re
he
C
lic
k
he
k
lic
C
w.
om
w
w
w
w
rm
y
ABB
PD
re
to
Y
2.0
2.0
bu
y
rm
er
Y
F T ra n sf o
ABB
PD
er
Y
Dr. Patrik Kania, Prof. Karel Volka,
Dr. Ala Sinica, Doc. Vladimír Setni ka,
Prof. Vladimír Král,
Dr. Tá a Šiškanová,
Dr. Miroslava Novotná, Dr. Jan Fähnrich
A B B Y Y.c
Vesmír
Analytická chemie II
Št pán Urban a kolektiv p ednášejících
w.
Výzkum vesmíru, jeho historie,
sou asnosti a budoucnosti, pat í
k nejv tším výzvám v dy (i chemie).
I p esto, že poznávání molekulové struktury se
jeví jako zcela odlišná problematika, jsou oba
sm ry výzkumu podivuhodn blízké:
•Modely a teorií
•Experimentální technikou
•Extrémním p ístupem
•Po tem Nobelových cen
•Nejv tšími osobnostmi v dy ( Newton, Marku,
Frauenhofer, Einstein, Herzberg, Wilson, Penzias,Townes, Schawlow,
Kroto, ……………..
Výzkum vesmíru
1. Pozorování objekt na obloze, jejich
pohyb.
2. Jednoduchá spektrální m ení,
barvy objekt -hv zd, klasifikace
hv zd, odhad teploty atp.
3. Pokro ilá spektroskopie, relativní
pohyb (Doppler), teploty, planetární
atmosféry, složení hv zd.
4. Mise s p ístroji, Mars, Venuše, M síc
– rozbor hornin, chemické složení
5. Chemické složení mezihv zdného
prostoru
Historie spektroskopie
Ioannes Marcus Marci z Kronlandu,
eský renesan ní u enec vydává
roku 1648 knihu Thaumantia, kde
popisuje své experimenty z
rozkladem sv tla a korektn
vysv tluje duhu jako dvojlom na
kapi kách vody.
Na jeho po est je pojmenován
Marciho kráter na odvrácené
stran m síce.
Vesmír
Dlouho byl výzkum vesmíru jen
pozorováním vesmírných objekt , jejich
pojmenováním a popisem, pozd ji i
popisem pohybu (nebeská mechanika).
Situace se m ní až s p íchodem spektroskopie, která
ichází do v dy cca p ed 200 lety (Wollaston,
Frauenhofer). Nicmén za zakladatele spektroskopie
je asto považován Jan Marek Mark , profesor, d kan
a rektor UK. V roce 1648 vydává knihu THAUMATIA
(Newton prezentuje svou práci až 1665)
Oblasti spektroskopií podle vlnových
délek a energií; používané jednotky
1
om
Y
F T ra n sf o
A B B Y Y.c
bu
to
re
he
C
lic
k
he
k
lic
C
w.
om
w
w
w
w
rm
y
ABB
PD
re
to
Y
2.0
2.0
bu
y
rm
er
Y
F T ra n sf o
ABB
PD
er
Y
Rok 1802
w.
A B B Y Y.c
Joseph von Frauenhofer
William Hyde Wollaston (1766-1828)
Objevil prvky Rh a Pd, dvojlom, refraktometr,
specielní
ky,ultrfialovou oblast spektra,
vylepsil Volt v lánek ……………..
Výzkum vesmíru
2.Jednoduchá spektrální m ení, barvy
objekt -hv zd, klasifikace hv zd,
odhad teploty atp.
tšinou ve viditelné oblasti. Barva hv zd
indikuje teplotu. Ukazuje se , že i hv zda jako
slunce muže být v první aproximaci studována
jako kvazi rovnovážný systém a teplotu ur ovat
z rovnovážného Planckova zákona. S rostoucí
teplotou nejen roste svítivost hv zdy, ale i
BARVA (spektrální rozložení emise hv zdy
jednozna
ur uje rovnovážnou T (viz obr.))
Výzkum vesmíru
2.Jednoduchá spektrální m
SLUNCE
ení, barvy objekt
Výzkum planet
-
Podobn jako Zem má i slunce n kolik úrovní atmosfér. Vn
fotosféry (5800K) je ješt chromosféra, která a koliv je mnohem
idší dosahuje excita ní teploty cca 10000K (?) a slune ní
korona – vyvrhované fragmenty dosahujících lokáln teploty až
1.5MK. Teploty uvnit slunce jsou nem itelné a jsou pouze
výsledkem teoretických spekulací. P edpokládá se, že pokud
teoretický model je správný teplota ve st edu slunce stoupá až
k 16 MK.
PLANETY
Planck v zákon lze použít i pro teploty planet, v tomto p ípad
je však t eba analyzovat I emisi, ale to již pat í mezi pokro ilá
ení .
. PLANETY
Planck v zákon lze použít i pro teploty planet, v tomto p ípad
je však t eba analyzovat I emisi, ale to již pat í mezi pokro ilá
ení, kdy spektrometr byl na satelitu (raketoplán, Huble tel.)
nebo pr zkumném kosmickém t lese (Mariner, Voyager). I
emise dává tato data (jde o pr
rné teploty):
Neptun
45K
Uran
55K
Saturn
75K
Jupiter
124K
Mars
220K
Venuše
245K
Zem
250K
Merkur
526K
2
om
Y
F T ra n sf o
A B B Y Y.c
bu
to
re
he
C
lic
k
he
k
lic
C
w.
om
w
w
w
w
rm
y
ABB
PD
re
to
Y
2.0
2.0
bu
y
rm
er
Y
F T ra n sf o
ABB
PD
er
Y
3) Složit jší spektrální m
ení - Slunce
Pokro ilá m ení dovolila i analyzovat
jemné áry ve slune ním spektru a
odtud víme (z UV spekter), že
atmosféra Slunce skládá p edevším z
vodíku (92%) jak z v atomárním tak v
ionizovaném stavu. Energie slunce je
dána termojadernou syntézou a proto
nacházíme i produkty t chto syntéz
(atomární i ionizované): He (7,8%), C,
N, O a Ne (>0,2%), .
Výzkum slunce
Vnit ek slunce je samoz ejm jiný, hustota sm rem do st edu roste, tlak je v
polovin 760milión atm, ve st edu
slunce 1011 atm. Také klesá zastoupení vodíku (až na 30%) ve prosp ch He a
žších jader.
Jde samoz ejm
w.
A B B Y Y.c
Výzkum vesmíru
V koron jsou v X-spektrech prokázany
ješt Si,Mg,Ca, S, Ar a Fe :
Nejintenzivn jší viditelné linie z emise
korony pochází ze Fe13+ (530,3nm),
Fe+9 (637,nm) a Ca4+ (569,4nm).
V chromo- a fotosfé e a byli nedávno
pozorovány CO, voda (I , raketoplán),
a CN, C2, TiO, Zr0 a další (Huble).
Hmotnost slunce p edstavuje p es 96% procent hmotnosti celé
slune ní soustavy.
Hmotnost Slunce = SM = 2.1030 kg
Teplota na povrchu 5800K
o teoretické spekulace
Hmotnost slunce je = 2. 1030 kg
Výzkum vesmíru
Doppler v jev
3. Pokro ilá spektroskopie, relativní
pohyb (Doppler), teploty, planetární
atmosféry, složení hv zd….
esná m ení frekvencí spektráln
rozloženého zá ení ze sm ru ur eného
teleskopem nebo dalekohledem p ináší
perfektní údaje o relativním pohybu
objekt vzhledem k zemi. Na známé
spektrální frekvence atom
i molekul se
vztahuje již Doppler v jev
=
o
v/c
platí pro v << c
nebo Relativistický vztah:
=
o
{ [1+v / c ] / [1-v / c }
i vzájemném pohybu zdroje a akceptoru zá ení je na detektoru
vnímána posunutá vlnová délka. Pokud se ibližují rychlostí v je
vlnová délka o menší o
, pokud se vzdalují rychlostí v je o
tší o
======
esné ur ování rychlostí relativních pohyb !!!!!!!!!!
3
om
Y
F T ra n sf o
A B B Y Y.c
bu
to
re
he
C
lic
k
he
k
lic
C
w.
om
w
w
w
w
rm
y
ABB
PD
re
to
Y
2.0
2.0
bu
y
rm
er
Y
F T ra n sf o
ABB
PD
er
Y
======
Iul
A B B Y Y.c
Ur ování teploty
Doppler v jev
Spektra vody a CO ze slune ní
atmosféry byla m ena s
extrém vysokou p esností a p i
esném prostorovém zam ení
na obvodové oblasti slunce, bylo
možné p esn spo ítat rotaci
slunce, orientaci osy a úhlovou
rychlost
w.
Ze spektrálních údaj lze krom atom ,
molekul a relativní rychlosti k zemi ur it
i teplotu prost edí, které signál poskytuje. Intenzita nam ených linií je totiž
úm rná :
Iul
N u T l ( Fl – Fu )
kde,
Fx = gx exp(-Ex/kTex)/ QT
esné ur ování rychlostí relativních pohyb !!!!!!!!!!
Ur ování teploty
N u T l ( Fl – Fu )
kde,
Fx = gx exp(-Ex/kTex)/ QT
Pokud lze nam it stejným teleskopem (dalekohledem) intenzity alespo dvou linií lze z jejich pom ru
ur it parametr Tex.
g je degenerace, Q parti ní funkce, Ex energie stavu x …..
Výzkum vesmíru
3. Mise s p ístroji, Mars, Venuše, M síc
– rozbor hornin, chemické
•
•
•
Mössbauer spektrometr: oza ování gama
zá em ( 57Co), který je v relativním
pohybu ke vzorku – výzkum slou enin
železa v horninách
APXS- oza ování vzorku
ásticemi s X
paprsky a následná analýza emise vzorku:
prvková analýza hornin a áste
chemická analýza
TES – spektrální rozbor tepelné emise
povrchu (na Marsu 200-1700cm-1, rozlišení
cca20cm-1, hledání H2O a života)
Výzkum vesmíru – MARS
Mössbauerovou spektrometroskopií
Princip: Podobn jako elektronové obaly, mají i
jádra své kvantové stavy. Energie t chto stav je
zcela charakteristická pro každé jádro a p íslušné
energetické rozdíly leží v -oblasti spektra.
4
om
Y
F T ra n sf o
A B B Y Y.c
bu
to
re
he
C
lic
k
he
k
lic
C
w.
om
w
w
w
w
rm
y
ABB
PD
re
to
Y
2.0
2.0
bu
y
rm
er
Y
F T ra n sf o
ABB
PD
er
Y
Výzkum vesmíru – MARS
Výzkum vesmíru – MARS
Fotony , které odpovídají rezonan ním p echom mají nejen velkou energii E , ale i velkou hybnost p = E /c , která p i je p i absorpci nebo emisi
jádrem p edávána. Jde o zp tný ráz, jako když p i
výst elu kopne puška, která se po výst elu fotonu
pohne opa ným sm rem s po áte ní rychlostí vp,
kde platí zákon zachování hybnosti p = E /c =
mpvp . Zde vp a mp jsou rychlosti a hmoty jak
zdroje zá ení (pušky), tak i ter e, který je fotonem
pohnut.
Jde o zp tný ráz, jako když p i výst elu kopne puška, která se po výst elu fotonu pohne opa ným
sm rem s po áte ní rychlostí vp, kde platí zákon
zachování hybnosti p = E /c = mpvp . Zde vp a
mp jsou rychlosti a hmoty, jak zdroje zá ení (pušky
= atomu, co vyza uje), tak i ter e (atomu, co
absorbuje), který je fotonem pohnut. Potom
energie fotonu je ochuzena o energii zp tného rázu
mvp2/2 . Podobn je to s atomem, který emituje
foton o hybnosti E /c, který atomu ud lí zp tným
rázem rychlost va = E /(c ma).
Výzkum vesmíru – MARS
Výzkum vesmíru – MARS
Podobn je to s atomem, který emituje foton o
hybnosti E /c, který atomu ud lí zp tným rázem
rychlost
va = E /(c ma )
Atom získá pohybovou energii
Ea =mava2/2 = E 2 /(2 c2 ma ) ,
která zmenší frekvenci emise o hodnotu
E 2 /( 2 h c2 ma ).
Podobný efekt je pozorovatelný p i absorpci,
avšak v tomto p ípad energie fotonu , který má
být absorbován, musí být o tutéž hodnotu zvýšena!!
Jestli E je rezonan ní energie a ma je hmotnost ,
pak volný atom absorbuje foton o energii.
Mössbauerova spektroskopie (2)
Mössbauerova spektroskopie (4)
Mössbauerova spektroskopie(5)
= E + E 2 /(2 c2 ma ) = E [ 1+ E /(2 c2 ma* ) ]
Pokud atom není volný, nap . je fixován v kovové
ížce, je efektivní hmota ma* mnohem vyšší a
absorp ní frekvence se rostoucí fixací blíží rezonan ní frekvenci E / h. Mluvíme pak o bez-rázové
absorpci.
Studujeme-li molekuly, ona efektivní hmota závisí
na pevnosti chemické vazby a na hmotnosti okolí,
což umož uje na základ jakéhosi chemického
posunu identifikovat molekulu v etn jejího
prost edí, nap . v horninách (krystalická voda,
ím si atd.)
w.
A B B Y Y.c
Mössbauerova spektroskopie (3)
Mössbauerova spektroskopie (4)
= E + E 2 /(2 c2 ma ) = E [ 1+ E /(2 c2 ma* ) ]
Pokud atom není volný, nap . je fixován v kovové
ížce, je efektivní hmota ma* mnohem vyšší a
absorp ní frekvence se rostoucí fixací blíží rezonan ní frekvenci E / h. Mluvíme pak o bez-rázové
absorpci.
Mössbauerova spektroskopie(6)
Praktická spektroskopie paprsky má dva
základní problémy:
1. je samotné zá ení: kde ho vzít a jak dodržet
bezpe ností p edpisy ( zá e, standardních je
málo a to jen u n kolika frekvencí nap . 57Co:
• 57Co27+ + e(57Fe26+ )* 57Fe26+ +
,
který byl použit v terénním vozidle na Marsu
pro výzkum hornin železa na povrchu planety,
tepelné zá e nejsou dostupné).
2. Jak zá prola ovat? (Doppler v jev).
=
0
v/c
platí pro v << c
5
om
Y
F T ra n sf o
A B B Y Y.c
bu
to
re
he
C
lic
k
he
k
lic
C
w.
om
w
w
w
w
rm
y
ABB
PD
re
to
Y
2.0
2.0
bu
y
rm
er
Y
F T ra n sf o
ABB
PD
er
Y
w.
A B B Y Y.c
APX spektrometr –
Mössbauerova spektroskopie(7)
ásticový a X-paprskový spektrometr
Spektrometr obsahuje zdroj - ástic a X
paprsk , 244Cm (Curium), kterými je
bombardován analyt-vzorek na povrchu
Marsu. Následná emise jak - ástic a X
paprsk je podrobena spektrální
analýze. Jde o jednoduchá spektra
prokazující p ítomnost v tšiny atom (s
výjimkou vodíku a jiných lehkých
atom , které nemají dostate
vnit ní
elektrony)
APX spektrometr –
ásticový a X-paprskový spektrometr
APX spektrometr –
ásticový a X-paprskový spektrometr
Výzkum vesmíru – MARS
TES – spektrální rozbor tepelné emise povrchu (na
Marsu 200-1700cm-1, rozlišení cca 20cm-1, hledání
H2O a života).
Jde v podstat o termovizi a p i expozici povrchu
nebo atmosféry jsou vid t chladn jší a teplejší
místa. Spektrální rozbor m že indikovat i
chemické složení, tepelnou vodivost hornin a
podobné jevy.
6
om
Y
F T ra n sf o
A B B Y Y.c
bu
to
re
he
C
lic
k
he
k
lic
C
w.
om
w
w
w
w
rm
y
ABB
PD
re
to
Y
2.0
2.0
bu
y
rm
er
Y
F T ra n sf o
ABB
PD
er
Y
New Telescopes, New Expectations, Puzzling Results (In Interstellar Chemistry)
w.
A B B Y Y.c
Výzkum vesmíru
5. Chemické složení MH prostoru
•Identifikace molekul v mezihv zdném
prostoru za íná roku 1937 ( Swings a
Rosenfeld ) identifikovali molekulární
fragment CH, v roce 1940 následovali
CN a CH+. V roce 1963 vstupuje do
výzkumu MW teleskop s objevem OH
radikálu. V roce 1968 p echází astrofyzika do novov ku objevem NH3…………
Eric Herbst
University of Virginia
Mezihv zný prostor - ISM
•
•
•
•
Není prázdný – prázdno (vakuum) není
99% ISM je plyn, cca 1% je prach
ISM p edstavuje v tšinu veškeré hmoty
„TO“ prázdno není rozloženo rovnom r, vytvá ejí oblaka r zné velikosti a
hustoty
• Mezihv zdná hmota gravita
asem
kolabuje – vznikají supernovy, hv zdy ,
planety
Molekulový oblak v souhv zdí
býka TMC-1
.
Mezihv zdné oblá ky
Plyn a prach. Prach tvo í C, Si, Mg, Al,
led ástice mají velikost 0,1-0,25 m
Gigantické o., je v nich velká ást hmoty
Galaxie
•Mají velikost 10-100pc (1pc=3,26 sr)
=2. 1030 kg)
•Mají hmotnost 105-106
•Hmotnost Galaxie je cca 2,3 x 1011
Hustoty v hallo oblasti 103-5 ástic /cm3, hustší
se gravita
rychle hroutí. Vznik .
TMC-1: spektrum10-50 GHz, rota ní spektra
n = 104 cm-3 T = 10 K
Je analyzováno MW a I zá ení
Exotické molekuly v plyné fázi jsou
formovány iontovými a radikálovými
reakcemi
Studené
jádro
7
om
Y
F T ra n sf o
A B B Y Y.c
bu
to
re
he
C
lic
k
he
k
lic
C
w.
om
w
w
w
w
rm
y
ABB
PD
re
to
Y
2.0
2.0
bu
y
rm
er
Y
F T ra n sf o
ABB
PD
er
Y
w.
A B B Y Y.c
Molekulové oblá ky
Mezihv zdné oblá ky
Mají teploty od 5-(70) 150K (studené), difúzn
splývají s mezihv zdným pozadím (2,7K),
jsou v galaxiích i mimo n . Ty horké mají
teploty až 1MK.
Hustoty v ídkých oblá cích varírují od 1
ástice na 3 litry (super vakua) až po 50
ástic na litr. U t ch hustých které sm ují ke
gravita nímu kolapsu (zrod hv zdy) je t ch
ástic 100000/l. Slušné vakuum na VŠCHT je
cca 1015 ./l.
Mezihv zdné oblá ky
Plyn a prach. Prach tvo í C, Si, Mg, Al
Gigantické o., je v nich velká ást hmoty
Galaxie
•Mají velikost 10-100pc (1pc=3,26 sr)
=2. 1030 kg)
•Mají hmotnost 105-106
•Hmotnost Galaxie je cca 2,3 x 1011
Hustoty v hallo oblasti 103-5 ástic /cm3, hustší
se gravita
rychle hroutí. Vznik *.
8
om
Y
F T ra n sf o
A B B Y Y.c
bu
to
re
he
C
lic
k
he
k
lic
C
w.
om
w
w
w
w
rm
y
ABB
PD
re
to
Y
2.0
2.0
bu
y
rm
er
Y
F T ra n sf o
ABB
PD
er
Y
w.
A B B Y Y.c
Vibra ní spektroskopie:
Zm na kvantových vibra ních stav molekul v rámci jednoho
elektronového stavu. Dochází ke zm
pouze vibra ních
kvantových ísel. M í se v I oblasti elmg. spektra.
Rota
-vibra ní spektroskopie:
(v plynech molekuly i rotují jako celek) je op t v rámci jednoho
elektronového stavu, dochází ke sou asné zm
jak
vibra ních tak rota ních kvantových ísel.
Rota ní spektroskopie:
Zm na kvantových rota ních stav molekul v rámci jednoho
vibra ního a jednoho elektronového stavu. Dochází ke zm
pouze rota ních kvantových ísel. M í se v MW oblasti elmg.
spektra.
Rota
-vibra ní spektroskopie:
(v plynech molekuly i rotují jako celek) je op t v rámci jednoho
elektronového stavu, dochází ke sou asné zm
jak vibra ních tak
rota ních kvantových ísel.
52
Rota ní spektroskopie:
Zm na kvantových rota ních stav molekul v rámci jednoho
vibra ního a jednoho elektronového stavu. Dochází ke zm
pouze
kvantových ísel momentu hybnosti. M í se v MW oblasti elmg.
spektra (1GHz-10THz).
9
om
Y
F T ra n sf o
A B B Y Y.c
bu
to
re
he
C
lic
k
he
k
lic
C
w.
om
w
w
w
w
rm
y
ABB
PD
re
to
Y
2.0
2.0
bu
y
rm
er
Y
F T ra n sf o
ABB
PD
er
Y
w.
A B B Y Y.c
Mikrovlnný –radiový 100m teleskop-spektrometr v Effelsbergu u Bonnu
MW spektrometr Kolínské university
v Zermattu ur ený pro astrofyzikální
ely (Gornergrat 3180m).
Planck, mw
teleskop
Herschel , mw a ir spektometr
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12 a více
H2
C3
c-C3H
C5
C5H
C6H
CH 3C3N
CH 3C4H
(CH3)2CO
HC9N
HC11N
AlF
C2H
l-C3H
C4H
l-H 2C4
CH 2CHCN HCOOCH3 CH 3CH2CN NH CH COOH
2
2
(CH3)2O
C6H 6
AlCl C2O
C3N
C4Si
C2H 4
CH 3C2H CH COOH
3
C2
C2S
C3O
l-C3H 2
CH 3CN
HC5N
C7H
CH
CH 2
C3S
c-C3H 2
CH 3NC
HCOCH3
H 2C6
SiN
HCN
C2H 2
CH 2CN
CH 3OH
NH 2CH3
CH 3SH
c-C2H 4O
CN
HCO
HCCN
CH4
CO H2O
HNCO
HC3N
HC2CHO
CP
H 2S
HNCS
HC2NC
NH2CHO
CSi
HNC
H 2CO
HCl HNO
H 2CN
H 2CHN
KCl MgCN
H 2CS
H 2C2O
NH3
HCOOH C5N
NH
NO
MgNC
N 2O
SiC 3
H 2NCN
HNC3
NS
NaCN
CH3
SiH 4
NaCl OCS
OH SO 2
PN
SO
cSiC 2
CO 2
SiO
SiS
CS
HF
NH 2
CH3CH2OH
PAHs
CH 3C5N
HC7N
C8H
2012: 145 neutrální molekul
21 iont (15+ , 6 -)
26 radikál
které pozorované molekuly v kosmu v
pozemských laborato ích neznáme, nap .
kyanopolyeny:
HC11N
H-C C-C C-C C-C C-C C-C N
10
om
Y
F T ra n sf o
A B B Y Y.c
bu
to
re
he
C
lic
k
he
k
lic
C
w.
om
w
w
w
w
rm
y
ABB
PD
re
to
Y
2.0
2.0
bu
y
rm
er
Y
F T ra n sf o
ABB
PD
er
Y
2012: Atacama, suchá pouš cca 5000m/m, 66x12m,
30-950GHz
w.
A B B Y Y.c
Chile, Atacama, suchá pouš cca 5000m/m, 64x12m,
30-950GHz, spole ný projekt USA, Kanady, Japonska,
Taiwanu, Chile a ESO (At, Be, Cz, Dk, Fi, Fr, Ge, It, Nl,
Pt, Sp, Se, Sw, UK).
61
8.19 sv telných minut =150 milion
km
1minuta= 18,3 mil. km
8,2 sv telných minut
11
om