Vertaald door Roland Van Kerschaver.
Ontdek hoe we weten waaruit de zon (en sterren) bestaan.
In tegenstelling met andere onderdelen van het zonnestelsel, zoals planeten en satellieten, zijn sterren buiten het bereik van ruimtetuigen of, in het geval van de zon, te warm om te benaderen. Hoe kunnen we hen dan verstaan, als we geen gebruik kunnen maken van sondes, rovers of astronauten om hen te bestuderen? Het antwoord is dat we moeten steunen op hun licht. We weten dat de kleur van een ster zijn temperatuur oplevert (Ribeiro, 2015), maar hoe weten we waaruit sterren bestaan? Uit het licht van de ster, of meer specifiek, het spectrum van de ster, is terug het antwoord.
Op het Science on Stage festival dat doorging in Londen in juni 2015, ontspon zich een discussie over het combineren van hands-on experimenten met lesgeven over de chemische samenstelling van een ster, en zo was het idee voor deze activiteit geboren. De activiteit is ontworpen om leerlingen met een ouderdom tussen 15 en 18 jaar toe te laten de verschillende lichtspectra te ontdekken en te verstaan hoe ze gebruikt kunnen worden om chemische elementen te identificeren in lampen, en belangrijker, in onze dichtste ster, de zon.
Bij zijn beroemde proef in 1666, gebruikte Isaac Newton een prisma om aan te tonen dat licht kan gesplitst worden in de kleuren waaruit het bestaat en dat deze kleuren konden gerecombineerd worden om wit licht te bekomen. Hij demonstreerde dat de kleuren niet afkomstig konden zijn van het prisma, zoals voordien geloofd werdt, maar dat ze daarentegen componenten waren van golflengtes van zonnelicht. Hij introduceerde het woord "spectrum" om de regenboogkleuren te beschrijven en zijn ontdekking gaf het startschot voor de wetenschap van de spectroscopie.
Voor Newton, bleek het spectrum van de zon continu te zijn, met geen leemtes tussen de kleuren. Maar in 1814, ontdekte Joseph von Fraunhofer dat wanneer het licht voldoende verspreid wordt door een nauwe spleet, het spectrum een aantal donkere lijnen, nu gekend als Fraunhoferlijnen (figuur 1) bevat. Een 45 jaar later, zouden deze lijnen essentieel blijken te zijn bij het bepalen van de samenstelling van de zon, dank zij het werk van Gustav Kirchhoff en Robert Bunsen.
In 1860, bestudeerden Kirchhoff en Bunsen een verschillende soort van spectrum. In plaats van donkere lijnen te bekijken tegen een heldere achtergrond, bestudeerden ze de heldere lijnen op een donkere achtergrond, uitgezonden wanneer ze elementen verwarmden in de gasvlam van een bunsenbrander. Een van die spectra was die van natrium (figuur 2), die kan bekomen worden bij het verbranden van keukenzout (NaCl) of door een lagedruk natriumlamp zoals die gebruikt voor straatverlichting te laten schijnen.
Bunsen en Kirchhoff besloten dat chemische elementen konden geïdentificeerd worden gebruikmakend van deze emissielijnen en, met dat in het achterhoofd, vonden ze twee nieuwe elementen binnen de twee jaar: cesium en rubidium.
Kirchhoff ging verder met zijn werk en kwam tot het besluit dat de emissielijnen overeenkwamen met verschillende Fraunhoferlijnen. Bijvoorbeeld, de heldere gele lijn van het natriumspectrum bevond zich op dezelfde plaats als een donkere lijn in het gele gedeelte van het zonnespectrum, door Fraunhofer 'D' genoemd.
Deze vroege proeven maakten duidelijk dat er drie hoofdtypes van spectra waren: continu, absorptie en emissie. De eerste toont al de golflengtes, de tweede bevat alléén enkele van de golflengtes van licht, en de derde toont leemtes of donkere lijnen tegen een heldere achtergrond. Deze spectra worden gevormd volgens de drie spectroscopiewetten van Kirchhoff:
Kirchhoff had niet enkel gevonden dat een chemisch element verantwoordelijk was voor spectraallijnen op dezelfde plaats in zowel het emissie- als het absorptiespectrum, maar hij had eveneens ontdekt dat de zon natrium bevat. Dus, om de samenstelling van de zon te kennen en van gelijk welke andere ster, moeten we alléén de spectra van gekende elementen vergelijken met de spectra van de ster.
Voor meer informatie over het bouwen van deze spectrometer, klik hier.
Een alternatieve optie is gebruik te maken van de opvouwbare mini-spectrometer, die onlinew2 kan aangekocht worden. Het laat de leerlingen toe de waargenomen spectra te fotograferen met een smartphone.
Kijk niet rechtstreeks naar de zon, zelfs niet met een spectrometer. In plaats daarvan, richt je spectrometer naar de hemel om het spectrum van verspreid zonnelicht te bekijken.
Vraag de leerlingen om het licht van de verschillende lichtbronnen te bekijken door een spectrometer. Dit zal hen tonen dat niet al de lichtbronnen dezelfde zijn, omdat hun spectra niet dezelfde zijn.
Vragen:
Verklaring:
De leerlingen zullen een verschillend spectrum waarnemen afhankelijk van de lichtbron:
De verschillende spectra wijzen er op dat deze lichtbronnen, en het mechanisme achter hun vorming, verschillend zijn, uitgenomen voor de zon en de gloeilamp. De lichtbron die meest gebruikt wordt is de gloeilamp omdat het een continu spectrum heeft als de zon.
Gebruikmakend van verschillende gasontladingslampen, wordt aan de leerlingen gevraagd de elementen te bepalen die aanwezig zijn door het spectrum van de lamp te vergelijken met de afgedrukte afbeeldingen van verschillende emissiespectra van elementen. Dit is de basis van de spectroscopie als een methode voor chemische analyse.
Omdat gasontladingslampen een hoge spanning vereisen, moeten ze door de leraar gehanteerd worden.
Vragen:
mini-spectrometer gebruiken
voor het bepalen van het
emissiespectrum van helium
Figuur met dank aan Ole
Ahlgren
Uitleg:
Sommige golflengtes zijn meer intens dan andere, dat maakt dat dat sommige emissielijnen helderder zijn dan andere. Dit wordt getoond in de kleur van de lamp. Bijvoorbeeld, het licht van een natriumlamp is geel van kleur omdat het voornamelijk geel licht uitzendt, niettegenstaande het ook rood en groen licht uitzendt. Omdat elk element zijn eigen specifieke golflengte heeft, kan je spectra gebruiken om te bepalen welke chemische elementen aanwezig zijn.
Om meer gedetailleerde resultaten te bekomen, kunnen aanvullende activiteiten uitgevoerd worden met een spectrometer waarmee het mogelijk is de absorptielijnen van de zon te detecteren, en door gebruik te maken van de software van een gepaste datalogger. Figuren 4 en 5 werden opgenomen met de Ocean Optics Red Tide spectrometer en het programma LoggerPro.
De bekomen spectra zijn verschillend van die opgenomen met een eenvoudige spectrometer en bevatten meer informatie, met inbegrip van de golflengte van elke spectraallijn en zijn relatieve intensiteit. Het spectrum van de zon kan eveneens tonen dat de aanwezigheid van absorptielijnen niet betekent dat bepaalde golflengtes van licht volledig ontbreken maar alléén dat ze minder intens zijn dan de andere golflengtes.
Figuur met dank aan Ole Ahlgren
van kwik met de Ocean
Optics Red Tide spectrometer
en het programma
LoggerPro.
Figuur met dank aan Ole
Ahlgren
De leerlingen kunnen het spectrum van de zon opnemen gebruikmakend van de meer gesofistikeerde spectrometer. Het datalogger programma zal de golflengte geven van de absorptielijnen die de leerlingen kiezen. De gekozen absorptielijn moet de meest prominente zijn. Om de aanwezige elementen te bepalen, zijn er twee mogelijkheden:
Bij het opnemen van spectra van verschillende lichtbronnen en chemische elementen en bij het vergelijken met het spectrum van de zon, kunnen de leerlingen de samenstelling bepalen van de zon en andere sterren.