Спектри за абсорбция и емисии: какви са те и какви са разликите?

Голяма част от информацията, която получавате за Вселената, идва от електромагнитно излъчване или светлина, което получавате от далечни краища на Вселената. Чрез анализ на тази светлина можете да определите състава на мъглявините например. Информацията, получена от това електромагнитно излъчване, идва под формата на спектри или светлинни модели.

Тези модели се формират поради квантовата механика, която диктува, че електроните, които обикалят около атомите, могат да имат само специфични енергии. Тази концепция може да се разбере с помощта наМодел на Борна атома, който изобразява атома като електрони, които обикалят около централно ядро ​​на много специфични енергийни нива.

В атомите електроните могат да имат само дискретни енергийни стойности и конкретният набор от възможни енергийни стойности е уникален за всеки атомен елемент. Електроните могат да се движат нагоре и надолу на енергийно ниво чрез поглъщане или излъчване на фотон на много специфичен дължина на вълната (съответстваща на определено количество енергия, равно на енергийната разлика между нива).

В резултат на това елементите могат да бъдат идентифицирани чрез различни спектрални линии, където линиите се появяват на дължини на вълните, съответстващи на енергийните разлики между атомните енергийни нива на елемента. Моделът на спектралните линии е уникален за всеки елемент, което означава, че спектрите са ефективен начин заидентифициращи елементи, особено от голямо разстояние или в много малки количества.

Абсорбционните спектри се получават чрез бомбардиране на елемент със светлина с много дължини на вълната и откриване кои дължини на вълните се абсорбират. Емисионните спектри се получават чрез нагряване на елемента, за да принудят електроните в възбудени състояния и след това разпознаване кои дължини на вълната на светлината се излъчват при падане на електроните в по-ниски енергийни състояния. Тези спектри често са обратни един на друг.

Спектроскопията е начинът, по който астрономите идентифицират елементи в астрономическите обекти, като мъглявини, звезди, планети и планетарни атмосфери. Спектрите могат също така да кажат на астрономите колко бързо астрономическият обект се отдалечава или към Земята и с това колко спектърът на даден елемент е изместен в червено или синьо. (Това изместване на спектъра се дължи на ефекта на Доплер.)

За да намерите дължината на вълната или честотата на фотон, излъчен или абсорбиран чрез преход на ниво на електронно ниво на енергия, първо изчислете разликата в енергията между двете енергийни нива:

След това тази енергийна разлика може да се използва в уравнението за фотонна енергия,

където h е константата на Планк, f е честотата и λ е дължината на вълната на излъчвания или погълнат фотон, а c е скоростта на светлината.

Когато непрекъснат спектър пада върху хладен (нискоенергиен) газ, атомите в този газ ще абсорбират специфични дължини на вълната на светлината, характерни за техния състав.

Като вземем светлината, която напуска газа и използваме спектрограф, за да го разделим на спектър от дължини на вълната, ще се появят тъмни абсорбционни линии, които са линии, при които светлината с тази дължина на вълната не е била открити. Това създаваабсорбционен спектър​.

Точното поставяне на тези линии е характерно за атомния и молекулярния състав на газа. Учените могат да четат редовете като баркод, който им казва от какво се състои газът.

За разлика от това горещият газ се състои от атоми и молекули в възбудено състояние. Електроните в атомите на този газ ще скочат до по-ниски енергийни състояния, тъй като газът излъчва излишната си енергия. По този начин се освобождават много специфични дължини на вълните на светлината.

Като вземем тази светлина и използваме спектроскопия, за да я разделим на спектър от дължини на вълните, ярките емисионни линии ще го направят се появяват само при специфичните дължини на вълните, съответстващи на фотоните, излъчвани, когато електроните скочат до по-ниска енергия държави. Това създава емисионен спектър.

Точно както при абсорбционните спектри, точното поставяне на тези линии е характерно за атомния и молекулярния състав на газа. Учените могат да четат редовете като баркод, който им казва от какво се състои газът. Също така характерните дължини на вълните са еднакви и за двата вида спектри. Тъмните линии в абсорбционния спектър ще лежат на същите места като емисионните линии в емисионния спектър.

През 1859 г. Густав Кирхоф обобщава спектрите в три кратки правила:

​Първият закон на Кирхоф:светещ твърд, течен или газ с висока плътност произвежда непрекъснат спектър. Това означава, че излъчва светлина с всички дължини на вълната. Идеален пример за това се нарича черно тяло.

​Втори закон на Кирхоф:Горещият газ с ниска плътност произвежда емисионен спектър.

​Трети закон на Кирхоф:Източник на непрекъснат спектър, наблюдаван през хладен газ с ниска плътност, създава спектър на абсорбционна линия.

Ако даден обект е с температура над абсолютната нула, той излъчва радиация. Черното тяло е теоретичният идеален обект, който поглъща всички дължини на вълната на светлината и излъчва всички дължини на светлината. Той ще излъчва различни дължини на вълната на светлината с различна интензивност, а разпределението на интензитетите се нарича спектър на черното тяло. Този спектър зависи само от температурата на черното тяло.

Фотоните с различни дължини на вълната имат различна енергия. За да има спектър на черно тяло с висока интензивност на излъчване с определена дължина на вълната, това означава, че той излъчва фотони от тази конкретна енергия с висока скорост. Тази ставка се нарича ощепоток. Потокът на всички дължини на вълните ще се увеличи с увеличаване на температурата на черното тяло.

Често е удобно астрономите да моделират звездите като черни тела. Въпреки че това не винаги е точно, то често дава добра оценка на температурата на звездата чрез наблюдение при каква дължина на вълната достига пиковият спектър на черното тяло на звездата (дължината на вълната на светлината, която се излъчва с най-висока интензивност).

Пикът на спектъра на черно тяло намалява по дължина на вълната с увеличаване на температурата на черното тяло. Това е известно като Закон за преместване на Wien.

Друга важна връзка за черните тела е законът на Стефан-Болцман, който гласи, че общата енергията, излъчвана от черно тяло, е пропорционална на абсолютната му температура, измерена на четвъртата степен: E ∝ Т.⁴.

Линиите в спектъра на водорода често се разделят на "серии" въз основа на това какво е по-ниското енергийно ниво в техния преход.

Поредицата Lyman е поредица от преходи към или от най-ниското енергийно състояние или основно състояние. Фотоните, съответстващи на тези преходи, имат дължина на вълната в ултравиолетовата част на спектъра.

Поредицата Balmer е поредица от преходи към или от първото възбудено състояние, едно ниво над основното състояние. (Той обаче не отчита прехода между основно състояние и първо възбудено състояние, тъй като този преход е част от серията Lyman.) Фотоните, съответстващи на тези преходи, имат дължина на вълната във видимата част на спектър.

Преходите към или от второто възбудено състояние се наричат ​​серии на Paschen, а преходите към или от третото възбудено състояние се наричат ​​серии Brackett. Тези серии са много важни за астрономическите изследвания, тъй като водородът е най-често срещаният елемент във Вселената. Той е и основният елемент, който изгражда звездите.