Absorpční a emisní spektra: Jaké jsou a jaké jsou rozdíly?

Hodně informací, které o vesmíru získáte, pochází z elektromagnetického záření nebo světla, které přijímáte ze vzdálených oblastí ve vesmíru. Například analýzou tohoto světla můžete určit složení mlhovin. Informace získané z tohoto elektromagnetického záření pocházejí ve formě spekter nebo světelných obrazců.

Tyto vzorce se tvoří kvůli kvantové mechanice, která určuje, že elektrony obíhající kolem atomů mohou mít pouze specifické energie. Tento koncept lze pochopit pomocíBohrův modelatomu, který zobrazuje atom jako elektrony obíhající kolem centrálního jádra na velmi specifické energetické úrovni.

V atomech mohou mít elektrony pouze diskrétní energetické hodnoty a konkrétní sada možných energetických hodnot je pro každý atomový prvek jedinečná. Elektrony se mohou pohybovat nahoru a dolů v energetické úrovni absorpcí nebo emitováním fotonu velmi specifické vlnová délka (odpovídá určitému množství energie rovnajícímu se energetickému rozdílu mezi úrovně).

Výsledkem je, že prvky lze identifikovat odlišnými spektrálními čarami, kde se tyto čáry vyskytují na vlnových délkách odpovídajících energetickým rozdílům mezi úrovněmi atomové energie prvku. Vzor spektrálních čar je pro každý prvek jedinečný, což znamená, že spektra jsou účinným způsobem

Absorpční spektra se získávají bombardováním prvku světlem o mnoha vlnových délkách a detekcí, které vlnové délky jsou absorbovány. Emisní spektra se získají zahřátím prvku k vynucení elektronů do excitovaných stavů a ​​poté detekce, které vlnové délky světla jsou emitovány, když elektrony padají zpět dolů do stavů s nižší energií. Tato spektra budou často vzájemně inverzní.

Spektroskopie je způsob, jakým astronomové identifikují prvky v astronomických objektech, jako jsou mlhoviny, hvězdy, planety a planetární atmosféry. Spektra mohou také astronomům říci, jak rychle se astronomický objekt pohybuje pryč nebo směrem k Zemi a o kolik je spektrum určitého prvku posunuto červeně nebo modře. (Toto posunutí spektra je způsobeno Dopplerovým efektem.)

Chcete-li zjistit vlnovou délku nebo frekvenci fotonu emitovaného nebo absorbovaného přechodem na úrovni elektronové energie, nejprve spočítejte rozdíl v energii mezi dvěma energetickými hladinami:

Tento energetický rozdíl lze potom použít v rovnici pro energii fotonu,

kde h je Planckova konstanta, f je frekvence a λ je vlnová délka emitovaného nebo absorbovaného fotonu a c je rychlost světla.

Když na chladný (nízkoenergetický) plyn dopadá kontinuální spektrum, atomy v tomto plynu absorbují specifické vlnové délky světla charakteristické pro jejich složení.

Tím, že vezme světlo, které opouští plyn, a pomocí spektrografu jej rozdělí na spektrum vlnové délky, objeví se tmavé absorpční čáry, což jsou čáry, kde světlo této vlnové délky nebylo zjištěno. Tím se vytvoříabsorpční spektrum​.

Přesné umístění těchto čar je charakteristické pro atomové a molekulární složení plynu. Vědci mohou číst řádky jako čárový kód, který jim říká, z čeho se plyn skládá.

Naproti tomu horký plyn se skládá z atomů a molekul v excitovaném stavu. Elektrony v atomech tohoto plynu skočí do nižších energetických stavů, protože plyn vyzařuje svou přebytečnou energii. Přitom se uvolňují velmi specifické vlnové délky světla.

Tím, že vezmeme toto světlo a použijeme spektroskopii k jeho oddělení do spektra vlnových délek, budou jasné emisní čáry se objevují pouze na specifických vlnových délkách odpovídajících fotonům emitovaným, když elektrony skočily na nižší energii státy. Tím se vytvoří emisní spektrum.

Stejně jako u absorpčních spekter je přesné umístění těchto čar charakteristické pro atomové a molekulární složení plynu. Vědci mohou číst řádky jako čárový kód, který jim říká, z čeho se plyn skládá. Charakteristické vlnové délky jsou také stejné pro oba typy spekter. Tmavé čáry v absorpčním spektru budou ležet na stejných místech jako emisní čáry v emisním spektru.

V roce 1859 Gustav Kirchoff shrnul spektra do tří stručných pravidel:

​Kirchoffův první zákon:světelný pevný, kapalný nebo plyn s vysokou hustotou vytváří kontinuální spektrum. To znamená, že vyzařuje světlo všech vlnových délek. Ideální příklad toho se nazývá černé tělo.

​Kirchoffův druhý zákon:Horký plyn s nízkou hustotou produkuje spektrum emisních čar.

​Kirchoffův třetí zákon:Kontinuální zdroj spektra při pohledu přes chladný plyn s nízkou hustotou vytváří spektrum absorpční linie.

Pokud má objekt teplotu nad absolutní nulou, vyzařuje záření. Černé těleso je teoretický ideální objekt, který absorbuje všechny vlnové délky světla a emituje všechny vlnové délky světla. Bude vydávat různé vlnové délky světla při různých intenzitách a distribuci intenzit nazýváme spektrum černých těles. Toto spektrum závisí pouze na teplotě černého tělesa.

Fotony různých vlnových délek mají různé energie. Pro spektrum černého tělesa mít emise vysoké intenzity určité vlnové délky znamená, že emituje fotony této konkrétní energie vysokou rychlostí. Tato sazba se také nazývátok. Tok všech vlnových délek se bude zvyšovat se zvyšující se teplotou černého tělesa.

Astronomům se často hodí modelovat hvězdy jako černé tělesa. Ačkoli to není vždy přesné, často poskytuje dobrý odhad teploty hvězdy pozorováním v na jaké vlnové délce vrcholí spektrum černého tělesa hvězdy (vlnová délka světla, které je emitováno s nejvyšší intenzita).

Vrchol spektra černého tělesa klesá s vlnovou délkou, jak se zvyšuje teplota černého tělesa. Toto je známé jako Vídeňský zákon o vysídlení.

Dalším důležitým vztahem pro blackbodies je zákon Stefan-Boltzmann, který uvádí, že celkem energie emitovaná černým tělesem je úměrná jeho absolutní teplotě převzaté do čtvrté síly: E ∝ T⁴.

Řádky ve vodíkovém spektru jsou často rozděleny do „sérií“ podle toho, jaká je nižší úroveň energie v jejich přechodu.

Série Lyman je řada přechodů do nebo ze stavu nejnižší energie nebo základního stavu. Fotony odpovídající těmto přechodům mívají vlnové délky v ultrafialové části spektra.

Série Balmer je řada přechodů do nebo z prvního vzrušeného stavu, jedna úroveň nad základním stavem. (Nepočítá však přechod mezi základním stavem a prvním vzrušeným stavem, protože tento přechod je součástí Lymanova řada.) Fotony odpovídající těmto přechodům mívají ve viditelné části spektra vlnové délky spektrum.

Přechody do nebo z druhého vzrušeného stavu se nazývají Paschenova řada a přechody do nebo ze třetího vzrušeného stavu se nazývají Brackettova řada. Tyto řady jsou velmi důležité pro astronomický výzkum, protože vodík je nejběžnějším prvkem ve vesmíru. Je to také primární prvek, který tvoří hvězdy.