Meget af den information, du får om universet, kommer fra elektromagnetisk stråling eller lys, som du modtager fra fjerne strækninger i universet. Det er f.eks. Ved at analysere det lys, du kan bestemme sammensætningen af tåger. Oplysningerne opnået fra denne elektromagnetiske stråling kommer i form af spektre eller lysmønstre.
Disse mønstre er dannet på grund af kvantemekanik, som dikterer, at elektroner, der kredser om atomer, kun kan have specifikke energier. Dette koncept kan forstås ved hjælp afBohr-modelaf atomet, som skildrer atomet som elektroner, der kredser omkring en central kerne ved meget specifikke energiniveauer.
Elektromagnetisk stråling og fotoner
I atomer kan elektroner kun have diskrete energiværdier, og det særlige sæt af mulige energiværdier er unikt for hvert atomelement. Elektroner kan bevæge sig op og ned på energiniveau ved at absorbere eller udsende en foton af en meget specifik bølgelængde (svarende til en bestemt mængde energi lig med energiforskellen mellem niveauer).
Som et resultat kan elementer identificeres ved forskellige spektrale linjer, hvor linjerne forekommer ved bølgelængder svarende til energiforskellene mellem elementets atomare energiniveauer. Mønsteret for spektrale linjer er unikt for hvert element, hvilket betyder, at spektre er en effektiv måde atidentificerende elementer, især fra en lang afstand eller i meget små mængder.
Absorptionsspektre opnås ved at bombardere et element med lys med mange bølgelængder og detektere hvilke bølgelængder der absorberes. Emissionsspektre opnås ved opvarmning af elementet for at tvinge elektronerne til ophidsede tilstande og derefter detekterer, hvilke lysbølgelængder der udsendes, når elektronerne falder ned i lavere energitilstande. Disse spektre vil ofte være omvendte af hinanden.
Spektroskopi er, hvordan astronomer identificerer elementer i astronomiske objekter, såsom tåger, stjerner, planeter og planetariske atmosfærer. Spektrene kan også fortælle astronomer, hvor hurtigt et astronomisk objekt bevæger sig væk eller mod jorden, og hvor meget spektret af et bestemt element er rød- eller blåforskudt. (Denne forskydning af spektret skyldes Doppler-effekten.)
For at finde bølgelængden eller frekvensen for en foton, der udsendes eller absorberes gennem en elektronenerginiveauovergang, skal du først beregne forskellen i energi mellem de to energiniveauer:
\ Delta E = -13.6 \ bigg (\ frac {1} {n_f ^ 2} - \ frac {1} {n_i ^ 2} \ bigg)
Denne energiforskel kan derefter bruges i ligningen for foton energi,
\ Delta E = hf = \ frac {hc} {\ lambda}
hvor h er Plancks konstant, f er frekvensen, og λ er bølgelængden af fotonet, der udsendes eller absorberes, og c er lysets hastighed.
Absorptionsspektre
Når et kontinuerligt spektrum forekommer på en kølig (lavenergi) gas, absorberer atomerne i denne gas specifikke bølgelængder af lys, der er karakteristiske for deres sammensætning.
Ved at tage lyset, der forlader gassen, og bruge et spektrograf til at adskille det i et spektrum af bølgelængder, mørke absorptionslinjer vises, som er linjer, hvor lyset af denne bølgelængde ikke var opdaget. Dette skaber enabsorptionsspektrum.
Den nøjagtige placering af disse linjer er karakteristisk for den atomare og molekylære sammensætning af gassen. Forskere kan læse linjerne som en stregkode, der fortæller dem, hvad gassen består af.
Emission Spectra
En varm gas er derimod sammensat af atomer og molekyler i en ophidset tilstand. Elektronerne i atomerne i denne gas hopper til lavere energitilstande, når gassen udstråler sin overskydende energi. Dermed frigives meget specifikke bølgelængder af lys.
Ved at tage dette lys og bruge spektroskopi til at adskille det i et spektrum af bølgelængder, vil lyse emissionslinjer vises kun ved de specifikke bølgelængder, der svarer til de udsendte fotoner, når elektronerne sprang til lavere energi stater. Dette skaber et emissionsspektrum.
Ligesom med absorptionsspektrene er den nøjagtige placering af disse linjer karakteristisk for den atomare og molekylære sammensætning af gassen. Forskere kan læse linjerne som en stregkode, der fortæller dem, hvad gassen består af. Også de karakteristiske bølgelængder er de samme for begge typer spektre. De mørke linjer i absorptionsspektret vil ligge de samme steder som emissionslinjerne i emissionsspektret.
Kirchoffs lov om spektralanalyse
I 1859 opsummerede Gustav Kirchoff spektre i tre kortfattede regler:
Kirchoffs første lov:en lysende fast, flydende eller højdensitetsgas producerer et kontinuerligt spektrum. Dette betyder, at det udsender lys af alle bølgelængder. Et ideelt eksempel på dette kaldes en sort krop.
Kirchoffs anden lov:En varm gas med lav densitet producerer et emissionslinjespektrum.
Kirchoffs tredje lov:En kontinuerlig spektrumkilde set gennem en kølig gas med lav densitet producerer et absorptionsledningsspektrum.
Blackbody-stråling
Hvis en genstand har en temperatur over absolut nul, udsender den stråling. Et sort legeme er det teoretiske ideelle objekt, der absorberer alle lysets bølgelængder og udsender alle lysets bølgelængder. Det udsender forskellige bølgelængder af lys ved forskellige intensiteter, og fordelingen af intensiteter kaldes sortkropsspektret. Dette spektrum afhænger kun af temperaturen på den sorte krop.
Fotoner med forskellige bølgelængder har forskellige energier. For at et sortkropsspektrum skal have en høj intensitetsemission med en bestemt bølgelængde, betyder det, at det udsender fotoner af den pågældende energi i høj hastighed. Denne sats kaldes ogsåstrøm. Fluxen af alle bølgelængder vil stige, når temperaturen på den sorte krop stiger.
Det er ofte praktisk for astronomer at modellere stjerner som blackbodies. Selvom dette ikke altid er nøjagtigt, giver det ofte et godt skøn over stjernens temperatur ved at observere ved hvilken bølgelængde stjernens sortkropsspektrum topper (bølgelængden af lys, der udsendes med den højeste intensitet).
Toppen af et sortkropsspektrum falder i bølgelængde, når temperaturen på det sorte legeme stiger. Dette er kendt som Wien's Displacement Law.
En anden vigtig relation for blackbodies er Stefan-Boltzmann-loven, der siger, at det samlede beløb energi udsendt af et sort legeme er proportional med dets absolutte temperatur taget til den fjerde effekt: E. ∝ T4.
Brintemission og absorptionsserie
Linjerne i brintets spektrum er ofte opdelt i "serier" baseret på, hvad det lavere energiniveau i deres overgang er.
Lyman-serien er serien af overgange til eller fra den laveste energitilstand eller jordtilstand. Fotoner svarende til disse overgange har tendens til at have bølgelængder i den ultraviolette del af spektret.
Balmer-serien er serien af overgange til eller fra den første ophidsede tilstand, et niveau over jordtilstanden. (Det tæller dog ikke overgangen mellem grundtilstand og første ophidset tilstand, da denne overgang er en del af Lyman-serien.) Fotoner, der svarer til disse overgange, har tendens til at have bølgelængder i den synlige del af spektrum.
Overgange til eller fra den anden ophidsede tilstand kaldes Paschen-serien, og overgange til eller fra den tredje ophidsede tilstand kaldes Brackett-serien. Disse serier er meget vigtige for astronomisk forskning, da brint er det mest almindelige element i universet. Det er også det primære element, der udgør stjerner.