Viele der Informationen, die Sie über das Universum erhalten, stammen von elektromagnetischer Strahlung oder Licht, das Sie aus weit entfernten Bereichen des Universums erhalten. Durch die Analyse dieses Lichts können Sie beispielsweise die Zusammensetzung von Nebeln bestimmen. Die aus dieser elektromagnetischen Strahlung gewonnenen Informationen liegen in Form von Spektren oder Lichtmustern vor.
Diese Muster werden aufgrund der Quantenmechanik gebildet, die vorschreibt, dass Elektronen, die Atome umkreisen, nur bestimmte Energien haben können. Dieses Konzept kann mit Hilfe derBohr-Modelldes Atoms, die das Atom als Elektronen darstellt, die auf ganz bestimmten Energieniveaus um einen zentralen Kern kreisen.
Elektromagnetische Strahlung und Photonen
In Atomen können Elektronen nur diskrete Energiewerte haben, und der jeweilige Satz möglicher Energiewerte ist für jedes Atomelement einzigartig. Elektronen können sich im Energieniveau auf- und abbewegen, indem sie ein Photon eines ganz bestimmten absorbing absorbieren oder emittieren Wellenlänge (entspricht einer bestimmten Energiemenge, die der Energiedifferenz zwischen den Ebenen).
Als Ergebnis können Elemente durch verschiedene Spektrallinien identifiziert werden, wobei die Linien bei den Wellenlängen auftreten, die den Energieunterschieden zwischen den Atomenergieniveaus des Elements entsprechen. Das Muster der Spektrallinien ist für jedes Element einzigartig, was bedeutet, dass Spektren eine effektive Möglichkeit sind,identifizierende Elemente, insbesondere aus großer Entfernung oder in sehr kleinen Mengen.
Absorptionsspektren werden erhalten, indem ein Element mit Licht vieler Wellenlängen beschossen wird und festgestellt wird, welche Wellenlängen absorbiert werden. Emissionsspektren werden durch Erhitzen des Elements erhalten, um die Elektronen in angeregte Zustände zu zwingen, und dann Erfassen, welche Wellenlängen des Lichts emittiert werden, wenn die Elektronen in niedrigere Energiezustände zurückfallen. Diese Spektren sind oft invers zueinander.
Spektroskopie ist die Art und Weise, wie Astronomen Elemente in astronomischen Objekten wie Nebeln, Sternen, Planeten und planetarischen Atmosphären identifizieren. Die Spektren können Astronomen auch sagen, wie schnell sich ein astronomisches Objekt von der Erde weg oder auf die Erde zubewegt und um wie viel das Spektrum eines bestimmten Elements rot- oder blauverschoben ist. (Diese Verschiebung des Spektrums ist auf den Doppler-Effekt zurückzuführen.)
Um die Wellenlänge oder Frequenz eines Photons zu ermitteln, das durch einen Elektronen-Energieniveauübergang emittiert oder absorbiert wird, berechnen Sie zunächst die Energiedifferenz zwischen den beiden Energieniveaus:
\Updelta E=-13.6\bigg(\frac{1}{n_f^2}-\frac{1}{n_i^2}\bigg)
Diese Energiedifferenz kann dann in der Gleichung für die Photonenenergie verwendet werden,
\Updelta E = hf=\frac{hc}{\lambda}
wobei h die Plancksche Konstante ist, f die Frequenz und λ die Wellenlänge des emittierten oder absorbierten Photons ist und c die Lichtgeschwindigkeit ist.
Absorptionsspektren
Wenn ein kontinuierliches Spektrum auf ein kühles (niederenergetisches) Gas einfällt, absorbieren die Atome in diesem Gas spezifische Lichtwellenlängen, die für ihre Zusammensetzung charakteristisch sind.
Indem man das Licht, das das Gas verlässt, mit einem Spektrographen in ein Spektrum von Wellenlängen erscheinen dunkle Absorptionslinien, bei denen das Licht dieser Wellenlänge nicht erkannt. Dadurch entsteht einAbsorptionsspektrum.
Die genaue Anordnung dieser Linien ist charakteristisch für die atomare und molekulare Zusammensetzung des Gases. Wissenschaftler können die Linien wie einen Strichcode lesen, der ihnen sagt, woraus das Gas besteht.
Emissionsspektren
Ein heißes Gas hingegen besteht aus Atomen und Molekülen in einem angeregten Zustand. Die Elektronen in den Atomen dieses Gases springen in niedrigere Energiezustände, wenn das Gas seine überschüssige Energie abstrahlt. Dabei werden ganz bestimmte Lichtwellenlängen freigesetzt.
Indem man dieses Licht nimmt und es mittels Spektroskopie in ein Wellenlängenspektrum auftrennt, werden helle Emissionslinien erscheinen nur bei den spezifischen Wellenlängen, die den emittierten Photonen entsprechen, wenn die Elektronen auf eine niedrigere Energie gesprungen sind Zustände. Dadurch entsteht ein Emissionsspektrum.
Genau wie bei den Absorptionsspektren ist die genaue Anordnung dieser Linien charakteristisch für die atomare und molekulare Zusammensetzung des Gases. Wissenschaftler können die Linien wie einen Strichcode lesen, der ihnen sagt, woraus das Gas besteht. Außerdem sind die charakteristischen Wellenlängen für beide Arten von Spektren gleich. Die dunklen Linien im Absorptionsspektrum liegen an den gleichen Stellen wie die Emissionslinien im Emissionsspektrum.
Kirchoffs Gesetze der Spektralanalyse
1859 fasste Gustav Kirchoff Spektren in drei prägnante Regeln zusammen:
Kirchoffs erstes Gesetz:ein leuchtendes festes, flüssiges oder hochdichtes Gas erzeugt ein kontinuierliches Spektrum. Das heißt, es emittiert Licht aller Wellenlängen. Ein ideales Beispiel dafür ist ein schwarzer Körper.
Kirchoffs zweites Gesetz:Ein heißes Gas niedriger Dichte erzeugt ein Emissionslinienspektrum.
Kirchoffs drittes Gesetz:Eine kontinuierliche Spektrumquelle, die durch ein kühles Gas niedriger Dichte betrachtet wird, erzeugt ein Absorptionslinienspektrum.
Schwarzkörperstrahlung
Hat ein Objekt eine Temperatur über dem absoluten Nullpunkt, sendet es Strahlung aus. Ein schwarzer Körper ist das theoretisch ideale Objekt, das alle Wellenlängen des Lichts absorbiert und alle Wellenlängen des Lichts emittiert. Es emittiert Licht mit unterschiedlichen Wellenlängen bei unterschiedlichen Intensitäten, und die Verteilung der Intensitäten wird als Schwarzkörperspektrum bezeichnet. Dieses Spektrum hängt nur von der Temperatur des Schwarzen Körpers ab.
Photonen unterschiedlicher Wellenlänge haben unterschiedliche Energien. Wenn ein Schwarzkörperspektrum eine Emission hoher Intensität einer bestimmten Wellenlänge aufweist, bedeutet dies, dass es Photonen dieser bestimmten Energie mit einer hohen Rate emittiert. Diese Rate wird auch als bezeichnetFluss. Der Fluss aller Wellenlängen nimmt mit steigender Temperatur des Schwarzen Körpers zu.
Für Astronomen ist es oft praktisch, Sterne als schwarze Körper zu modellieren. Obwohl dies nicht immer genau ist, liefert es oft eine gute Schätzung der Temperatur des Sterns durch Beobachtung bei welche Wellenlänge das Schwarzkörperspektrum des Sterns hat (die Wellenlänge des Lichts, das mit der höchsten Intensität).
Die Wellenlänge des Peaks eines Schwarzkörperspektrums nimmt mit steigender Temperatur des Schwarzkörpers ab. Dies ist als Wiensches Verschiebungsgesetz bekannt.
Eine weitere wichtige Beziehung für Schwarze Körper ist das Stefan-Boltzmann-Gesetz, das besagt, dass die Gesamtmenge Die von einem Schwarzen Körper emittierte Energie ist proportional zu seiner absoluten Temperatur hoch vier: E T4.
Wasserstoff-Emissions- und -Absorptionsserie
Die Linien im Wasserstoffspektrum werden oft in "Reihen" unterteilt, basierend auf dem niedrigeren Energieniveau in ihrem Übergang.
Die Lyman-Reihe ist die Reihe von Übergängen in oder aus dem niedrigsten Energiezustand oder Grundzustand. Die diesen Übergängen entsprechenden Photonen neigen dazu, Wellenlängen im ultravioletten Teil des Spektrums zu haben.
Die Balmer-Reihe ist die Reihe von Übergängen zum oder vom ersten angeregten Zustand, eine Ebene über dem Grundzustand. (Der Übergang zwischen dem Grundzustand und dem ersten angeregten Zustand wird jedoch nicht mitgezählt, da dieser Übergang Teil von. ist die Lyman-Reihe.) Die Photonen, die diesen Übergängen entsprechen, haben tendenziell Wellenlängen im sichtbaren Teil des Spektrum.
Übergänge in den oder aus dem zweiten angeregten Zustand werden als Paschen-Reihen bezeichnet, und Übergänge in oder aus dem dritten angeregten Zustand werden als Brackett-Reihen bezeichnet. Diese Reihen sind für die astronomische Forschung sehr wichtig, da Wasserstoff das häufigste Element im Universum ist. Es ist auch das Hauptelement, aus dem Sterne bestehen.