Gran parte de la información que obtienes sobre el universo proviene de la radiación electromagnética, o luz, que recibes de lugares distantes del universo. Es analizando esa luz que se puede determinar la composición de las nebulosas, por ejemplo. La información obtenida de esta radiación electromagnética viene en forma de espectros o patrones de luz.
Estos patrones se forman debido a la mecánica cuántica, que dicta que los electrones que orbitan los átomos solo pueden tener energías específicas. Este concepto puede entenderse utilizando elModelo de Bohrdel átomo, que representa al átomo como electrones que orbitan alrededor de un núcleo central a niveles de energía muy específicos.
Radiación electromagnética y fotones
En los átomos, los electrones solo pueden tener valores de energía discretos, y el conjunto particular de posibles valores de energía es único para cada elemento atómico. Los electrones pueden moverse hacia arriba y hacia abajo en el nivel de energía absorbiendo o emitiendo un fotón de un nivel muy específico. longitud de onda (correspondiente a una cantidad específica de energía igual a la diferencia de energía entre niveles).
Como resultado, los elementos pueden identificarse mediante distintas líneas espectrales, donde las líneas se producen en las longitudes de onda correspondientes a las diferencias de energía entre los niveles de energía atómica del elemento. El patrón de líneas espectrales es único para cada elemento, lo que significa que los espectros son una forma efectiva deelementos identificativos, especialmente a larga distancia o en cantidades muy pequeñas.
Los espectros de absorción se obtienen bombardeando un elemento con luz de muchas longitudes de onda y detectando qué longitudes de onda se absorben. Los espectros de emisión se obtienen calentando el elemento para forzar a los electrones a entrar en estados excitados, y luego detectando qué longitudes de onda de luz se emiten cuando los electrones caen hacia estados de menor energía. Estos espectros a menudo serán inversos entre sí.
La espectroscopia es la forma en que los astrónomos identifican elementos en objetos astronómicos, como nebulosas, estrellas, planetas y atmósferas planetarias. Los espectros también pueden decirles a los astrónomos la rapidez con la que un objeto astronómico se está alejando o acercándose a la Tierra, y en qué medida el espectro de un determinado elemento se desplaza al rojo o al azul. (Este cambio del espectro se debe al efecto Doppler).
Para encontrar la longitud de onda o frecuencia de un fotón emitido o absorbido a través de una transición de nivel de energía de electrones, primero calcule la diferencia de energía entre los dos niveles de energía:
\ Delta E = -13,6 \ bigg (\ frac {1} {n_f ^ 2} - \ frac {1} {n_i ^ 2} \ bigg)
Esta diferencia de energía se puede utilizar en la ecuación para la energía de los fotones,
\ Delta E = hf = \ frac {hc} {\ lambda}
donde h es la constante de Planck, f es la frecuencia y λ es la longitud de onda del fotón que se emite o absorbe, y c es la velocidad de la luz.
Espectro de absorción
Cuando un espectro continuo incide sobre un gas frío (de baja energía), los átomos de ese gas absorberán longitudes de onda específicas de luz características de su composición.
Tomando la luz que sale del gas y usando un espectrógrafo para separarla en un espectro de longitudes de onda, aparecerán líneas de absorción oscuras, que son líneas donde la luz de esa longitud de onda no fue detectado. Esto crea unaespectro de absorción.
La ubicación exacta de esas líneas es característica de la composición atómica y molecular del gas. Los científicos pueden leer las líneas como un código de barras que les dice de qué está compuesto el gas.
Los espectros de emisión
Un gas caliente, por el contrario, está compuesto por átomos y moléculas en estado excitado. Los electrones en los átomos de este gas saltarán a estados de menor energía a medida que el gas irradia su exceso de energía. Al hacerlo, se liberan longitudes de onda de luz muy específicas.
Al tomar esta luz y usar espectroscopía para separarla en un espectro de longitudes de onda, las líneas de emisión brillantes aparecen solo en las longitudes de onda específicas correspondientes a los fotones emitidos cuando los electrones saltaron a una energía más baja estados. Esto crea un espectro de emisión.
Al igual que con los espectros de absorción, la ubicación exacta de esas líneas es característica de la composición atómica y molecular del gas. Los científicos pueden leer las líneas como un código de barras que les dice de qué está compuesto el gas. Además, las longitudes de onda características son las mismas para ambos tipos de espectros. Las líneas oscuras en el espectro de absorción estarán en los mismos lugares que las líneas de emisión en el espectro de emisión.
Leyes de análisis espectral de Kirchoff
En 1859, Gustav Kirchoff resumió los espectros en tres reglas sucintas:
Primera ley de Kirchoff:un sólido, líquido o gas de alta densidad luminoso produce un espectro continuo. Esto significa que emite luz de todas las longitudes de onda. Un ejemplo ideal de esto se llama cuerpo negro.
Segunda ley de Kirchoff:Un gas caliente de baja densidad produce un espectro de líneas de emisión.
Tercera ley de Kirchoff:Una fuente de espectro continuo vista a través de un gas frío de baja densidad produce un espectro de línea de absorción.
Radiación de cuerpo negro
Si un objeto está a una temperatura superior al cero absoluto, emite radiación. Un cuerpo negro es el objeto ideal teórico que absorbe todas las longitudes de onda de luz y emite todas las longitudes de onda de luz. Emitirá diferentes longitudes de onda de luz a diferentes intensidades, y la distribución de intensidades se denomina espectro de cuerpo negro. Este espectro depende únicamente de la temperatura del cuerpo negro.
Los fotones de diferentes longitudes de onda tienen diferentes energías. Para que un espectro de cuerpo negro tenga una emisión de alta intensidad de una determinada longitud de onda, significa que emite fotones de esa energía en particular a una velocidad alta. Esta tasa también se llamaflujo. El flujo de todas las longitudes de onda aumentará a medida que aumenta la temperatura del cuerpo negro.
A menudo es conveniente para los astrónomos modelar estrellas como cuerpos negros. Aunque esto no siempre es exacto, a menudo proporciona una buena estimación de la temperatura de la estrella al observar a ¿Qué longitud de onda alcanza el pico del espectro del cuerpo negro de la estrella (la longitud de onda de la luz que se emite con la mayor intensidad).
El pico del espectro de un cuerpo negro disminuye en longitud de onda a medida que aumenta la temperatura del cuerpo negro. Esto se conoce como Ley de desplazamiento de Wien.
Otra relación importante para los cuerpos negros es la Ley de Stefan-Boltzmann, que establece que el total La energía emitida por un cuerpo negro es proporcional a su temperatura absoluta elevada a la cuarta potencia: E ∝ T4.
Serie de emisión y absorción de hidrógeno
Las líneas en el espectro del hidrógeno a menudo se dividen en "series" basadas en cuál es el nivel de energía más bajo en su transición.
La serie Lyman es la serie de transiciones hacia o desde el estado de energía más bajo, o estado fundamental. Los fotones correspondientes a estas transiciones tienden a tener longitudes de onda en la parte ultravioleta del espectro.
La serie Balmer es la serie de transiciones hacia o desde el primer estado excitado, un nivel por encima del estado fundamental. (Sin embargo, no cuenta la transición entre el estado fundamental y el primer estado excitado, ya que esa transición es parte de la serie Lyman.) Los fotones correspondientes a estas transiciones tienden a tener longitudes de onda en la parte visible de la espectro.
Las transiciones hacia o desde el segundo estado excitado se denominan serie de Paschen, y las transiciones hacia o desde el tercer estado excitado se denominan serie de Brackett. Estas series son muy importantes para la investigación astronómica, ya que el hidrógeno es el elemento más común en el universo. También es el elemento principal que forma las estrellas.