Suur osa universumi kohta saadavast teabest pärineb elektromagnetilisest kiirgusest ehk valgusest, mille saate universumi kaugematest piirkondadest. Just seda valgust analüüsides saate määrata näiteks udukogude koostise. Sellest elektromagnetkiirgusest saadud teave on spektri või valgusmustri kujul.
Need mustrid on loodud kvantmehaanika tõttu, mis dikteerib, et aatomite ümber tiirlevatel elektronidel võivad olla ainult spetsiifilised energiad. Seda mõistet saab mõista kasutadesBohri mudelaatomi, mis kujutab aatomit elektronidena, mis tiirlevad ümber keskse tuuma väga spetsiifilistel energiatasemetel.
Elektromagnetiline kiirgus ja footonid
Aatomites võivad elektronid omada ainult diskreetseid energiaväärtusi ja konkreetne võimalike energiaväärtuste kogum on iga aatomi elemendi jaoks ainulaadne. Elektronid saavad energiatasemel liikuda üles ja alla, absorbeerides või eraldades väga spetsiifilise footoni lainepikkus (vastab konkreetsele energiahulgale, mis võrdub energia erinevusega tasemed).
Selle tulemusena saab elemente tuvastada erinevate spektrijoonte järgi, kus jooned esinevad lainepikkustel, mis vastavad elemendi aatomi energiataseme vahelistele energia erinevustele. Spektrijoonte muster on iga elemendi jaoks ainulaadne, mis tähendab, et spektrid on tõhus viisidentifitseerivad elemendid, eriti kaugelt või väga väikestes kogustes.
Neeldumisspektrid saadakse pommitades elementi paljude lainepikkustega valgusega ja tuvastades, millised lainepikkused neelduvad. Emissioonispektrid saadakse elemendi kuumutamisel, et sundida elektrone ergastatud olekutesse ja seejärel tuvastades, millised valguse lainepikkused kiirguvad, kui elektronid langevad tagasi madalama energia olekutesse. Need spektrid on sageli üksteise pöördvõrdelised.
Spektroskoopia on see, kuidas astronoomid tuvastavad astronoomiliste objektide elemente, nagu udukogud, tähed, planeedid ja planeetide atmosfäärid. Spektrid võivad astronoomidele öelda ka seda, kui kiiresti astronoomiline objekt liigub eemale või Maa poole ja kui palju on teatud elemendi spekter punase või sinise nihkega. (Spektri selline nihkumine on tingitud Doppleri efektist.)
Elektroni energiataseme ülemineku kaudu eralduva või neelduva footoni lainepikkuse või sageduse leidmiseks arvutage kõigepealt kahe energiataseme energia erinevus:
\ Delta E = -13,6 \ bigg (\ frac {1} {n_f ^ 2} - \ frac {1} {n_i ^ 2} \ bigg)
Seda energia erinevust saab seejärel kasutada footonenergia võrrandis,
\ Delta E = hf = \ frac {hc} {\ lambda}
kus h on Plancki konstant, f on sagedus ja λ on kiiratava või neelduva footoni lainepikkus ja c on valguse kiirus.
Imendumisspektrid
Kui jahedal (madala energiaga) gaasil toimub pidev spekter, neelavad selle gaasi aatomid nende koostisele iseloomulikud valguse lainepikkused.
Võttes gaasist väljuva valguse ja eraldades spektrograafi spektrograafi abil lainepikkused, ilmuvad tumedad neeldumisjooned, mis on jooned, kus selle lainepikkuse valgus ei olnud tuvastatud. See loobneeldumisspekter.
Nende joonte täpne paigutus on iseloomulik gaasi aatomi- ja molekulaarsele koostisele. Teadlased saavad lugeda ridu nagu vöötkood, mis ütleb neile, millest gaas koosneb.
Heitkoguste spektrid
Kuum gaas seevastu koosneb ergastatud olekus olevatest aatomitest ja molekulidest. Selle gaasi aatomites olevad elektronid hüppavad madalama energia olekusse, kui gaas kiirgab oma liigset energiat. Seejuures vabanevad väga kindlad valguse lainepikkused.
Võttes selle valguse ja kasutades spektroskoopiat selle eraldamiseks lainepikkuste spektriks, saavad heledad kiirgusjooned ilmuvad ainult teatud lainepikkustel, mis vastavad footonitele, mis eralduvad, kui elektronid hüppavad madalamale energiale osutab. See loob heitkoguste spektri.
Nii nagu neeldumisspektrite puhul, on nende joonte täpne paigutus iseloomulik gaasi aatomi- ja molekulaarsele koostisele. Teadlased saavad lugeda ridu nagu vöötkood, mis ütleb neile, millest gaas koosneb. Samuti on iseloomulikud lainepikkused mõlemat tüüpi spektrite puhul ühesugused. Tumedad jooned neeldumisspektris asuvad samades kohtades kui heitkoguste spektrid.
Kirchoffi spektrianalüüsi seadused
1859. aastal võttis Gustav Kirchoff spektrid kokku kolme lühikese reeglina:
Kirchoffi esimene seadus:helendav tahke, vedel või suure tihedusega gaas tekitab pideva spektri. See tähendab, et see kiirgab valgust igas lainepikkuses. Selle ideaalset näidet nimetatakse mustanahaliseks.
Kirchoffi teine seadus:Kuum madala tihedusega gaas tekitab heitkoguste spektri.
Kirchoffi kolmas seadus:Pideva spektri allikas, mida vaadatakse läbi jaheda madala tihedusega gaasi, tekitab neeldumistoruspektri.
Mustkeha kiirgus
Kui objekt on absoluutsest nullist kõrgemal temperatuuril, kiirgab see kiirgust. Mustkeha on teoreetiline ideaalne objekt, mis neelab kõik valguse lainepikkused ja kiirgab kõik valguse lainepikkused. See kiirgab erineva intensiivsusega erinevat lainepikkust ja intensiivsuse jaotust nimetatakse mustkeha spektriks. See spekter sõltub ainult musta keha temperatuurist.
Erineva lainepikkusega footonitel on erinev energia. Mustkeha spektri suure lainepikkusega kiirguse intensiivsus tähendab, et see kiirgab selle konkreetse energia footoneid suure kiirusega. Seda määra nimetatakse kavoog. Mustkeha temperatuuri tõusuga suureneb kõigi lainepikkuste voog.
Astronoomidel on sageli mugav tähti mustkehadena modelleerida. Kuigi see pole alati täpne, annab see sageli tähe temperatuuri hea hinnangu, jälgides seda millise lainepikkuse saab tähe mustkeha spekter (valguse lainepikkus, mis kiirgub kõige suuremaga intensiivsus).
Mustkeha spektri piigi lainepikkus väheneb, kui musta keha temperatuur tõuseb. Seda tuntakse kui Viini ümberasumisseadust.
Teine oluline seos mustkehade jaoks on Stefan-Boltzmanni seadus, mis ütleb, et koguarv musta keha kiiratav energia on võrdeline tema absoluutse temperatuuriga, mis on võetud neljanda võimsuseni: E ∝ T4.
Vesiniku emissiooni ja neeldumise seeria
Vesiniku spektri jooned jagunevad sageli "seeriateks" selle põhjal, milline on nende ülemineku madalam energiatase.
Lymani seeria on üleminekute sari madalaimasse energia- või põhiseisundisse või sellest välja. Nendele üleminekutele vastavatel footonitel on spektri ultraviolettosas lainepikkused.
Balmeri seeria on üleminekute jada esimesse ergastatud olekusse või sellest välja, üks tase põhiseisundist kõrgemal. (See ei loe siiski üleminekut põhi- ja esimese ergastatud oleku vahel, kuna see üleminek on osa Lymani seeria.) Nendele üleminekutele vastavate footonite lainepikkused on tavaliselt nähtaval spekter.
Teisele ergastatud olekule või sellest üleminekut nimetatakse Pascheni reaks ja üleminekut kolmandasse ergastatud olekusse või sellest Bracketti reaks. Need sarjad on astronoomiliste uuringute jaoks väga olulised, kuna vesinik on universumis kõige levinum element. See on ka peamine element, millest tähed koosnevad.