Suuri osa maailmankaikkeudesta saamastasi informaatiosta tulee sähkömagneettisesta säteilystä tai valosta, jonka saat maailmankaikkeuden kaukaisilta alueilta. Analysoimalla sitä valoa voit määrittää esimerkiksi sumujen koostumuksen. Tästä sähkömagneettisesta säteilystä saatu tieto tulee spektrien tai valomallien muodossa.
Nämä kuviot muodostuvat kvanttimekaniikan takia, joka sanelee, että elektronilla, jotka kiertävät atomeja, voi olla vain tiettyjä energioita. Tämä käsite voidaan ymmärtää käyttämälläBohr-malliatomin, joka kuvaa atomia elektronina, joka kiertää keskushermon ympärillä hyvin spesifisillä energiatasoilla.
Sähkömagneettinen säteily ja fotonit
Atomeissa elektronilla voi olla vain erillisiä energia-arvoja, ja tietty joukko mahdollisia energia-arvoja on yksilöllinen jokaiselle atomielementille. Elektronit voivat liikkua ylös ja alas energiatasolla absorboimalla tai emittoimalla hyvin spesifisen fotonin aallonpituus (vastaa tiettyä energiamäärää, joka on yhtä suuri kuin tasot).
Tämän seurauksena elementit voidaan tunnistaa erillisillä spektriviivoilla, joissa viivat esiintyvät aallonpituuksilla, jotka vastaavat elementin atomienergiatasojen välisiä energiaeroja. Spektriviivojen kuvio on ainutlaatuinen jokaiselle elementille, mikä tarkoittaa, että spektrit ovat tehokas tapa
Absorptiospektrit saadaan pommittamalla elementtiä monen aallonpituuden valolla ja havaitsemalla mitkä aallonpituudet absorboituvat. Päästöspektrit saadaan kuumentamalla elementti elektronien pakottamiseksi viritettyihin tiloihin ja sitten havaitaan, mitkä aallonpituudet valoa lähetetään, kun elektronit putoavat takaisin alemman energian tiloihin. Nämä spektrit ovat usein toistensa käänteisiä.
Spektroskopia on se, miten tähtitieteilijät tunnistavat taivaankappaleiden elementit, kuten sumut, tähdet, planeetat ja planeetan ilmakehät. Spektrit voivat myös kertoa tähtitieteilijöille, kuinka nopeasti tähtitieteellinen esine liikkuu poispäin tai kohti maapalloa ja kuinka paljon tietyn elementin spektri on punainen tai sininen siirtynyt. (Tämä taajuuksien siirtyminen johtuu Doppler-vaikutuksesta.)
Laske ensin elektronienergiatason muutoksen kautta emittoituneen tai absorboituneen fotonin aallonpituus tai taajuus laskemalla ensin energian ero näiden kahden energiatason välillä:
\ Delta E = -13,6 \ bigg (\ frac {1} {n_f ^ 2} - \ frac {1} {n_i ^ 2} \ bigg)
Tätä energiaeroa voidaan sitten käyttää fotonienergian yhtälössä,
\ Delta E = hf = \ frac {hc} {\ lambda}
missä h on Planckin vakio, f on taajuus ja λ on emittoitavan tai absorboituvan fotonin aallonpituus ja c on valon nopeus.
Imeytymispektrit
Kun viileälle (matalaenergialle) kaasulle tapahtuu jatkuvaa spektriä, kaasun atomit absorboivat niiden koostumukselle ominaisia valon aallonpituuksia.
Ottamalla kaasusta lähtevä valo ja erottamalla spektrografi sen spektriksi aallonpituudet, tummat absorptioviivat ilmestyvät, jotka ovat viivoja, joissa kyseisen aallonpituuden valo ei ollut havaittu. Tämä luoabsorptiospektri.
Näiden viivojen tarkka sijoittelu on ominaista kaasun atomi- ja molekyylikoostumukselle. Tutkijat voivat lukea rivit kuten viivakoodi ja kertoa heille, mistä kaasu koostuu.
Päästöspektrit
Kuuma kaasu sen sijaan koostuu atomista ja molekyyleistä viritetyssä tilassa. Tämän kaasun atomien elektronit hyppäävät alempaan energiatilaan, kun kaasu säteilee ylimääräisen energiansa. Tällöin vapautuu hyvin spesifisiä valon aallonpituuksia.
Ottamalla tämä valo ja käyttämällä spektroskooppia sen erottamiseksi aallonpituusspektriksi kirkkaat emissioviivat tulevat esiintyvät vain tietyillä aallonpituuksilla, jotka vastaavat fotoneja, joita elektronit hyppäävät pienemmälle energialle toteaa. Tämä luo päästöspektrin.
Aivan kuten absorptiospektrien kohdalla, näiden viivojen tarkka sijoittelu on ominaista kaasun atomi- ja molekyylikoostumukselle. Tutkijat voivat lukea rivit kuten viivakoodi ja kertoa heille, mistä kaasu koostuu. Lisäksi ominaiskäyrän aallonpituudet ovat samat molemmille spektreille. Absorptiospektrin tummat viivat ovat samoissa paikoissa kuin emissiospektrin emissioviivat.
Kirchoffin spektrianalyysin lait
Vuonna 1859 Gustav Kirchoff tiivisti spektrit kolmella ytimekkäällä säännöllä:
Kirchoffin ensimmäinen laki:valoisa kiinteä, nestemäinen tai suuritiheyksinen kaasu tuottaa jatkuvan spektrin. Tämä tarkoittaa, että se lähettää valoa kaikilla aallonpituuksilla. Ihanteellinen esimerkki tästä kutsutaan mustarekoksi.
Kirchoffin toinen laki:Kuuma matalatiheyksinen kaasu tuottaa emissiolinjan spektrin.
Kirchoffin kolmas laki:Jatkuva spektrilähde, jota tarkastellaan viileän matalatiheyksisen kaasun kautta, tuottaa absorptiolinjan spektrin.
Mustan kappaleen säteily
Jos esine on absoluuttisen nollan yläpuolella olevassa lämpötilassa, se säteilee. Mustakappale on teoreettinen ihanteellinen kohde, joka absorboi kaikki valon aallonpituudet ja lähettää kaikki valon aallonpituudet. Se lähettää eri aallonpituuksia valoa eri intensiteeteillä, ja voimakkuuksien jakautumista kutsutaan mustan kappaleen spektriksi. Tämä spektri riippuu vain mustan kappaleen lämpötilasta.
Eri aallonpituuksien fotoneilla on erilaiset energiat. Jotta mustakappale-spektrillä olisi tietyn aallonpituuden korkea intensiteetti, se tarkoittaa, että se lähettää kyseisen energian fotoneja suurella nopeudella. Tätä kurssia kutsutaan myösvirtaus. Kaikkien aallonpituuksien virtaus kasvaa, kun mustan rungon lämpötila nousee.
Tähtitieteilijöiden on usein kätevää mallintaa tähtiä mustarunkoina. Vaikka tämä ei ole aina tarkkaa, se antaa usein hyvän arvion tähden lämpötilasta tarkkailemalla minkä aallonpituuden tähden mustan rungon spektri on huipussaan (valon aallonpituus, joka säteilee suurimmalla intensiteetti).
Mustakappaleen spektrin huippu pienenee aallonpituudella, kun mustan rungon lämpötila nousee. Tätä kutsutaan Wienin siirtolaiseksi.
Toinen tärkeä suhde mustarunkoihin on Stefan-Boltzmannin laki, jonka mukaan kokonaismäärä mustakappaleen lähettämä energia on verrannollinen sen absoluuttiseen lämpötilaan, joka on otettu neljänteen voimaan: E ∝ T4.
Vedyn päästö- ja absorptiosarja
Vedyn spektrin viivat jaetaan usein "sarjoiksi" sen perusteella, mikä on niiden siirtymän alempi energiataso.
Lyman-sarja on sarja siirtymiä alimpaan energiatilaan tai perustilaan. Näitä siirtymiä vastaavien fotonien aallonpituudet ovat yleensä spektrin ultraviolettiosassa.
Balmer-sarja on sarja siirtymiä ensimmäiseen viritettyyn tilaan tai siitä, yksi taso perustilan yläpuolella. (Se ei kuitenkaan laske siirtymistä perustilan ja ensimmäisen viritetyn tilan välillä, koska kyseinen siirtymä on osa Lyman-sarja.) Näitä siirtymiä vastaavien fotonien aallonpituudet ovat yleensä taajuuksia.
Siirtymiä toiseen viritettyyn tilaan tai siitä kutsutaan Paschen-sarjoiksi ja siirtymiä kolmanneksi viritetyksi tilaksi tai siitä Brackett-sarjaksi. Nämä sarjat ovat erittäin tärkeitä tähtitieteellisessä tutkimuksessa, koska vety on yleisin elementti maailmankaikkeudessa. Se on myös tärkein elementti, joka muodostaa tähdet.