Mnogo informacija o svemiru dobivate od elektromagnetskog zračenja ili svjetlosti koje primate iz dalekih krajeva svemira. Analizom te svjetlosti možete na primjer odrediti sastav maglica. Podaci dobiveni tim elektromagnetskim zračenjem dolaze u obliku spektra ili svjetlosnih obrazaca.
Ti se obrasci stvaraju zbog kvantne mehanike koja nalaže da elektroni koji kruže oko atoma mogu imati samo određene energije. Ovaj se koncept može razumjeti pomoćuBohrov modelatoma, koji atom prikazuje kao elektrone koji kruže oko središnje jezgre na vrlo specifičnim razinama energije.
Elektromagnetsko zračenje i fotoni
U atomima elektroni mogu imati samo diskretne vrijednosti energije, a određeni skup mogućih energetskih vrijednosti jedinstven je za svaki atomski element. Elektroni se mogu kretati gore-dolje u razini energije apsorbiranjem ili emitiranjem fotona vrlo specifičnog valna duljina (koja odgovara određenoj količini energije jednakoj energetskoj razlici između razine).
Kao rezultat toga, elementi se mogu prepoznati različitim spektralnim linijama, gdje se linije javljaju na valnim duljinama koje odgovaraju energetskim razlikama između atomskih energetskih razina elementa. Uzorak spektralnih linija jedinstven je za svaki element, što znači da su spektri učinkovit način
prepoznavanje elemenata, posebno s velike udaljenosti ili u vrlo malim količinama.Apsorpcijski spektri dobivaju se bombardiranjem elementa svjetlošću mnogih valnih duljina i otkrivanjem kojih se valnih duljina apsorbira. Emisioni spektri dobivaju se zagrijavanjem elementa da se elektroni prisile u pobuđena stanja, a zatim otkrivajući koje se valne duljine svjetlosti emitiraju dok se elektroni vraćaju prema dolje u niža energetska stanja. Ti će spektri često biti međusobno obrnuti.
Spektroskopija je način na koji astronomi prepoznaju elemente u astronomskim objektima, poput maglica, zvijezda, planeta i planetarnih atmosfera. Spektri također mogu astronomima reći koliko se brzo astronomski objekt udaljava ili prema Zemlji i za koliko je spektar određenog elementa pomaknut crveno ili plavo. (Ovo pomicanje spektra posljedica je Doppler-ovog efekta.)
Da biste pronašli valnu duljinu ili frekvenciju fotona koji se emitirao ili apsorbirao kroz prijelaz razine energije elektrona, prvo izračunajte razliku u energiji između dvije razine energije:
\ Delta E = -13,6 \ bigg (\ frac {1} {n_f ^ 2} - \ frac {1} {n_i ^ 2} \ bigg)
Tada se ta razlika energije može koristiti u jednadžbi za energiju fotona,
\ Delta E = hf = \ frac {hc} {\ lambda}
gdje je h Planckova konstanta, f frekvencija, a λ valna duljina fotona koji se emitira ili apsorbira, a c brzina svjetlosti.
Apsorpcijski spektri
Kad kontinuirani spektar pada na hladan (niskoenergetski) plin, atomi u tom plinu apsorbirat će određene valne duljine svjetlosti karakteristične za njihov sastav.
Uzimajući svjetlost koja ostavlja plin i spektrografom ga razdvajajući u spektar valne duljine, pojavit će se tamne apsorpcijske linije, a to su crte na kojima svjetlost te valne duljine nije bila otkriveni. Ovo stvaraspektar apsorpcije.
Točno postavljanje tih linija karakteristično je za atomski i molekularni sastav plina. Znanstvenici mogu čitati redove poput bar koda koji im govori od čega se sastoji plin.
Spektar emisija
Vrući plin, za razliku od toga, sastoji se od atoma i molekula u pobuđenom stanju. Elektroni u atomima ovog plina skočit će u niža energetska stanja dok plin odvodi svoju višak energije. Pritom se oslobađaju vrlo specifične valne duljine svjetlosti.
Uzimajući ovu svjetlost i koristeći spektroskopiju za njezino razdvajanje u spektar valnih duljina, svijetle emisijske linije će pojavljuju se samo na određenim valnim duljinama koje odgovaraju fotonima emitiranim kad su elektroni skočili na nižu energiju Države. To stvara spektar emisija.
Baš kao i kod apsorpcijskog spektra, točno postavljanje tih linija karakteristično je za atomski i molekularni sastav plina. Znanstvenici mogu čitati redove poput bar koda koji im govori od čega se sastoji plin. Također, karakteristične valne duljine jednake su za obje vrste spektra. Tamne linije u spektru apsorpcije ležati će na istim mjestima kao i emisijske linije u spektru emisije.
Kirchoffovi zakoni spektralne analize
1859. Gustav Kirchoff sažeo je spektre u tri sažeta pravila:
Kirchoffov prvi zakon:svijetli čvrsti, tekući plin ili plin visoke gustoće stvara kontinuirani spektar. To znači da emitira svjetlost svih valnih duljina. Idealan primjer za to zove se crno tijelo.
Kirchoffov drugi zakon:Vrući plin male gustoće stvara spektar emisijskih linija.
Treći Kirchoffov zakon:Izvor kontinuiranog spektra promatran kroz hladni plin male gustoće stvara spektar apsorpcijske linije.
Zračenje crnog tijela
Ako je objekt na temperaturi iznad apsolutne nule, on emitira zračenje. Crno tijelo je teoretski idealan objekt koji apsorbira sve valne duljine svjetlosti i emitira sve valne duljine svjetlosti. Emitirat će različite valne duljine svjetlosti pri različitim intenzitetima, a raspodjela intenziteta naziva se spektrom crnih tijela. Ovaj spektar ovisi samo o temperaturi crnog tijela.
Fotoni različitih valnih duljina imaju različite energije. Da bi spektar crnih tijela imao emisiju visokog intenziteta određene valne duljine, znači da on emitira fotone te određene energije velikom brzinom. Ta se stopa naziva ifluks. Tok svih valnih duljina povećat će se s porastom temperature crnog tijela.
Astronomima je često prikladno modelirati zvijezde kao crna tijela. Iako to nije uvijek točno, često pruža dobru procjenu temperature zvijezde promatranjem na koju valnu duljinu doseže zrno spektra crnih tijela (valna duljina svjetlosti koja se emitira s najvećom intenzitet).
Vrh spektra crnih tijela smanjuje se u valnoj duljini kako se temperatura crnog tijela povećava. Ovo je poznato kao Wienov zakon o raseljenju.
Sljedeća važna veza za crna tijela je Stefan-Boltzmannov zakon koji kaže da je total energija koju emitira crno tijelo proporcionalna je njegovoj apsolutnoj temperaturi odvedenoj do četvrte snage: E ∝ T4.
Serije emisije i apsorpcije vodika
Linije u spektru vodika često se dijele u "serije" na temelju onoga što je niža razina energije u njihovom prijelazu.
Lymanova serija je serija prijelaza u ili iz stanja najniže energije ili osnovnog stanja. Fotoni koji odgovaraju tim prijelazima imaju tendenciju da imaju valne duljine u ultraljubičastom dijelu spektra.
Balmerova serija je serija prijelaza u prvo pobuđeno stanje ili iz njega, jednu razinu iznad osnovnog stanja. (Međutim, ne računa se prijelaz između osnovnog stanja i prvog pobuđenog stanja, kao što je taj prijelaz dio Lymanova serija.) Fotoni koji odgovaraju tim prijelazima imaju tendenciju da imaju valne duljine u vidljivom dijelu spektar.
Prijelazi u ili iz drugog pobuđenog stanja nazivaju se Paschenovim nizom, a prijelazi u ili iz trećeg pobuđenog stanja nazivaju se Brackettov niz. Te su serije vrlo važne za astronomska istraživanja, jer je vodik najčešći element u svemiru. Također je primarni element koji čini zvijezde.