A világegyetemről kapott információk nagy része elektromágneses sugárzásból vagy fényből származik, amelyet a világegyetem távoli pontjairól kap. Ennek a fénynek az elemzésével határozhatja meg például a ködök összetételét. Az ebből az elektromágneses sugárzásból nyert információk spektrumok vagy fényminták formájában érkeznek.
Ezek a minták a kvantummechanika miatt jönnek létre, amely azt diktálja, hogy az atomok körül keringő elektronok csak meghatározott energiákkal rendelkezhetnek. Ezt a fogalmat aBohr modellaz atom, amely az atomot egy központi mag körül keringő elektronként ábrázolja, nagyon specifikus energiaszinteken.
Elektromágneses sugárzás és fotonok
Az atomokban az elektronoknak csak diszkrét energiaértékei lehetnek, és a lehetséges energiaértékek meghatározott halmaza minden egyes atomelemre jellemző. Az elektronok felfelé és lefelé mozoghatnak az energia szintjén egy nagyon specifikus foton elnyelésével vagy kibocsátásával hullámhossz (egy meghatározott energiamennyiségnek felel meg, amely megegyezik a szintek).
Ennek eredményeként az elemeket különféle spektrális vonalak alapján lehet azonosítani, ahol a vonalak az elem atomenergia-szintjei közötti energiakülönbségeknek megfelelő hullámhosszakon fordulnak elő. A spektrális vonalak mintázata minden elem esetében egyedi, ami azt jelenti, hogy a spektrumok hatékonyan használhatókazonosító elemek, különösen nagy távolságból vagy nagyon kis mennyiségben.
Az abszorpciós spektrumokat egy elem sok hullámhosszú fénnyel történő bombázásával és abszorpciós hullámhosszak detektálásával kapjuk. Kibocsátási spektrumokat kapunk az elem melegítésével, hogy az elektronokat gerjesztett állapotokba kényszerítsük, majd annak detektálása, hogy mely hullámhosszú fény bocsátódik ki, amikor az elektronok visszaesnek alacsonyabb energiaállapotokba. Ezek a spektrumok gyakran egymás inverzei lesznek.
A spektroszkópia segítségével a csillagászok azonosítják a csillagászati tárgyak elemeit, például a ködöket, a csillagokat, a bolygókat és a bolygók légkörét. A spektrumok azt is meg tudják mondani a csillagászoktól, hogy egy csillagászati tárgy milyen gyorsan mozog elfelé vagy a Föld felé, és hogy egy bizonyos elem spektruma mennyire piros vagy kék eltolódású. (A spektrum ilyen eltolódása a Doppler-hatásnak köszönhető.)
Az elektron energiaszint-átmenetén keresztül kibocsátott vagy elnyelt foton hullámhosszának vagy frekvenciájának megtalálásához először kiszámítja a két energiaszint közötti energia különbséget:
\ Delta E = -13,6 \ bigg (\ frac {1} {n_f ^ 2} - \ frac {1} {n_i ^ 2} \ bigg)
Ez az energiakülönbség azután felhasználható a fotonenergia egyenletében,
\ Delta E = hf = \ frac {hc} {\ lambda}
ahol h Planck állandója, f a frekvencia és λ a kibocsátott vagy elnyelt foton hullámhossza, és c a fény sebessége.
Abszorpciós spektrumok
Ha egy hűvös (alacsony energiájú) gázon folyamatos spektrum fordul elő, akkor a gáz atomjai elnyelik az összetételükre jellemző fényhullámokat.
Azzal, hogy felvesszük a gázt elhagyó fényt, és spektrográf segítségével választjuk szét a spektrumra hullámhosszak, sötét abszorpciós vonalak jelennek meg, amelyek olyan vonalak, ahol az adott hullámhosszú fény nem volt észlelték. Ez létrehoz egyabszorpciós spektrum.
E vonalak pontos elhelyezése a gáz atomi és molekuláris összetételére jellemző. A tudósok vonalkódként olvashatják a sorokat, és meg tudják mondani, hogy mi a gáz.
Kibocsátási spektrumok
A forró gáz ezzel szemben gerjesztett állapotban lévő atomokból és molekulákból áll. A gáz atomjaiban lévő elektronok alacsonyabb energiaállapotokra ugranak, amikor a gáz kisugározza a felesleges energiát. Ennek során nagyon specifikus fényhullámok szabadulnak fel.
Ha ezt a fényt vesszük, és spektroszkópia segítségével választjuk el a hullámhossz spektrumába, akkor a fényes emissziós vonalak meg fognak jelenni csak az adott hullámhosszakon jelennek meg, amelyek megfelelnek az fotonok kibocsátásának, amikor az elektronok alacsonyabb energiára ugrottak Államok. Ez létrehoz egy emissziós spektrumot.
Csakúgy, mint az abszorpciós spektrumoknál, ezeknek a vonalaknak a pontos elhelyezése is jellemző a gáz atomi és molekuláris összetételére. A tudósok vonalkódként olvashatják a sorokat, és meg tudják mondani, hogy mi a gáz. Ezenkívül a jellemző hullámhosszak mindkét típusú spektrumnál megegyeznek. Az abszorpciós spektrum sötét vonalai ugyanazon a helyen helyezkednek el, mint az emissziós spektrumban található emissziós vonalak.
Kirchoff törvényei a spektrumelemzésről
1859-ben Gustav Kirchoff három tömör szabályban foglalta össze a spektrumokat:
Kirchoff első törvénye:világító szilárd, folyékony vagy nagy sűrűségű gáz folyamatos spektrumot eredményez. Ez azt jelenti, hogy minden hullámhosszú fényt bocsát ki. Ennek ideális példáját fekete testnek hívják.
Kirchoff második törvénye:Egy forró kis sűrűségű gáz emissziós vonalas spektrumot eredményez.
Kirchoff harmadik törvénye:Hűvös, kis sűrűségű gázon keresztül nézve egy folyamatos spektrumú forrás abszorpciós vonalas spektrumot eredményez.
Fekete test test sugárzás
Ha egy tárgy abszolút nulla feletti hőmérsékleten van, sugárzást bocsát ki. A fekete test az az elméleti ideális objektum, amely elnyeli a fény minden hullámhosszát, és minden fény hullámhosszat kibocsát. Különböző intenzitással különböző hullámhosszú fényt bocsát ki, és az intenzitások eloszlását fekete test spektrumnak hívják. Ez a spektrum csak a fekete test hőmérsékletétől függ.
A különböző hullámhosszú fotonok energiája eltérő. Ahhoz, hogy a fekete test spektrumának nagy intenzitású, bizonyos hullámhosszú emissziója legyen, azt jelenti, hogy nagy sebességgel bocsát ki az adott energia fotonjait. Ezt az arányt más névenfényáram. Az összes hullámhosszúság fluxusa növekszik, ahogy a fekete test hőmérséklete nő.
A csillagászok számára gyakran kényelmes, ha a csillagokat fekete testként modellezik. Bár ez nem mindig pontos, gyakran a csillag hőmérsékletének jó becslését nyújtja a milyen hullámhosszon éri el a csillag fekete test spektruma (a legnagyobb hullámhosszú fény hullámhossza) intenzitás).
A fekete test spektrumának csúcsa hullámhosszon csökken, ahogy a fekete test hőmérséklete nő. Ezt Wien elmozdítási törvényének nevezik.
A fekete testek másik fontos kapcsolata a Stefan-Boltzmann-törvény, amely kimondja, hogy a teljes a fekete test által kibocsátott energia arányos a negyedik teljesítményre felvett abszolút hőmérsékletével: E ∝ T4.
Hidrogénemisszió és abszorpciós sorozat
A hidrogén spektrumában lévő vonalak gyakran "sorozatokra" oszlanak annak alapján, hogy mi az alacsonyabb energiaszint az átmenet során.
A Lyman-sorozat a legalacsonyabb energiaállapotba vagy az alapállapotba történő átmenetek sora. Az ezen átmeneteknek megfelelő fotonok hullámhossza általában a spektrum ultraibolya részén található.
A Balmer-sorozat az első gerjesztett állapotba vagy onnan való átmenet sorozata, egy szinttel az alapállapot felett. (Ez azonban nem számolja az alapállapot és az első gerjesztett állapot közötti átmenetet, mivel ez az átmenet része a Lyman-sorozat.) Az ezen átmeneteknek megfelelő fotonok általában hullámhosszúak a látható részén spektrum.
A második gerjesztett állapotba vagy onnan való átmenetet Paschen-sorozatnak, a harmadik gerjesztett állapotba való átmenet vagy Brackett-sorozatnak nevezzük. Ezek a sorok nagyon fontosak a csillagászati kutatás szempontjából, mivel a hidrogén a leggyakoribb elem az univerzumban. Ez a csillagokat alkotó elsődleges elem is.