Gran parte delle informazioni che ottieni sull'universo provengono dalla radiazione elettromagnetica, o luce, che ricevi da zone lontane nell'universo. È analizzando quella luce che puoi determinare la composizione delle nebulose, per esempio. Le informazioni ottenute da questa radiazione elettromagnetica si presentano sotto forma di spettri o schemi di luce.
Questi modelli si formano a causa della meccanica quantistica, che impone che gli elettroni in orbita attorno agli atomi possano avere solo energie specifiche. Questo concetto può essere compreso usando ilModello di Bohrdell'atomo, che raffigura l'atomo come elettroni che orbitano attorno a un nucleo centrale a livelli energetici molto specifici.
Radiazioni elettromagnetiche e fotoni
Negli atomi, gli elettroni possono avere solo valori energetici discreti e il particolare insieme di possibili valori energetici è unico per ciascun elemento atomico. Gli elettroni possono muoversi su e giù nel livello di energia assorbendo o emettendo un fotone di un molto specifico lunghezza d'onda (corrispondente ad una specifica quantità di energia pari alla differenza di energia tra il livelli).
Di conseguenza, gli elementi possono essere identificati da linee spettrali distinte, dove le linee si verificano alle lunghezze d'onda corrispondenti alle differenze di energia tra i livelli di energia atomica dell'elemento. Il modello delle linee spettrali è unico per ogni elemento, il che significa che gli spettri sono un modo efficace dielementi identificativi, soprattutto da lunga distanza o in quantità molto piccole.
Gli spettri di assorbimento si ottengono bombardando un elemento con luce di molte lunghezze d'onda e rilevando quali lunghezze d'onda vengono assorbite. Gli spettri di emissione si ottengono riscaldando l'elemento per forzare gli elettroni in stati eccitati, e poi rilevando quali lunghezze d'onda della luce vengono emesse quando gli elettroni ricadono in stati di energia inferiore. Questi spettri saranno spesso l'inverso l'uno dell'altro.
La spettroscopia è il modo in cui gli astronomi identificano gli elementi negli oggetti astronomici, come nebulose, stelle, pianeti e atmosfere planetarie. Gli spettri possono anche dire agli astronomi quanto velocemente un oggetto astronomico si sta allontanando o avvicinandosi alla Terra e di quanto lo spettro di un certo elemento è spostato verso il rosso o verso il blu. (Questo spostamento dello spettro è dovuto all'effetto Doppler.)
Per trovare la lunghezza d'onda o la frequenza di un fotone emesso o assorbito attraverso una transizione di livello di energia dell'elettrone, calcolare prima la differenza di energia tra i due livelli di energia:
\Delta E=-13.6\bigg(\frac{1}{n_f^2}-\frac{1}{n_i^2}\bigg)
Questa differenza di energia può quindi essere utilizzata nell'equazione per l'energia dei fotoni,
\Delta E = hf=\frac{hc}{\lambda}
dove h è la costante di Planck, f è la frequenza e è la lunghezza d'onda del fotone emesso o assorbito e c è la velocità della luce.
Spettri di assorbimento
Quando uno spettro continuo è incidente su un gas freddo (a bassa energia), gli atomi in quel gas assorbiranno specifiche lunghezze d'onda della luce caratteristiche della loro composizione.
Prendendo la luce che lascia il gas e usando uno spettrografo per separarlo in uno spettro di lunghezze d'onda, appariranno linee scure di assorbimento, che sono linee in cui la luce di quella lunghezza d'onda non era rilevato. Questo crea unspettro di assorbimento.
L'esatta collocazione di quelle linee è caratteristica della composizione atomica e molecolare del gas. Gli scienziati possono leggere le righe come un codice a barre che dice loro di cosa è composto il gas.
Spettri di emissione
Un gas caldo, al contrario, è composto da atomi e molecole in uno stato eccitato. Gli elettroni negli atomi di questo gas salteranno a stati energetici inferiori mentre il gas irradia la sua energia in eccesso. In tal modo, vengono rilasciate lunghezze d'onda della luce molto specifiche.
Prendendo questa luce e usando la spettroscopia per separarla in uno spettro di lunghezze d'onda, le righe di emissione luminose lo faranno appaiono solo alle lunghezze d'onda specifiche corrispondenti ai fotoni emessi quando gli elettroni saltano a energia inferiore stati. Questo crea uno spettro di emissione.
Proprio come per gli spettri di assorbimento, l'esatta collocazione di quelle righe è caratteristica della composizione atomica e molecolare del gas. Gli scienziati possono leggere le righe come un codice a barre che dice loro di cosa è composto il gas. Inoltre, le lunghezze d'onda caratteristiche sono le stesse per entrambi i tipi di spettri. Le righe scure nello spettro di assorbimento si troveranno negli stessi punti delle righe di emissione nello spettro di emissione.
Le leggi dell'analisi spettrale di Kirchoff
Nel 1859, Gustav Kirchoff riassunse gli spettri in tre regole succinte:
La prima legge di Kirchoff:un solido luminoso, liquido o gas ad alta densità produce uno spettro continuo. Ciò significa che emette luce di tutte le lunghezze d'onda. Un esempio ideale di questo è chiamato corpo nero.
Seconda legge di Kirchoff:Un gas caldo a bassa densità produce uno spettro a righe di emissione.
Terza legge di Kirchoff:Una sorgente di spettro continuo vista attraverso un gas freddo a bassa densità produce uno spettro a righe di assorbimento.
Radiazione del corpo nero
Se un oggetto si trova a una temperatura superiore allo zero assoluto, emette radiazioni. Un corpo nero è l'oggetto ideale teorico che assorbe tutte le lunghezze d'onda della luce ed emette tutte le lunghezze d'onda della luce. Emetterà diverse lunghezze d'onda della luce a diverse intensità e la distribuzione delle intensità è chiamata spettro del corpo nero. Questo spettro dipende solo dalla temperatura del corpo nero.
I fotoni di lunghezze d'onda diverse hanno energie diverse. Per uno spettro di corpo nero avere un'emissione ad alta intensità di una certa lunghezza d'onda significa che emette fotoni di quella particolare energia ad alta velocità. Questo tasso è anche chiamato ilflusso. Il flusso di tutte le lunghezze d'onda aumenterà all'aumentare della temperatura del corpo nero.
Spesso è conveniente per gli astronomi modellare le stelle come corpi neri. Sebbene questo non sia sempre accurato, spesso fornisce una buona stima della temperatura della stella osservando a quale lunghezza d'onda raggiunge il picco dello spettro del corpo nero della stella (la lunghezza d'onda della luce emessa con la più alta intensità).
Il picco di uno spettro di corpo nero diminuisce in lunghezza d'onda all'aumentare della temperatura del corpo nero. Questa è nota come legge sullo spostamento di Vienna.
Un'altra relazione importante per i corpi neri è la legge di Stefan-Boltzmann, che afferma che il totale l'energia emessa da un corpo nero è proporzionale alla sua temperatura assoluta portata alla quarta potenza: E T4.
Serie di emissioni e assorbimento di idrogeno
Le righe nello spettro dell'idrogeno sono spesso divise in "serie" in base a quale sia il livello di energia più basso nella loro transizione.
La serie di Lyman è la serie di transizioni da o verso lo stato di energia più bassa, o stato fondamentale. I fotoni corrispondenti a queste transizioni tendono ad avere lunghezze d'onda nella parte ultravioletta dello spettro.
La serie di Balmer è la serie di transizioni da o verso il primo stato eccitato, un livello sopra lo stato fondamentale. (Non conta, tuttavia, la transizione tra lo stato fondamentale e il primo stato eccitato, poiché tale transizione fa parte di la serie di Lyman.) I fotoni corrispondenti a queste transizioni tendono ad avere lunghezze d'onda nella parte visibile del spettro.
Le transizioni da o verso il secondo stato eccitato sono chiamate serie di Paschen e le transizioni verso o dal terzo stato eccitato sono chiamate serie di Brackett. Queste serie sono molto importanti per la ricerca astronomica, poiché l'idrogeno è l'elemento più comune nell'universo. È anche l'elemento primario che compone le stelle.