宇宙について得られる情報の多くは、宇宙の遠方から受け取る電磁放射または光から得られます。 たとえば、その光を分析することによって、星雲の組成を決定することができます。 この電磁放射から得られる情報は、スペクトルまたは光のパターンの形で提供されます。
これらのパターンは、原子を周回する電子が特定のエネルギーしか持てないことを示す量子力学のために形成されます。 この概念は、ボーア模型原子の、非常に特定のエネルギーレベルで中心核の周りを周回する電子として原子を描写します。
電磁放射と光子
原子では、電子は離散的なエネルギー値しか持つことができず、可能なエネルギー値の特定のセットは各原子要素に固有です。 電子は、非常に特異的な光子を吸収または放出することにより、エネルギーレベルを上下に移動できます。 波長（との間のエネルギー差に等しい特定のエネルギー量に対応する レベル）。
その結果、元素は、元素の原子エネルギーレベル間のエネルギー差に対応する波長で線が発生する別個のスペクトル線によって識別できます。 スペクトル線のパターンは要素ごとに固有です。つまり、スペクトルは効果的な方法です。識別要素、特に長距離または非常に少量から。
吸収スペクトルは、要素に多くの波長の光を照射し、どの波長が吸収されるかを検出することによって得られます。 発光スペクトルは、元素を加熱して電子を励起状態にし、次に電子を励起状態にすることによって得られます。 電子が低エネルギー状態に戻るときに放出される光の波長を検出します。 これらのスペクトルは、多くの場合、互いに逆になります。
分光法は、天文学者が星雲、星、惑星、惑星大気などの天体の元素を識別する方法です。 スペクトルはまた、天文学的な物体が地球から離れる、または地球に向かってどれだけ速く移動するか、そして特定の元素のスペクトルがどれだけ赤または青にシフトするかを天文学者に伝えることができます。 （このスペクトルのシフトは、ドップラー効果によるものです。）
電子のエネルギー準位遷移によって放出または吸収される光子の波長または周波数を見つけるには、最初に2つのエネルギー準位間のエネルギーの差を計算します。
\ Delta E = -13.6 \ bigg（\ frac {1} {n_f ^ 2}-\ frac {1} {n_i ^ 2} \ bigg）
このエネルギー差は、光子エネルギーの方程式で使用できます。
\ Delta E = hf = \ frac {hc} {\ lambda}
ここで、hはプランク定数、fは周波数、λは放出または吸収される光子の波長、cは光速です。
吸収スペクトル
連続スペクトルが冷たい（低エネルギー）ガスに入射すると、そのガスの原子は、その組成に特徴的な特定の波長の光を吸収します。
ガスを離れる光を取り、分光器を使用してそれをスペクトルに分離することによって 波長、暗い吸収線が表示されます。これは、その波長の光がなかった線です。 検出されました。 これにより、吸収スペクトル.
これらの線の正確な配置は、ガスの原子および分子組成の特徴です。 科学者は、ガスが何で構成されているかを示すバーコードのように行を読むことができます。
発光スペクトル
対照的に、高温ガスは、励起状態の原子と分子で構成されます。 このガスの原子内の電子は、ガスがその過剰なエネルギーを放射するにつれて、より低いエネルギー状態にジャンプします。 そうすることで、非常に特定の波長の光が放出されます。
この光を取り、分光法を使用して波長のスペクトルに分離することにより、明るい輝線は 電子がより低いエネルギーにジャンプしたときに放出された光子に対応する特定の波長でのみ表示されます 状態。 これにより、発光スペクトルが作成されます。
吸収スペクトルと同様に、これらの線の正確な配置は、ガスの原子および分子組成の特徴です。 科学者は、ガスが何で構成されているかを示すバーコードのように行を読むことができます。 また、特徴的な波長は両方のタイプのスペクトルで同じです。 吸収スペクトルの暗い線は、発光スペクトルの輝線と同じ場所にあります。
キルヒホッフのスペクトル分析の法則
1859年、グスタフキルヒホフは、スペクトルを3つの簡潔なルールにまとめました。
キルヒホッフの第一法則：明るい固体、液体、または高密度ガスは、連続スペクトルを生成します。 これは、すべての波長の光を放射することを意味します。 この理想的な例は黒体と呼ばれます。
キルヒホッフの第二法則：高温の低密度ガスは輝線スペクトルを生成します。
キルヒホッフの第三法則：冷たい低密度ガスを通して見た連続スペクトル源は、吸収線スペクトルを生成します。
黒体放射
物体が絶対零度を超える温度にある場合、それは放射を放出します。 黒体は、すべての波長の光を吸収し、すべての波長の光を放出する理論上の理想的なオブジェクトです。 それは異なる強度で異なる波長の光を放出し、強度の分布は黒体スペクトルと呼ばれます。 このスペクトルは、黒体の温度にのみ依存します。
異なる波長の光子は異なるエネルギーを持っています。 黒体スペクトルが特定の波長の高強度放射を持つということは、その特定のエネルギーの光子を高速で放出することを意味します。 このレートは、フラックス. 黒体の温度が上昇すると、すべての波長のフラックスが増加します。
天文学者が星を黒体としてモデル化することはしばしば便利です。 これは常に正確であるとは限りませんが、多くの場合、 星の黒体スペクトルがピークに達する波長（最も高い波長で放出される光の波長） 強度）。
黒体スペクトルのピークは、黒体の温度が上昇するにつれて波長が減少します。 これは、ウィーンの変位の法則として知られています。
黒体のもう1つの重要な関係は、シュテファン・ボルツマンの法則です。 黒体から放出されるエネルギーは、その絶対温度の4乗に比例します。E ∝ T4.
水素放出および吸収シリーズ
水素のスペクトルの線は、遷移の低エネルギー準位に基づいて「シリーズ」に分割されることがよくあります。
ライマン系列は、最低エネルギー状態または基底状態への、または最低エネルギー状態からの一連の遷移です。 これらの遷移に対応する光子は、スペクトルの紫外線部分の波長を持つ傾向があります。
バルマー系列は、基底状態の1レベル上の、最初の励起状態への、または最初の励起状態からの一連の遷移です。 （ただし、基底状態と最初の励起状態の間の遷移は、その遷移が一部であるため、カウントされません。 ライマン系列。）これらの遷移に対応する光子は、の可視部分に波長を持つ傾向があります。 スペクトラム。
2番目の励起状態への遷移または2番目の励起状態からの遷移はパッシェン系列と呼ばれ、3番目の励起状態への遷移または3番目の励起状態からの遷移はブラケット系列と呼ばれます。 水素は宇宙で最も一般的な元素であるため、これらのシリーズは天文学の研究にとって非常に重要です。 それはまた、星を構成する主要な要素でもあります。