우주에 대해 얻는 정보의 대부분은 우주의 먼 곳에서받는 전자기 복사 또는 빛에서 비롯됩니다. 예를 들어 성운의 구성을 결정할 수있는 것은 그 빛을 분석하는 것입니다. 이 전자기 복사에서 얻은 정보는 스펙트럼 또는 빛 패턴의 형태로 제공됩니다.
이러한 패턴은 원자 궤도를 도는 전자가 특정 에너지 만 가질 수 있음을 나타내는 양자 역학 때문에 형성됩니다. 이 개념은보어 모델이것은 원자를 매우 특정한 에너지 수준에서 중심핵 주위를 도는 전자로 묘사합니다.
전자기 복사 및 광자
원자에서 전자는 이산 에너지 값만 가질 수 있으며 가능한 에너지 값의 특정 세트는 각 원자 요소에 고유합니다. 전자는 매우 특정한 광자를 흡수하거나 방출하여 에너지 수준에서 위아래로 이동할 수 있습니다. 파장 (에너지 차이와 같은 특정 양의 에너지에 해당) 수준).
결과적으로 요소는 원자 에너지 수준 간의 에너지 차이에 해당하는 파장에서 발생하는 별개의 스펙트럼 선으로 식별 할 수 있습니다. 스펙트럼 라인의 패턴은 각 요소마다 고유합니다. 즉, 스펙트럼이 효과적인 방법입니다.요소 식별, 특히 장거리 또는 아주 적은 양에서.
흡수 스펙트럼은 여러 파장의 빛으로 요소를 충돌시키고 어떤 파장이 흡수되는지 감지하여 얻습니다. 방출 스펙트럼은 요소를 가열하여 전자를 여기 상태로 만든 다음 전자가 낮은 에너지 상태로 떨어질 때 방출되는 빛의 파장을 감지합니다. 이러한 스펙트럼은 종종 서로 반대입니다.
분광학은 천문학 자들이 성운, 별, 행성 및 행성 대기와 같은 천체의 요소를 식별하는 방법입니다. 스펙트럼은 천문학 자에게 천체가 지구를 향해 얼마나 빨리 멀어지고 있는지, 그리고 특정 원소의 스펙트럼이 빨간색 또는 파란색으로 이동하는 정도를 알려줍니다. (이 스펙트럼의 이동은 도플러 효과 때문입니다.)
전자 에너지 레벨 전이를 통해 방출되거나 흡수 된 광자의 파장 또는 주파수를 찾으려면 먼저 두 에너지 레벨 간의 에너지 차이를 계산하십시오.
\ Delta E = -13.6 \ bigg (\ frac {1} {n_f ^ 2}-\ frac {1} {n_i ^ 2} \ bigg)
이 에너지 차이는 광자 에너지 방정식에 사용될 수 있습니다.
\ 델타 E = hf = \ frac {hc} {\ lambda}
여기서 h는 플랑크 상수, f는 주파수, λ는 방출되거나 흡수되는 광자의 파장, c는 빛의 속도입니다.
흡수 스펙트럼
연속 스펙트럼이 차가운 (저에너지) 가스에 입사하면 해당 가스의 원자가 구성의 특정 파장의 빛을 흡수합니다.
가스에서 나오는 빛을 취하고 분광기를 사용하여이를 스펙트럼으로 분리함으로써 파장, 어두운 흡수 선이 나타납니다.이 선은 해당 파장의 빛이 아닌 선입니다. 감지되었습니다. 이것은흡수 스펙트럼.
이러한 라인의 정확한 배치는 가스의 원자 및 분자 구성의 특징입니다. 과학자들은 가스가 무엇으로 구성되어 있는지 알려주는 바코드처럼 선을 읽을 수 있습니다.
방출 스펙트럼
대조적으로 뜨거운 가스는 여기 상태의 원자와 분자로 구성됩니다. 이 가스 원자의 전자는 가스가 과도한 에너지를 방출함에 따라 낮은 에너지 상태로 점프합니다. 그렇게함으로써 매우 특정한 파장의 빛이 방출됩니다.
이 빛을 취하고 분광법을 사용하여 파장 스펙트럼으로 분리하면 밝은 방출 선이 전자가 낮은 에너지로 점프 할 때 방출되는 광자에 해당하는 특정 파장에서만 나타납니다. 상태. 이것은 방출 스펙트럼을 생성합니다.
흡수 스펙트럼과 마찬가지로 이러한 선의 정확한 배치는 가스의 원자 및 분자 구성의 특징입니다. 과학자들은 가스가 무엇으로 구성되어 있는지 알려주는 바코드처럼 선을 읽을 수 있습니다. 또한 특성 파장은 두 유형의 스펙트럼에 대해 동일합니다. 흡수 스펙트럼의 어두운 선은 방출 스펙트럼의 방출 선과 같은 위치에 있습니다.
Kirchoff의 스펙트럼 분석 법칙
1859 년에 Gustav Kirchoff는 스펙트럼을 세 가지 간결한 규칙으로 요약했습니다.
Kirchoff의 첫 번째 법칙 :빛나는 고체, 액체 또는 고밀도 가스는 연속 스펙트럼을 생성합니다. 이것은 모든 파장의 빛을 방출한다는 것을 의미합니다. 이에 대한 이상적인 예를 흑체라고합니다.
Kirchoff의 제 2 법칙 :뜨거운 저밀도 가스는 방출 선 스펙트럼을 생성합니다.
Kirchoff의 제 3 법칙 :차가운 저밀도 가스를 통해 보는 연속 스펙트럼 소스는 흡수선 스펙트럼을 생성합니다.
흑체 방사선
물체가 절대 영도보다 높은 온도에 있으면 방사선을 방출합니다. 흑체는 모든 파장의 빛을 흡수하고 모든 파장의 빛을 방출하는 이론적 인 이상적인 물체입니다. 그것은 서로 다른 강도에서 서로 다른 파장의 빛을 방출 할 것이며 강도 분포를 흑체 스펙트럼이라고합니다. 이 스펙트럼은 흑체의 온도에만 의존합니다.
다른 파장의 광자는 다른 에너지를 가지고 있습니다. 흑체 스펙트럼이 특정 파장의 고강도 방출을 갖는다는 것은 특정 에너지의 광자를 빠른 속도로 방출한다는 것을 의미합니다. 이 비율은유량. 흑체의 온도가 증가함에 따라 모든 파장의 플럭스가 증가합니다.
천문학 자들이 별을 흑체로 모델링하는 것이 종종 편리합니다. 이것이 항상 정확한 것은 아니지만, 종종 다음을 관찰하여 별의 온도를 잘 추정합니다. 별의 흑체 스펙트럼이 가장 높은 파장 (가장 높은 빛으로 방출되는 빛의 파장) 강렬).
흑체 스펙트럼의 피크는 흑체의 온도가 증가함에 따라 파장이 감소합니다. 이것은 빈의 변위 법칙으로 알려져 있습니다.
흑체에 대한 또 다른 중요한 관계는 Stefan-Boltzmann 법칙입니다. 흑체에서 방출되는 에너지는 절대 온도에 비례하여 4 제곱으로 계산됩니다. ∝ T4.
수소 방출 및 흡수 시리즈
수소 스펙트럼의 선은 종종 전환의 낮은 에너지 수준에 따라 "시리즈"로 나뉩니다.
Lyman 시리즈는 최저 에너지 상태 또는지면 상태로 또는 그로부터의 일련의 전환입니다. 이러한 전이에 해당하는 광자는 스펙트럼의 자외선 부분에서 파장을 갖는 경향이 있습니다.
Balmer 시리즈는 바닥 상태보다 한 수준 높은 첫 번째 여기 상태로 또는 그로부터의 일련의 전이입니다. (그러나 그 전환은 다음의 일부이기 때문에 접지 상태와 첫 번째 여기 상태 사이의 전환을 계산하지 않습니다. Lyman 시리즈.) 이러한 전이에 해당하는 광자는 눈에 보이는 부분에 파장을 갖는 경향이 있습니다. 스펙트럼.
두 번째 여기 상태로 또는 그로부터의 전이를 Paschen 시리즈라고하며 세 번째 여기 상태로 또는 그로부터의 전이를 Brackett 시리즈라고합니다. 이 시리즈는 수소가 우주에서 가장 흔한 원소이기 때문에 천문학 연구에 매우 중요합니다. 별을 구성하는 주요 요소이기도합니다.