Didžiąją dalį informacijos apie visatą gaunate iš elektromagnetinės spinduliuotės arba šviesos, kurią gaunate iš tolimų visatos vietų. Analizuodami tą šviesą galite nustatyti, pavyzdžiui, ūkų sudėtį. Informacija, gauta iš šios elektromagnetinės spinduliuotės, gaunama spektrų arba šviesos modelių pavidalu.
Šie modeliai susidaro dėl kvantinės mechanikos, kuri nurodo, kad elektronai, skriejantys apie atomus, gali turėti tik specifines energijas. Šią sąvoką galima suprasti naudojantBohro modelisatomo, kuris vaizduoja atomą kaip elektronus, skriejančius aplink centrinį branduolį, esant labai specifiniams energijos lygiams.
Elektromagnetinė spinduliuotė ir fotonai
Atomuose elektronai gali turėti tik atskiras energijos vertes, o konkretus galimų energijos verčių rinkinys yra unikalus kiekvienam atominiam elementui. Elektronai gali judėti aukštyn ir žemyn energijos lygiu, sugerdami arba išskirdami labai specifinio fotoną bangos ilgis (atitinka konkretų energijos kiekį, lygų energijos skirtumui tarp lygiai).
Dėl to elementus galima atpažinti pagal skirtingas spektrines linijas, kur linijos atsiranda bangos ilgiuose, atitinkančiuose energijos skirtumus tarp elemento atominės energijos lygių. Spektrinių linijų modelis yra unikalus kiekvienam elementui, o tai reiškia, kad spektrai yra efektyvus būdasidentifikuojantys elementai, ypač iš toli ar labai mažais kiekiais.
Absorbcijos spektrai gaunami bombarduojant elementą daugelio bangos ilgių šviesa ir nustatant, kurie bangos ilgiai yra absorbuojami. Emisijos spektrai gaunami kaitinant elementą, kad elektronai būtų priversti į sužadintas būsenas, ir tada nustatant, kurie šviesos bangos ilgiai sklinda elektronams krintant atgal į žemesnės energijos būsenas. Šie spektrai dažnai bus atvirkštiniai vienas kitam.
Spektroskopija yra tai, kaip astronomai nustato astronomijos objektų elementus, tokius kaip ūkai, žvaigždės, planetos ir planetos atmosferos. Spektrai taip pat gali pasakyti astronomams, kaip greitai astronominis objektas tolsta ar link Žemės ir kiek tam tikro elemento spektras yra raudonai ar mėlynai pasislinkęs. (Šį spektro poslinkį lemia Doplerio efektas.)
Norėdami sužinoti per elektronų energijos lygio perėjimą skleidžiamo ar absorbuoto fotono bangos ilgį ar dažnį, pirmiausia apskaičiuokite energijos skirtumą tarp dviejų energijos lygių:
\ Delta E = -13,6 \ bigg (\ frac {1} {n_f ^ 2} - \ frac {1} {n_i ^ 2} \ bigg)
Tada šis energijos skirtumas gali būti naudojamas fotonų energijos lygtyje,
\ Delta E = hf = \ frac {hc} {\ lambda}
kur h yra Plancko konstanta, f yra dažnis, o λ yra spinduliuojamo ar absorbuojamo fotono bangos ilgis, o c - šviesos greitis.
Absorbcijos spektrai
Kai nenutrūkstamas spektras sklinda ant vėsių (mažai energijos naudojančių) dujų, tose dujose esantys atomai absorbuos tam tikrus šviesos bangos ilgius, būdingus jų sudėčiai.
Paimant iš dujų išeinančią šviesą ir naudojant spektrografą ją išskiriant į bangos ilgiai, atsiras tamsios absorbcijos linijos, kurios yra linijos, kuriose to bangos ilgio šviesos nebuvo aptikta. Tai sukuriaabsorbcijos spektras.
Tikslus tų linijų išdėstymas būdingas dujų atominei ir molekulinei sudėčiai. Mokslininkai gali perskaityti eilutes kaip brūkšninį kodą, nurodydami, iš ko susideda dujos.
Emisijos spektrai
Karštas dujas, priešingai, sudaro sužadintos būsenos atomai ir molekulės. Šių dujų atomuose esantys elektronai pereis į žemesnės energijos būsenas, kai dujos spinduliuos savo energijos perteklių. Tai darant, išleidžiami labai specifiniai šviesos bangos ilgiai.
Paėmus šią šviesą ir naudojant spektroskopiją ją atskiriant į bangos ilgių spektrą, bus ryškios spinduliuotės linijos pasirodo tik tam tikrais bangos ilgiais, atitinkančiais fotonus, kuriuos skleidžia elektronai šoktelėję į mažesnę energiją teigia. Tai sukuria emisijos spektrą.
Kaip ir absorbcijos spektrų atveju, tikslus tų linijų išdėstymas būdingas dujų atominei ir molekulinei sudėčiai. Mokslininkai gali perskaityti eilutes kaip brūkšninį kodą, nurodydami, iš ko susideda dujos. Be to, būdingi bangos ilgiai yra vienodi abiejų tipų spektrams. Tamsios absorbcijos spektro linijos bus tose pačiose vietose, kur ir emisijos linijos.
Kirchoffo spektrinės analizės dėsniai
1859 m. Gustavas Kirchoffas apibendrino spektrus trimis glaustomis taisyklėmis:
Pirmasis Kirchoffo įstatymas:šviečiančios kietos, skystos ar didelio tankio dujos sukuria nuolatinį spektrą. Tai reiškia, kad jis skleidžia visų bangos ilgių šviesą. Idealus to pavyzdys vadinamas juodu kūnu.
Antrasis Kirchoffo įstatymas:Karštos mažo tankio dujos sukuria emisijos linijos spektrą.
Trečiasis Kirchoffo įstatymas:Nepertraukiamo spektro šaltinis, žiūrimas per vėsias mažo tankio dujas, sukuria absorbcijos linijos spektrą.
Juodojo kūno spinduliuotė
Jei daiktas yra aukštesnėje nei absoliutus nulis temperatūroje, jis skleidžia radiaciją. Juodakūnas yra teorinis idealus objektas, sugeriantis visus šviesos bangos ilgius ir skleidžiantis visus šviesos bangos ilgius. Jis skleis skirtingus šviesos bangos ilgius skirtingu intensyvumu, o intensyvumų pasiskirstymas vadinamas juodųjų kūnų spektru. Šis spektras priklauso tik nuo juodojo kūno temperatūros.
Skirtingo bangos ilgio fotonai turi skirtingą energiją. Tam, kad juodojo kūno spektras pasižymėtų dideliu tam tikro bangos ilgio spinduliavimu, tai reiškia, kad jis išskiria tos konkrečios energijos fotonus dideliu greičiu. Ši norma taip pat vadinamasrautas. Visų bangos ilgių srautas didės didėjant juodojo kūno temperatūrai.
Astronomams dažnai patogu sumodeliuoti žvaigždes kaip juoduosius kūnus. Nors tai ne visada tikslu, tačiau stebint taške dažnai galima tiksliai įvertinti žvaigždės temperatūrą kokio bangos ilgio žvaigždės juodojo kūno spektras yra didžiausias (šviesos bangos ilgis, kuris skleidžiamas didžiausiu intensyvumas).
Juodojo kūno spektro smailės bangos ilgis mažėja, kai padidėja juodojo kūno temperatūra. Tai vadinama Wieno perkėlimo įstatymu.
Kitas svarbus juodųjų kūnų ryšys yra Stefano-Boltzmanno įstatymas, kuriame teigiama, kad viso juodojo kūno skleidžiama energija yra proporcinga jo absoliučiai temperatūrai, paimtai iki ketvirtosios galios: E ∝ T4.
Vandenilio emisija ir absorbcijos serija
Vandenilio spektro linijos dažnai skirstomos į „serijas“, atsižvelgiant į tai, koks yra žemesnis energijos lygis jų perėjime.
„Lyman“ serija yra perėjimų į žemiausios energijos būseną arba iš jos būsena. Šiuos perėjimus atitinkantys fotonai turi bangos ilgį ultravioletinėje spektro dalyje.
Balmerio serija yra perėjimų į pirmąją sužadintą būseną arba iš jos, vienas lygis virš pagrindinės būsenos, serija. (Tačiau tai neįskaičiuoja perėjimo tarp pagrindinės būsenos ir pirmosios sužadintos būsenos, nes tas perėjimas yra dalis Lymano serija.) Šiuos perėjimus atitinkantys fotonai turi bangos ilgį matomoje spektrą.
Perėjimai į antrąją sužadintą būseną arba iš jos vadinami Pascheno serija, o perėjimai į trečią sužadintą būseną arba iš jos - Bracketto serija. Šios serijos yra labai svarbios atliekant astronominius tyrimus, nes vandenilis yra labiausiai paplitęs Visatos elementas. Tai taip pat yra pagrindinis žvaigždžių elementas.