Liela daļa informācijas, ko saņemat par Visumu, rodas no elektromagnētiskā starojuma jeb gaismas, ko saņemat no attāliem Visuma apgabaliem. Analizējot šo gaismu, jūs varat noteikt, piemēram, miglāju sastāvu. Informācija, kas iegūta no šī elektromagnētiskā starojuma, izpaužas kā spektri vai gaismas modeļi.
Šie modeļi veidojas kvantu mehānikas dēļ, kas nosaka, ka elektroniem, kas riņķo ap atomiem, var būt tikai noteiktas enerģijas. Šo jēdzienu var saprast, izmantojotBora modelisatoma, kas atomu attēlo kā elektronus, kas riņķo ap centrālo kodolu ļoti specifiskos enerģijas līmeņos.
Elektromagnētiskais starojums un fotoni
Atomos elektroniem var būt tikai atsevišķas enerģijas vērtības, un konkrētais iespējamo enerģijas vērtību kopums ir unikāls katram atomu elementam. Elektroni enerģijas līmenī var pārvietoties uz augšu un uz leju, absorbējot vai izstarojot ļoti specifiska fotonu viļņa garums (atbilst noteiktam enerģijas daudzumam, kas vienāds ar enerģijas starpību starp līmeņi).
Rezultātā elementus var identificēt pēc atšķirīgām spektrālām līnijām, kur līnijas rodas viļņu garumos, kas atbilst enerģijas atšķirībām starp elementa atomu enerģijas līmeņiem. Spektrālo līniju modelis katram elementam ir unikāls, kas nozīmē, ka spektri ir efektīvs veids
identificējošie elementi, īpaši no liela attāluma vai ļoti mazos daudzumos.Absorbcijas spektrus iegūst, bombardējot elementu ar daudzu viļņu garumu gaismu un nosakot, kuri viļņu garumi tiek absorbēti. Emisijas spektrus iegūst, sildot elementu, lai elektroni tiktu piespiesti ierosinātos stāvokļos, un pēc tam nosakot, kuri gaismas viļņu garumi tiek izstaroti, kad elektroni atkal nokrīt zemākas enerģijas stāvoklī. Šie spektri bieži būs apgriezti viens otram.
Spektroskopija ir tas, kā astronomi identificē elementus astronomiskos objektos, piemēram, miglājos, zvaigznēs, planētās un planētu atmosfērā. Spektros var arī pateikt astronomiem, cik ātri astronomiskais objekts virzās prom vai uz Zemi, un par cik noteiktā elementa spektrs ir sarkanā vai zilā krāsā nobīdīts. (Šī spektra nobīde ir saistīta ar Doplera efektu.)
Lai atrastu fotona viļņa garumu vai frekvenci, ko izstaro vai absorbē elektrona enerģijas līmeņa pāreja, vispirms aprēķiniet enerģijas starpību starp diviem enerģijas līmeņiem:
\ Delta E = -13,6 \ bigg (\ frac {1} {n_f ^ 2} - \ frac {1} {n_i ^ 2} \ bigg)
Pēc tam šo enerģijas starpību var izmantot fotonu enerģijas vienādojumā,
\ Delta E = hf = \ frac {hc} {\ lambda}
kur h ir Plankas konstante, f ir frekvence un λ ir izstarotā vai absorbētā fotona viļņa garums, un c ir gaismas ātrums.
Absorbcijas spektri
Ja uz vēsu (ar zemu enerģijas patēriņu) gāzi notiek nepārtraukts spektrs, šīs gāzes atomi absorbē to sastāvam raksturīgos gaismas viļņu garumus.
Ņemot gaismu, kas atstāj gāzi, un izmantojot spektrogrāfu, lai to sadalītu spektrā viļņu garumi, parādīsies tumšas absorbcijas līnijas, kas ir līnijas, kur šī viļņa garuma gaisma nebija atklāts. Tas radaabsorbcijas spektrs.
Šo līniju precīzs izvietojums ir raksturīgs gāzes atomu un molekulārajam sastāvam. Zinātnieki var lasīt līnijas kā svītru kodu, sakot, no kā sastāv gāze.
Emisijas spektri
Karstā gāze, gluži pretēji, sastāv no atomiem un molekulām ierosinātā stāvoklī. Šīs gāzes atomos esošie elektroni pāriet uz zemākiem enerģijas stāvokļiem, kad gāze izstaro lieko enerģiju. To darot, tiek atbrīvoti ļoti specifiski gaismas viļņu garumi.
Ņemot šo gaismu un izmantojot spektroskopiju, lai to sadalītu viļņu garumu spektrā, spilgtas emisijas līnijas būs parādās tikai noteiktos viļņu garumos, kas atbilst fotoniem, kas izstaro, kad elektroni nolec zemākā enerģijā norāda. Tas rada emisijas spektru.
Tāpat kā absorbcijas spektros, arī šo līniju precīzs izvietojums ir raksturīgs gāzes atomu un molekulārajam sastāvam. Zinātnieki var lasīt līnijas kā svītru kodu, sakot, no kā sastāv gāze. Arī raksturīgie viļņu garumi abiem spektru veidiem ir vienādi. Tumšās līnijas absorbcijas spektrā atradīsies tajās pašās vietās kā emisijas līnijas emisijas spektrā.
Kirchoff Spektrālās analīzes likumi
1859. gadā Gustavs Kirhofs spektrus apkopoja trīs kodolīgos noteikumos:
Kirchoff pirmais likums:gaismas cieta, šķidra vai augsta blīvuma gāze rada nepārtrauktu spektru. Tas nozīmē, ka tas izstaro visu viļņu garumu gaismu. Ideālu tā piemēru sauc par melno ķermeni.
Kirchoff otrais likums:Karsta zema blīvuma gāze rada emisijas līnijas spektru.
Kirhofa trešais likums:Nepārtraukta spektra avots, skatoties caur vēsu zema blīvuma gāzi, rada absorbcijas līnijas spektru.
Melnā ķermeņa starojums
Ja objekts atrodas temperatūrā, kas pārsniedz absolūto nulli, tas izstaro starojumu. Melnais korpuss ir teorētisks ideāls objekts, kas absorbē visus gaismas viļņu garumus un izstaro visus gaismas viļņu garumus. Tas izstaro dažādus gaismas viļņu garumus ar dažādu intensitāti, un intensitātes sadalījumu sauc par melnā ķermeņa spektru. Šis spektrs ir atkarīgs tikai no melnā ķermeņa temperatūras.
Dažāda viļņa garuma fotoniem ir atšķirīga enerģija. Lai melnā ķermeņa spektram būtu augsta intensitāte ar noteiktu viļņa garumu, tas nozīmē, ka tas ar lielu ātrumu izstaro šīs konkrētās enerģijas fotonus. Šo likmi sauc arī parplūsma. Visu viļņu garumu plūsma palielināsies, palielinoties melnā ķermeņa temperatūrai.
Astronomiem bieži ir ērti modelēt zvaigznes kā melnās ķermeņa daļas. Lai gan tas ne vienmēr ir precīzi, tas bieži vien ļauj labi novērtēt zvaigznes temperatūru, novērojot pie kāda viļņa garumu sasniedz zvaigznes melnā ķermeņa spektrs (gaismas viļņa garums, kas tiek izstarots ar vislielāko intensitāte).
Melnā ķermeņa spektra maksimums samazinās viļņa garumā, palielinoties melnā ķermeņa temperatūrai. Tas ir pazīstams kā Vīnes pārvietošanas likums.
Vēl viena svarīga saistība ar melnajām ķermeņiem ir Stefana-Boltzmana likums, kurā teikts, ka kopējais melnā ķermeņa izstarotā enerģija ir proporcionāla tā absolūtai temperatūrai, kas izteikta līdz ceturtajai jaudai: E ∝ T4.
Ūdeņraža emisijas un absorbcijas sērija
Līnijas ūdeņraža spektrā bieži tiek sadalītas "sērijās", pamatojoties uz to, kāds ir zemāks enerģijas līmenis to pārejā.
Lyman sērija ir virkne pāreju uz zemāko enerģijas stāvokli vai pamatstāvokli vai no tā. Fotoniem, kas atbilst šīm pārejām, mēdz būt viļņu garumi ultravioletajā spektra daļā.
Balmera sērija ir virkne pāreju uz pirmo ierosināto stāvokli vai no tā, vienu līmeni virs zemes stāvokļa. (Tomēr tas neuzskata pāreju starp pamatstāvokli un pirmo ierosināto stāvokli, jo šī pāreja ir daļa no Lyman sērija.) Fotoniem, kas atbilst šīm pārejām, parasti ir viļņu garumi redzamajā daļā spektrs.
Pārejas uz otro ierosināto stāvokli vai no tā tiek sauktas par Paschen sēriju, un pārejas uz trešo ierosināto stāvokli vai no tā tiek sauktas par Brackett sēriju. Šīs sērijas ir ļoti svarīgas astronomijas pētījumiem, jo ūdeņradis ir visumā visizplatītākais elements. Tas ir arī galvenais elements, kas veido zvaigznes.
