Veel van de informatie die je over het universum krijgt, komt van elektromagnetische straling, of licht, dat je ontvangt van verre uithoeken in het universum. Door dat licht te analyseren, kun je bijvoorbeeld de samenstelling van nevels bepalen. De informatie die uit deze elektromagnetische straling wordt verkregen, komt in de vorm van spectra of lichtpatronen.
Deze patronen worden gevormd door de kwantummechanica, die dicteert dat elektronen die rond atomen draaien alleen specifieke energieën kunnen hebben. Dit concept kan worden begrepen met behulp van deBohr-modelvan het atoom, dat het atoom weergeeft als elektronen die op zeer specifieke energieniveaus rond een centrale kern cirkelen.
Elektromagnetische straling en fotonen
In atomen kunnen elektronen alleen discrete energiewaarden hebben en de specifieke reeks mogelijke energiewaarden is uniek voor elk atomair element. Elektronen kunnen in energieniveau op en neer bewegen door een foton van een zeer specifiek te absorberen of uit te zenden golflengte (overeenkomend met een specifieke hoeveelheid energie gelijk aan het energieverschil tussen de niveaus).
Dientengevolge kunnen elementen worden geïdentificeerd door duidelijke spectraallijnen, waarbij de lijnen voorkomen bij de golflengten die overeenkomen met de energieverschillen tussen de atoomenergieniveaus van het element. Het patroon van spectraallijnen is uniek voor elk element, wat betekent dat spectra een effectieve manier zijn omidentificerende elementen, vooral van grote afstand of in zeer kleine hoeveelheden.
Absorptiespectra worden verkregen door een element te bombarderen met licht van vele golflengten en te detecteren welke golflengten worden geabsorbeerd. Emissiespectra worden verkregen door het element te verhitten om de elektronen in aangeslagen toestanden te dwingen, en dan detecteren welke golflengten van het licht worden uitgezonden als de elektronen terugvallen naar lagere energietoestanden. Deze spectra zullen vaak het omgekeerde van elkaar zijn.
Spectroscopie is hoe astronomen elementen identificeren in astronomische objecten, zoals nevels, sterren, planeten en planetaire atmosferen. De spectra kunnen astronomen ook vertellen hoe snel een astronomisch object van of naar de aarde beweegt, en met hoeveel het spectrum van een bepaald element rood of blauw verschoven is. (Deze verschuiving van het spectrum is te wijten aan het Doppler-effect.)
Om de golflengte of frequentie te vinden van een foton dat wordt uitgezonden of geabsorbeerd door een overgang van het elektronenenergieniveau, berekent u eerst het verschil in energie tussen de twee energieniveaus:
\Delta E=-13.6\bigg(\frac{1}{n_f^2}-\frac{1}{n_i^2}\bigg)
Dit energieverschil kan dan worden gebruikt in de vergelijking voor fotonenergie,
\Delta E = hf=\frac{hc}{\lambda}
waarbij h de constante van Planck is, f de frequentie is, en λ de golflengte is van het foton dat wordt uitgezonden of geabsorbeerd, en c de lichtsnelheid is.
Absorptiespectra
Wanneer een continu spectrum invalt op een koel (laagenergetisch) gas, zullen de atomen in dat gas specifieke golflengten van licht absorberen die kenmerkend zijn voor hun samenstelling.
Door het licht dat het gas verlaat te nemen en een spectrograaf te gebruiken om het te scheiden in een spectrum van golflengten, verschijnen er donkere absorptielijnen, dit zijn lijnen waar het licht van die golflengte niet was gedetecteerd. Dit creëert eenabsorptiespectrum:.
De exacte plaatsing van die lijnen is kenmerkend voor de atomaire en moleculaire samenstelling van het gas. Wetenschappers kunnen de regels lezen als een streepjescode die hen vertelt waaruit het gas is samengesteld.
Emissie Spectra
Een heet gas daarentegen is samengesteld uit atomen en moleculen in een aangeslagen toestand. De elektronen in de atomen van dit gas zullen naar lagere energietoestanden springen als het gas zijn overtollige energie wegstraalt. Daarbij komen zeer specifieke golflengten van licht vrij.
Door dit licht te nemen en spectroscopie te gebruiken om het te scheiden in een spectrum van golflengten, zullen heldere emissielijnen verschijnen alleen bij de specifieke golflengten die overeenkomen met de fotonen die werden uitgezonden toen de elektronen naar lagere energie sprongen staten. Hierdoor ontstaat een emissiespectrum.
Net als bij de absorptiespectra is de exacte plaatsing van die lijnen kenmerkend voor de atomaire en moleculaire samenstelling van het gas. Wetenschappers kunnen de regels lezen als een streepjescode die hen vertelt waaruit het gas is samengesteld. Ook zijn de karakteristieke golflengten voor beide soorten spectra hetzelfde. De donkere lijnen in het absorptiespectrum zullen op dezelfde plaatsen liggen als de emissielijnen in het emissiespectrum.
De wetten van spectraalanalyse van Kirchoff
In 1859 vatte Gustav Kirchoff spectra samen in drie beknopte regels:
De eerste wet van Kirchoff:een lichtgevend vast, vloeibaar of gas met hoge dichtheid produceert een continu spectrum. Dit betekent dat het licht van alle golflengten uitstraalt. Een ideaal voorbeeld hiervan wordt een blackbody genoemd.
De tweede wet van Kirchoff:Een heet gas met een lage dichtheid produceert een emissielijnspectrum.
De derde wet van Kirchoff:Een continue spectrumbron bekeken door een koel gas met lage dichtheid produceert een absorptielijnspectrum.
Blackbody-straling
Als een object een temperatuur boven het absolute nulpunt heeft, zendt het straling uit. Een zwart lichaam is het theoretische ideale object dat alle golflengten van licht absorbeert en alle golflengten van licht uitzendt. Het zal verschillende golflengten van licht uitzenden met verschillende intensiteiten, en de verdeling van intensiteiten wordt het blackbody-spectrum genoemd. Dit spectrum hangt alleen af van de temperatuur van het zwarte lichaam.
Fotonen van verschillende golflengten hebben verschillende energieën. Als een zwartlichaamspectrum een emissie met hoge intensiteit van een bepaalde golflengte heeft, betekent dit dat het fotonen van die specifieke energie met een hoge snelheid uitzendt. Dit tarief wordt ook wel deflux. De flux van alle golflengten zal toenemen naarmate de temperatuur van het zwarte lichaam toeneemt.
Het is voor astronomen vaak handig om sterren als zwarte lichamen te modelleren. Hoewel dit niet altijd nauwkeurig is, geeft het vaak een goede schatting van de temperatuur van de ster door te observeren bij bij welke golflengte het zwartlichaamspectrum van de ster piekt (de golflengte van het licht dat met de hoogste wordt uitgezonden) intensiteit).
De piek van een zwartlichaamspectrum neemt in golflengte af naarmate de temperatuur van het zwartlichaam toeneemt. Dit staat bekend als de verplaatsingswet van Wien.
Een andere belangrijke relatie voor zwarte lichamen is de wet van Stefan-Boltzmann, die stelt dat het totaal energie uitgezonden door een zwart lichaam is evenredig met de absolute temperatuur genomen tot de vierde macht: E T4.
Waterstofemissie- en absorptiereeks
De lijnen in het spectrum van waterstof zijn vaak verdeeld in "reeksen" op basis van wat het lagere energieniveau in hun overgang is.
De Lyman-reeks is de reeks overgangen van of naar de laagste energietoestand of grondtoestand. De fotonen die overeenkomen met deze overgangen hebben de neiging om golflengten te hebben in het ultraviolette deel van het spectrum.
De Balmer-reeks is de reeks overgangen van of naar de eerste aangeslagen toestand, één niveau boven de grondtoestand. (Het telt echter niet de overgang tussen grondtoestand en eerste aangeslagen toestand, omdat die overgang deel uitmaakt van de Lyman-reeks.) De fotonen die overeenkomen met deze overgangen hebben meestal golflengten in het zichtbare deel van de spectrum.
Overgangen van of naar de tweede aangeslagen toestand worden de Paschen-reeks genoemd, en overgangen van of naar de derde aangeslagen toestand worden de Brackett-reeks genoemd. Deze series zijn erg belangrijk voor astronomisch onderzoek, aangezien waterstof het meest voorkomende element in het heelal is. Het is ook het primaire element waaruit sterren bestaan.