Mye av informasjonen du får om universet kommer fra elektromagnetisk stråling, eller lys, som du mottar fra fjerne strøk i universet. Det er for eksempel ved å analysere det lyset du kan bestemme sammensetningen av tåker. Informasjonen innhentet fra denne elektromagnetiske strålingen kommer i form av spektre eller lysmønstre.
Disse mønstrene er dannet på grunn av kvantemekanikken, som tilsier at elektroner som kretser rundt atomer bare kan ha spesifikke energier. Dette konseptet kan forstås ved hjelp avBohr-modellav atomet, som viser atomet som elektroner som kretser rundt en sentral kjerne på veldig spesifikke energinivåer.
Elektromagnetisk stråling og fotoner
I atomer kan elektroner bare ha diskrete energiverdier, og det spesielle settet med mulige energiverdier er unikt for hvert atomelement. Elektroner kan bevege seg opp og ned på energinivå ved å absorbere eller avgi en foton av et veldig spesifikt bølgelengde (tilsvarer en spesifikk mengde energi lik energidifferansen mellom nivåer).
Som et resultat kan elementer identifiseres ved forskjellige spektrallinjer, der linjene oppstår ved bølgelengdene som tilsvarer energiforskjellene mellom elementets atomare energinivåer. Mønsteret til spektrale linjer er unikt for hvert element, noe som betyr at spektre er en effektiv måte åidentifiserende elementer, spesielt fra lang avstand eller i svært små mengder.
Absorpsjonsspektre oppnås ved å bombardere et element med lys med mange bølgelengder og oppdage hvilke bølgelengder som absorberes. Emisjonsspektre oppnås ved å varme opp elementet for å tvinge elektronene til eksiterte tilstander, og deretter oppdage hvilke bølgelengder av lys som sendes ut når elektronene faller ned i lavere energitilstander. Disse spektrene vil ofte være omvendt av hverandre.
Spektroskopi er hvordan astronomer identifiserer elementer i astronomiske objekter, som tåke, stjerner, planeter og planetariske atmosfærer. Spektrene kan også fortelle astronomer hvor raskt et astronomisk objekt beveger seg bort eller mot jorden, og hvor mye spekteret til et bestemt element er rød- eller blåskiftet. (Denne forskyvningen av spekteret skyldes Doppler-effekten.)
For å finne bølgelengden eller frekvensen til et foton som sendes ut eller absorberes gjennom en overgang av elektronenerginivå, beregner du først forskjellen i energi mellom de to energinivåene:
\ Delta E = -13.6 \ bigg (\ frac {1} {n_f ^ 2} - \ frac {1} {n_i ^ 2} \ bigg)
Denne energiforskjellen kan deretter brukes i ligningen for fotonenergi,
\ Delta E = hf = \ frac {hc} {\ lambda}
hvor h er Plancks konstant, f er frekvensen, og λ er bølgelengden til fotonet som sendes ut eller absorberes, og c er lysets hastighet.
Absorpsjon Spectra
Når et kontinuerlig spektrum forekommer på en kjølig (lavenergi) gass, vil atomene i den gassen absorbere spesifikke bølgelengder av lys som er karakteristiske for deres sammensetning.
Ved å ta lyset som etterlater gassen og bruke et spektrograf til å skille det inn i et spektrum av bølgelengder, vil mørke absorpsjonslinjer vises, som er linjer der lyset av den bølgelengden ikke var oppdaget. Dette skaper enabsorpsjonsspekter.
Den nøyaktige plasseringen av disse linjene er karakteristisk for gassens atomare og molekylære sammensetning. Forskere kan lese linjene som en strekkode som forteller dem hva gassen består av.
Emisjonsspektre
En varm gass, derimot, består av atomer og molekyler i en eksitert tilstand. Elektronene i atomene til denne gassen vil hoppe til lavere energitilstander når gassen stråler bort overflødig energi. Ved å gjøre det frigjøres veldig spesifikke bølgelengder av lys.
Ved å ta dette lyset og bruke spektroskopi for å skille det inn i et spektrum av bølgelengder, vil lyse emisjonslinjer vises bare ved de spesifikke bølgelengdene som tilsvarer fotonene som sendes ut når elektronene hoppet til lavere energi fastslår. Dette skaper et utslippsspekter.
Akkurat som med absorpsjonsspektrene, er den eksakte plasseringen av disse linjene karakteristisk for den atomare og molekylære sammensetningen av gassen. Forskere kan lese linjene som en strekkode som forteller dem hva gassen består av. Dessuten er de karakteristiske bølgelengdene de samme for begge typer spektra. De mørke linjene i absorpsjonsspekteret vil ligge de samme stedene som utslippslinjene i utslippsspekteret.
Kirchoffs lov om spektralanalyse
I 1859 oppsummerte Gustav Kirchoff spektre i tre kortfattede regler:
Kirchoffs første lov:en lysende fast, flytende eller høy tetthetsgass produserer et kontinuerlig spektrum. Dette betyr at den avgir lys av alle bølgelengder. Et ideelt eksempel på dette kalles en svart kropp.
Kirchoffs andre lov:En varm gass med lav tetthet produserer et utslippslinjespektrum.
Kirchoffs tredje lov:En kontinuerlig spektrumkilde sett gjennom en kjølig gass med lav tetthet produserer et absorpsjonslinjespektrum.
Blackbody-stråling
Hvis en gjenstand har en temperatur over absolutt null, avgir den stråling. Et svart legeme er det teoretiske ideelle objektet som absorberer alle lysets bølgelengder og avgir alle lysets bølgelengder. Den vil avgi forskjellige bølgelengder av lys ved forskjellige intensiteter, og fordelingen av intensiteter kalles blackbody-spektret. Dette spekteret avhenger bare av temperaturen på den svarte kroppen.
Fotoner med forskjellige bølgelengder har forskjellige energier. For at et sortkroppsspektrum skal ha en høy intensitetsemisjon med en viss bølgelengde, betyr det at det avgir fotoner av den aktuelle energien i høy hastighet. Denne hastigheten kalles ogsåfluks. Flytningen av alle bølgelengder vil øke når temperaturen på svartlegemet øker.
Det er ofte praktisk for astronomer å modellere stjerner som blackbodies. Selv om dette ikke alltid er nøyaktig, gir det ofte et godt estimat av stjernens temperatur ved å observere kl hvilken bølgelengde stjernens sorte kroppsspektrum topper (bølgelengden til lys som sendes ut med den høyeste intensitet).
Toppen av et sortkroppsspektrum avtar i bølgelengde når temperaturen på svartkroppen øker. Dette er kjent som Wien's Displacement Law.
En annen viktig relasjon for blackbodies er Stefan-Boltzmann-loven, som sier at summen energi som sendes ut av en svart kropp er proporsjonal med den absolutte temperaturen tatt til den fjerde kraften: E. ∝ T4.
Hydrogenemisjon og absorpsjonsserie
Linjene i hydrogens spektrum er ofte delt inn i "serier" basert på hva det lavere energinivået i deres overgang er.
Lyman-serien er overgangsserien til eller fra den laveste energitilstanden, eller grunntilstanden. Fotonene som tilsvarer disse overgangene har en tendens til å ha bølgelengder i den ultrafiolette delen av spekteret.
Balmer-serien er overgangsserien til eller fra den første begeistrede tilstanden, et nivå over bakken. (Det teller imidlertid ikke overgangen mellom grunntilstand og første opphisset tilstand, slik overgangen er en del av Lyman-serien.) Fotonene som tilsvarer disse overgangene har en tendens til å ha bølgelengder i den synlige delen av spektrum.
Overganger til eller fra den andre glade tilstanden kalles Paschen-serien, og overganger til eller fra den tredje glade tilstanden kalles Brackett-serien. Disse seriene er veldig viktige for astronomisk forskning, ettersom hydrogen er det vanligste elementet i universet. Det er også det primære elementet som utgjør stjerner.