O mare parte din informațiile pe care le obțineți despre univers provin din radiații electromagnetice, sau lumină, pe care le primiți din zone îndepărtate din univers. De exemplu, analizând acea lumină puteți determina compoziția nebuloaselor. Informațiile obținute din această radiație electromagnetică vin sub formă de spectre sau modele de lumină.
Aceste tipare sunt formate din cauza mecanicii cuantice, care dictează că electronii care orbitează atomii pot avea doar energii specifice. Acest concept poate fi înțeles folosindModelul Bohra atomului, care descrie atomul ca niște electroni care orbitează în jurul unui nucleu central la niveluri de energie foarte specifice.
Radiații electromagnetice și fotoni
În atomi, electronii pot avea doar valori de energie discrete, iar setul particular de valori ale energiei posibile este unic pentru fiecare element atomic. Electronii se pot deplasa în sus și în jos în nivelul energiei prin absorbția sau emiterea unui foton dintr-un foarte specific lungimea de undă (corespunzătoare unei cantități specifice de energie egală cu diferența de energie dintre niveluri).
Ca rezultat, elementele pot fi identificate prin linii spectrale distincte, unde liniile apar la lungimile de undă corespunzătoare diferențelor de energie dintre nivelurile de energie atomică ale elementului. Modelul liniilor spectrale este unic pentru fiecare element, ceea ce înseamnă că spectrele sunt o modalitate eficientă de aelemente de identificare, mai ales de la distanță mare sau în cantități foarte mici.
Spectrele de absorbție sunt obținute prin bombardarea unui element cu lumină de multe lungimi de undă și detectarea lungimilor de undă care sunt absorbite. Spectrele de emisie sunt obținute prin încălzirea elementului pentru a forța electronii în stări excitate și apoi detectând ce lungimi de undă ale luminii sunt emise pe măsură ce electronii cad înapoi în stări de energie inferioară. Aceste spectre vor fi deseori inversul celuilalt.
Spectroscopia este modul în care astronomii identifică elementele din obiectele astronomice, cum ar fi nebuloasele, stelele, planetele și atmosferele planetare. Spectrele pot spune, de asemenea, astronomilor cât de repede se îndepărtează un obiect astronomic sau spre Pământ și cu cât spectrul unui anumit element este deplasat spre roșu sau albastru. (Această deplasare a spectrului se datorează efectului Doppler.)
Pentru a găsi lungimea de undă sau frecvența unui foton emis sau absorbit printr-o tranziție a nivelului de energie a electronilor, calculați mai întâi diferența de energie dintre cele două niveluri de energie:
\ Delta E = -13,6 \ bigg (\ frac {1} {n_f ^ 2} - \ frac {1} {n_i ^ 2} \ bigg)
Această diferență de energie poate fi apoi utilizată în ecuația energiei fotonice,
\ Delta E = hf = \ frac {hc} {\ lambda}
unde h este constanta lui Planck, f este frecvența și λ este lungimea de undă a fotonului emis sau absorbit și c este viteza luminii.
Spectre de absorbție
Când un spectru continuu este incident pe un gaz rece (cu energie scăzută), atomii din acel gaz vor absorbi lungimi de undă specifice ale luminii caracteristice compoziției lor.
Luând lumina care părăsește gazul și folosind un spectrograf pentru al separa într-un spectru de lungimi de undă, vor apărea linii de absorbție întunecate, care sunt linii în care lumina acelei lungimi de undă nu era detectat. Acest lucru creează unspectru de absorbție.
Amplasarea exactă a acestor linii este caracteristică compoziției atomice și moleculare a gazului. Oamenii de știință pot citi liniile ca un cod de bare care le spune din ce este compus gazul.
Spectre de emisie
Un gaz fierbinte, în schimb, este compus din atomi și molecule într-o stare excitată. Electronii din atomii acestui gaz vor sări la stări de energie mai mici, pe măsură ce gazul radiază energia în exces. Procedând astfel, se eliberează lungimi de undă foarte specifice ale luminii.
Luând această lumină și folosind spectroscopia pentru ao separa într-un spectru de lungimi de undă, liniile de emisie strălucitoare vor fi apar doar la lungimile de undă specifice corespunzătoare fotonilor emiși când electronii au sărit la energie mai mică stări. Acest lucru creează un spectru de emisii.
La fel ca în cazul spectrelor de absorbție, plasarea exactă a acestor linii este caracteristică compoziției atomice și moleculare a gazului. Oamenii de știință pot citi liniile ca un cod de bare care le spune din ce este compus gazul. De asemenea, lungimile de undă caracteristice sunt aceleași pentru ambele tipuri de spectre. Liniile întunecate din spectrul de absorbție se vor afla în aceleași locuri cu liniile de emisie din spectrul de emisie.
Legile lui Kirchoff de analiză spectrală
În 1859, Gustav Kirchoff a rezumat spectrele în trei reguli succinte:
Prima lege a lui Kirchoff:un gaz luminos solid, lichid sau de înaltă densitate produce un spectru continuu. Aceasta înseamnă că emite lumină de toate lungimile de undă. Un exemplu ideal în acest sens se numește un corp negru.
A doua lege a lui Kirchoff:Un gaz fierbinte cu densitate scăzută produce un spectru de linie de emisie.
A treia lege a lui Kirchoff:O sursă de spectru continuu privită printr-un gaz rece cu densitate scăzută produce un spectru de linie de absorbție.
Radiația corpului negru
Dacă un obiect se află la o temperatură peste zero absolut, acesta emite radiații. Un corp negru este obiectul teoretic ideal care absoarbe toate lungimile de undă ale luminii și emite toate lungimile de undă ale luminii. Va emite diferite lungimi de undă ale luminii la intensități diferite, iar distribuția intensităților este numită spectrul corpului negru. Acest spectru depinde doar de temperatura corpului negru.
Fotonii cu lungimi de undă diferite au energii diferite. Pentru ca un spectru de corp negru să aibă o emisie de intensitate ridicată a unei anumite lungimi de undă înseamnă că acesta emite fotoni din acea energie specială la o rată ridicată. Această rată este, de asemenea, numităflux. Fluxul tuturor lungimilor de undă va crește odată cu creșterea temperaturii corpului negru.
Este adesea convenabil pentru astronomi să modeleze stele ca corpuri negre. Deși acest lucru nu este întotdeauna exact, acesta oferă adesea o estimare bună a temperaturii stelei prin observarea la ce lungime de undă are vârful spectrului corpului negru al stelei (lungimea de undă a luminii care este emisă cu cea mai mare intensitate).
Vârful unui spectru de corp negru scade în lungimea de undă pe măsură ce temperatura corpului negru crește. Aceasta este cunoscută sub numele de Legea deplasărilor din Wien.
O altă relație importantă pentru corpurile negre este legea Stefan-Boltzmann, care prevede că totalul energia emisă de un corp negru este proporțională cu temperatura sa absolută dusă la a patra putere: E ∝ T4.
Seria de emisii și absorbție de hidrogen
Liniile din spectrul hidrogenului sunt adesea împărțite în „serii” pe baza nivelului inferior de energie din tranziția lor.
Seria Lyman este seria tranzițiilor către sau de la starea de energie cea mai scăzută sau starea de bază. Fotonii care corespund acestor tranziții tind să aibă lungimi de undă în partea ultravioletă a spectrului.
Seria Balmer este seria tranzițiilor către sau din prima stare excitată, la un nivel deasupra stării fundamentale. (Cu toate acestea, nu contează tranziția între starea fundamentală și prima stare excitată, deoarece această tranziție face parte din seria Lyman.) Fotonii care corespund acestor tranziții tind să aibă lungimi de undă în partea vizibilă a spectru.
Tranzițiile către sau din a doua stare excitată se numesc seria Paschen, iar tranzițiile către sau din a treia stare excitată sunt numite seria Brackett. Aceste serii sunt foarte importante pentru cercetarea astronomică, deoarece hidrogenul este cel mai comun element din univers. Este, de asemenea, elementul principal care alcătuiește stelele.