Спектры поглощения и излучения: что это такое и в чем разница?

Большая часть информации, которую вы получаете о Вселенной, исходит от электромагнитного излучения или света, который вы получаете из далеких уголков Вселенной. Например, анализируя этот свет, вы можете определить состав туманностей. Информация, полученная от этого электромагнитного излучения, поступает в виде спектров или световых узоров.

Эти закономерности сформированы из-за квантовой механики, которая диктует, что электроны, вращающиеся вокруг атомов, могут иметь только определенные энергии. Эту концепцию можно понять, используяМодель Бораатома, который изображает атом как электроны, вращающиеся вокруг центрального ядра на очень определенных уровнях энергии.

В атомах электроны могут иметь только дискретные значения энергии, и конкретный набор возможных значений энергии уникален для каждого атомного элемента. Электроны могут двигаться вверх и вниз по уровню энергии, поглощая или испуская фотон очень специфического длина волны (соответствует определенному количеству энергии, равному разнице энергий между уровней).

В результате элементы могут быть идентифицированы по отдельным спектральным линиям, где линии встречаются на длинах волн, соответствующих разнице энергий между атомными уровнями энергии элемента. Структура спектральных линий уникальна для каждого элемента, что означает, что спектры являются эффективным способомидентифицирующие элементы, особенно с большого расстояния или в очень небольших количествах.

Спектры поглощения получают путем бомбардировки элемента светом многих длин волн и определения того, какие длины волн поглощаются. Спектры излучения получают путем нагревания элемента для перевода электронов в возбужденное состояние, а затем определение длин волн света, излучаемых при падении электронов в более низкоэнергетические состояния. Эти спектры часто противоположны друг другу.

Спектроскопия - это то, как астрономы идентифицируют элементы в астрономических объектах, таких как туманности, звезды, планеты и атмосферы планет. Спектры также могут сказать астрономам, как быстро астрономический объект удаляется или приближается к Земле, и насколько спектр определенного элемента смещается в красную или синюю область. (Это смещение спектра связано с эффектом Доплера.)

Чтобы найти длину волны или частоту фотона, испускаемого или поглощаемого при переходе уровня энергии электрона, сначала вычислите разницу в энергии между двумя уровнями энергии:

Затем эту разность энергий можно использовать в уравнении для энергии фотона:

где h - постоянная Планка, f - частота, λ - длина волны испускаемого или поглощаемого фотона, а c - скорость света.

Когда непрерывный спектр падает на холодный (низкоэнергетический) газ, атомы в этом газе будут поглощать световые волны определенной длины, характерные для их состава.

Взяв свет, выходящий из газа, и с помощью спектрографа разделил его на спектр длины волн, появятся темные линии поглощения, которые представляют собой линии, в которых свет этой длины волны не был обнаружен. Это создаетспектр поглощения​.

Точное расположение этих линий характерно для атомного и молекулярного состава газа. Ученые могут читать строки как штрих-код, сообщающий им, из чего состоит газ.

Напротив, горячий газ состоит из атомов и молекул в возбужденном состоянии. Электроны в атомах этого газа будут перескакивать в более низкие энергетические состояния, поскольку газ излучает свою избыточную энергию. При этом излучаются световые волны очень определенной длины.

Взяв этот свет и используя спектроскопию, чтобы разделить его на спектр длин волн, яркие линии излучения будут появляются только на определенных длинах волн, соответствующих фотонам, испускаемым, когда электроны перескакивают на более низкую энергию состояния. Это создает спектр излучения.

Как и в случае со спектрами поглощения, точное расположение этих линий характерно для атомного и молекулярного состава газа. Ученые могут читать строки как штрих-код, сообщающий им, из чего состоит газ. Кроме того, характерные длины волн одинаковы для обоих типов спектров. Темные линии в спектре поглощения будут находиться в тех же местах, что и линии излучения в спектре излучения.

В 1859 году Густав Кирхгоф резюмировал спектры в трех кратких правилах:

​Первый закон Кирхгофа:светящееся твердое вещество, жидкость или газ с высокой плотностью дает непрерывный спектр. Это означает, что он излучает свет всех длин волн. Идеальный пример этого - черное тело.

​Второй закон Кирхгофа:Горячий газ с низкой плотностью дает спектр излучения в виде линий.

​Третий закон Кирхгофа:Источник непрерывного спектра, наблюдаемый через холодный газ с низкой плотностью, дает спектр в виде линий поглощения.

Если объект имеет температуру выше абсолютного нуля, он испускает излучение. Черное тело - это теоретический идеальный объект, который поглощает все длины волн света и излучает все длины волн света. Он будет излучать свет разных длин волн с разной интенсивностью, а распределение интенсивностей называется спектром черного тела. Этот спектр зависит только от температуры черного тела.

Фотоны разной длины волны имеют разную энергию. Наличие в спектре абсолютно черного тела излучения высокой интенсивности с определенной длиной волны означает, что он испускает фотоны этой конкретной энергии с высокой скоростью. Эта ставка также называетсяпоток. Поток всех длин волн будет увеличиваться по мере увеличения температуры черного тела.

Астрономам часто удобно моделировать звезды как черные тела. Хотя это не всегда точно, он часто дает хорошую оценку температуры звезды, наблюдая на на какой длине волны спектр черного тела звезды достигает максимума (длина волны света, излучаемого с наибольшей интенсивность).

Пик спектра черного тела уменьшается по длине волны с увеличением температуры черного тела. Это известно как закон смещения Вина.

Еще одно важное соотношение для черных тел - это закон Стефана-Больцмана, который гласит, что общая энергия, излучаемая черным телом, пропорциональна его абсолютной температуре, взятой в четвертой степени: E ∝ Т⁴.

Линии в спектре водорода часто делятся на «серии» в зависимости от того, каков нижний энергетический уровень их перехода.

Серия Лаймана - это серия переходов в или из состояния с самой низкой энергией или основного состояния. Фотоны, соответствующие этим переходам, обычно имеют длины волн в ультрафиолетовой части спектра.

Серия Бальмера - это серия переходов в первое возбужденное состояние или из него, на один уровень выше основного. (Однако он не учитывает переход между основным состоянием и первым возбужденным состоянием, поскольку этот переход является частью серии Лаймана.) Фотоны, соответствующие этим переходам, как правило, имеют длины волн в видимой части спектра. спектр.

Переходы во второе возбужденное состояние или из него называются серией Пашена, а переходы в третье возбужденное состояние или из него - серией Брэкетта. Эти серии очень важны для астрономических исследований, поскольку водород - самый распространенный элемент во Вселенной. Это также основной элемент, из которого состоят звезды.