Veľa informácií, ktoré o vesmíre získate, pochádza z elektromagnetického žiarenia alebo svetla, ktoré prijímate zo vzdialených končín vo vesmíre. Práve analýzou tohto svetla môžete určiť napríklad zloženie hmlovín. Informácie získané z tohto elektromagnetického žiarenia prichádzajú vo forme spektier alebo svetelných vzorov.
Tieto vzorce sa vytvárajú kvôli kvantovej mechanike, ktorá určuje, že elektróny obiehajúce okolo atómov môžu mať iba špecifické energie. Tento koncept možno pochopiť pomocouBohrov modelatómu, ktorý zobrazuje atóm ako elektróny obiehajúce okolo centrálneho jadra pri veľmi špecifických energetických úrovniach.
Elektromagnetické žiarenie a fotóny
V atómoch môžu mať elektróny iba diskrétne energetické hodnoty a konkrétny súbor možných energetických hodnôt je pre každý atómový prvok jedinečný. Elektróny sa môžu pohybovať hore a dole v energetickej úrovni absorbovaním alebo vyžarovaním veľmi špecifického fotónu vlnová dĺžka (zodpovedajúca konkrétnemu množstvu energie rovnému energetickému rozdielu medzi úrovne).
Výsledkom je, že prvky možno identifikovať podľa zreteľných spektrálnych čiar, kde sa čiary vyskytujú na vlnových dĺžkach zodpovedajúcich energetickým rozdielom medzi úrovňami atómovej energie prvku. Vzor spektrálnych čiar je pre každý prvok jedinečný, čo znamená, že spektrá sú efektívnym spôsobomidentifikačné prvky, najmä z veľkej vzdialenosti alebo vo veľmi malom množstve.
Absorpčné spektrá sa získavajú bombardovaním prvku svetlom mnohých vlnových dĺžok a zisťovaním, ktoré vlnové dĺžky sú absorbované. Emisné spektrá sa získavajú zahriatím prvku, aby sa elektróny dostali do excitovaných stavov a potom detekcia toho, ktoré vlnové dĺžky svetla sú emitované, keď elektróny klesajú späť do nižších energetických stavov. Tieto spektrá budú často navzájom inverzné.
Spektroskopia je spôsob, akým astronómovia identifikujú prvky v astronomických objektoch, ako sú hmloviny, hviezdy, planéty a planetárne atmosféry. Spektrá môžu tiež astronómom povedať, ako rýchlo sa astronomický objekt pohybuje preč alebo smerom k Zemi a o koľko je spektrum určitého prvku posunuté červeno alebo modro. (Toto posunutie spektra je dôsledkom Dopplerovho javu.)
Ak chcete zistiť vlnovú dĺžku alebo frekvenciu fotónu emitovaného alebo absorbovaného prechodom úrovne elektrónovej energie, najskôr vypočítajte rozdiel v energii medzi týmito dvoma úrovňami energie:
\ Delta E = -13,6 \ bigg (\ frac {1} {n_f ^ 2} - \ frac {1} {n_i ^ 2} \ bigg)
Tento energetický rozdiel potom môžeme použiť v rovnici pre energiu fotónov,
\ Delta E = hf = \ frac {hc} {\ lambda}
kde h je Planckova konštanta, f je frekvencia a λ je vlnová dĺžka emitovaného alebo absorbovaného fotónu a c je rýchlosť svetla.
Absorpčné spektrum
Keď na chladný (nízkoenergetický) plyn dopadá spojité spektrum, atómy v tomto plyne absorbujú špecifické vlnové dĺžky svetla charakteristické pre ich zloženie.
Pomocou svetla, ktoré opúšťa plyn, a pomocou spektrografu ho rozdeliť na spektrum vlnové dĺžky, objavia sa tmavé absorpčné čiary, čo sú čiary, kde svetlo tejto vlnovej dĺžky nebolo zistené. Takto sa vytvoríabsorpčné spektrum.
Presné umiestnenie týchto čiar je charakteristické pre atómové a molekulárne zloženie plynu. Vedci môžu čítať riadky ako čiarový kód, ktorý im hovorí, z čoho sa plyn skladá.
Emisné spektrum
Horúci plyn je naopak zložený z atómov a molekúl v excitovanom stave. Elektróny v atómoch tohto plynu skočia do nižších energetických stavov, keď plyn vyžaruje svoju prebytočnú energiu. Uvoľňujú sa pritom veľmi špecifické vlnové dĺžky svetla.
Keď vezmeme toto svetlo a pomocou spektroskopie ho rozdelíme na spektrum vlnových dĺžok, budú jasné emisné čiary sa objavujú iba pri špecifických vlnových dĺžkach zodpovedajúcich fotónom emitovaným, keď elektróny skočili na nižšiu energiu uvádza. Takto sa vytvára emisné spektrum.
Rovnako ako v prípade absorpčných spektier je presné umiestnenie týchto čiar charakteristické pre atómové a molekulárne zloženie plynu. Vedci môžu čítať riadky ako čiarový kód, ktorý im hovorí, z čoho sa plyn skladá. Charakteristické vlnové dĺžky sú tiež rovnaké pre obidva typy spektier. Tmavé čiary v absorpčnom spektre budú ležať na rovnakých miestach ako emisné čiary v emisnom spektre.
Kirchoffove zákony spektrálnej analýzy
V roku 1859 zhrnul Gustav Kirchoff spektrá do troch stručných pravidiel:
Kirchoffov prvý zákon:svetelný tuhý, kvapalný alebo plyn s vysokou hustotou vytvára kontinuálne spektrum. To znamená, že vyžaruje svetlo všetkých vlnových dĺžok. Ideálny príklad toho sa nazýva čierne telo.
Kirchoffov druhý zákon:Horúci plyn s nízkou hustotou vytvára spektrum emisnej čiary.
Kirchoffov tretí zákon:Kontinuálny zdroj spektra pozorovaný cez chladný plyn s nízkou hustotou vytvára spektrum absorpčnej čiary.
Blackbody Radiation
Ak má objekt teplotu nad absolútnou nulou, vyžaruje žiarenie. Čierne telo je teoretický ideálny objekt, ktorý absorbuje všetky vlnové dĺžky svetla a vyžaruje všetky vlnové dĺžky svetla. Bude vydávať rôzne vlnové dĺžky svetla pri rôznych intenzitách a distribúcia intenzít sa nazýva spektrum čiernych telies. Toto spektrum závisí iba od teploty čierneho telesa.
Fotóny rôznych vlnových dĺžok majú rôzne energie. To, že spektrum čiernych telies má vysokú intenzitu vyžarovania určitej vlnovej dĺžky, znamená, že emituje fotóny tejto konkrétnej energie vysokou rýchlosťou. Táto sadzba sa tiež nazývatok. Tok všetkých vlnových dĺžok sa bude zvyšovať so zvyšovaním teploty čierneho telesa.
Pre astronómov je často výhodné modelovať hviezdy ako čierne telesá. Aj keď to nie je vždy presné, často poskytuje dobrý odhad teploty hviezdy pozorovaním pri akú vlnovú dĺžku dosahuje vrchol spektra čiernych telies hviezdy (vlnová dĺžka svetla, ktoré je vyžarované najvyššou intenzita).
Vrchol spektra čierneho tela klesá s vlnovou dĺžkou so zvyšovaním teploty čierneho tela. Toto je známe ako Wienov zákon o vysídlení.
Ďalším dôležitým vzťahom k čiernym telám je zákon Stefan-Boltzmann, ktorý uvádza, že celkom energia emitovaná čiernym telesom je úmerná jeho absolútnej teplote vzatej na štvrtú mocninu: E ∝ T4.
Série emisie a absorpcie vodíka
Čiary v spektre vodíka sú často rozdelené do „sérií“ na základe toho, aká je ich energetická úroveň pri prechode.
Séria Lyman je séria prechodov do alebo z stavu najnižšej energie alebo základného stavu. Fotóny zodpovedajúce týmto prechodom majú tendenciu mať vlnové dĺžky v ultrafialovej časti spektra.
Séria Balmer je séria prechodov do alebo z prvého vzrušeného stavu, o jednu úroveň nad základným stavom. (Nezapočítava sa však prechod medzi základným stavom a prvým excitovaným stavom, pretože tento prechod je súčasťou Lymanova séria.) Fotóny zodpovedajúce týmto prechodom majú sklon mať vo viditeľnej časti vlnových dĺžok spektrum.
Prechody do alebo z druhého vzrušeného stavu sa nazývajú Paschenova séria a prechody do alebo z tretieho vzrušeného stavu sa nazývajú Brackettova séria. Tieto série sú pre astronomický výskum veľmi dôležité, pretože vodík je najbežnejším prvkom vo vesmíre. Je to tiež primárny prvok, ktorý vytvára hviezdy.