Veliko informacij o vesolju dobite iz elektromagnetnega sevanja ali svetlobe, ki ga prejmete iz oddaljenih krajev vesolja. Z analizo te svetlobe lahko na primer določite sestavo meglic. Informacije, pridobljene s tem elektromagnetnim sevanjem, so v obliki spektrov ali svetlobnih vzorcev.
Ti vzorci nastanejo zaradi kvantne mehanike, ki narekuje, da imajo elektroni, ki krožijo okoli atomov, le posebne energije. Ta koncept lahko razumemo z uporaboBohrov modelatoma, ki prikazuje atom kot elektrone, ki krožijo okoli osrednjega jedra na zelo specifičnih nivojih energije.
Elektromagnetno sevanje in fotoni
V atomih imajo lahko elektroni samo diskretne energijske vrednosti, določen nabor možnih energijskih vrednosti pa je edinstven za vsak atomski element. Elektroni se lahko premikajo navzgor in navzdol po ravni energije tako, da absorbirajo ali oddajajo foton zelo specifičnega valovna dolžina (ustreza določeni količini energije, ki je enaka energijski razliki med ravni).
Posledično lahko elemente prepoznamo z ločenimi spektralnimi črtami, kjer se črte pojavljajo na valovnih dolžinah, ki ustrezajo energijskim razlikam med atomskimi nivoji energije elementa. Vzorec spektralnih črt je edinstven za vsak element, kar pomeni, da so spektri učinkovit način
Absorpcijski spektri se dobijo z bombardiranjem elementa s svetlobo z veliko valovnimi dolžinami in zaznavanjem, katere valovne dolžine se absorbirajo. Emisijski spekter dobimo s segrevanjem elementa, da sili elektrone v vzbujena stanja, nato pa zaznavanje valovnih dolžin svetlobe, ko se elektroni spet spustijo v nižja energetska stanja. Ti spektri bodo pogosto inverzni drug drugemu.
Spektroskopija je način, kako astronomi prepoznajo elemente v astronomskih objektih, kot so meglice, zvezde, planeti in planetarne atmosfere. Spektri lahko astronomom tudi povedo, kako hitro se astronomski objekt odmika ali proti Zemlji in za koliko je spekter določenega elementa rdeče ali modro premaknjen. (Ta premik spektra je posledica Dopplerjevega učinka.)
Če želite najti valovno dolžino ali frekvenco fotona, ki se odda ali absorbira skozi prehod nivoja elektronske energije, najprej izračunajte razliko v energiji med obema energijskima nivojema:
\ Delta E = -13,6 \ bigg (\ frac {1} {n_f ^ 2} - \ frac {1} {n_i ^ 2} \ bigg)
To energijsko razliko lahko nato uporabimo v enačbi za energijo fotonov,
\ Delta E = hf = \ frac {hc} {\ lambda}
kjer je h Planckova konstanta, f frekvenca in λ valovna dolžina fotona, ki se oddaja ali absorbira, c pa svetlobna hitrost.
Absorpcijski spektri
Ko na hladen (nizkoenergijski) plin pade neprekinjen spekter, bodo atomi v tem plinu absorbirali določene valovne dolžine svetlobe, značilne za njihovo sestavo.
Z odvzemom svetlobe, ki zapusti plin, in uporabo spektrografa, da ga ločimo na spekter valovne dolžine se bodo pojavile temne absorpcijske črte, ki so črte, kjer svetloba te valovne dolžine ni bila zaznano. To ustvariabsorpcijski spekter.
Natančna postavitev teh linij je značilna za atomsko in molekularno sestavo plina. Znanstveniki lahko vrstice berejo kot črtna koda in jim sporočajo, iz česa je sestavljen plin.
Emisijski spektri
Vroči plin pa je v vzbujenem stanju sestavljen iz atomov in molekul. Elektroni v atomih tega plina bodo skočili v nižja energetska stanja, ko bo plin oddajal svojo odvečno energijo. Pri tem se sprostijo zelo specifične valovne dolžine svetlobe.
Če vzamemo to svetlobo in jo s pomočjo spektroskopije ločimo na spekter valovnih dolžin, bodo svetle emisijske črte se pojavijo samo na določenih valovnih dolžinah, ki ustrezajo fotonom, ki se oddajajo, ko elektroni skočijo na nižjo energijo države. To ustvarja emisijski spekter.
Tako kot pri absorpcijskih spektrih je natančna postavitev teh linij značilna za atomsko in molekularno sestavo plina. Znanstveniki lahko vrstice berejo kot črtna koda in jim sporočajo, iz česa je sestavljen plin. Tudi značilne valovne dolžine so enake za obe vrsti spektrov. Temne črte v absorpcijskem spektru bodo ležale na istih mestih kot emisijske črte v emisijskem spektru.
Kirchoffovi zakoni spektralne analize
Leta 1859 je Gustav Kirchoff strnil spektre v tri jedrnata pravila:
Kirchoffov prvi zakon:svetleč trden, tekoč plin ali plin z visoko gostoto ustvarja neprekinjen spekter. To pomeni, da oddaja svetlobo vseh valovnih dolžin. Idealen primer tega je črno telo.
Kirchoffov drugi zakon:Vroč plin z nizko gostoto proizvaja emisijski spekter.
Tretji Kirchoffov zakon:Vir neprekinjenega spektra, gledan skozi hladen plin z nizko gostoto, ustvarja spekter absorpcijske linije.
Sevanje črnega telesa
Če je predmet pri temperaturi nad absolutno ničlo, oddaja sevanje. Črno telo je teoretični idealen objekt, ki absorbira vse valovne dolžine svetlobe in oddaja vse valovne dolžine svetlobe. Oddajal bo različne valovne dolžine svetlobe pri različnih jakostih, porazdelitev intenzitet pa se imenuje spekter črnih teles. Ta spekter je odvisen samo od temperature črnega telesa.
Fotoni različnih valovnih dolžin imajo različne energije. Če ima spekter črnih teles visokointenzivno oddajanje določene valovne dolžine, pomeni, da z veliko hitrostjo oddaja fotone te določene energije. Ta stopnja se imenuje tudipretok. Pretok vseh valovnih dolžin se bo povečeval s povečanjem temperature črnega telesa.
Astronomom je pogosto priročno, da zvezde oblikujejo kot črna telesa. Čeprav to ni vedno natančno, pogosto daje dobro oceno temperature zvezde z opazovanjem pri kakšno valovno dolžino doseže zvezdni spekter črnih teles (valovna dolžina svetlobe, ki je oddana z največjo intenzivnost).
Vrh spektra črnih teles se zmanjša na valovni dolžini, ko se temperatura črnega telesa poveča. To je znano kot Wienov zakon o premestitvi.
Druga pomembna povezava s črnimi telesi je zakon Štefana-Boltzmanna, ki navaja, da je vsota energija, ki jo oddaja črno telo, je sorazmerna njegovi absolutni temperaturi, izmerjeni na četrto stopnjo: E ∝ T4.
Serije emisij in absorpcije vodika
Linije v spektru vodika so pogosto razdeljene v "nize" glede na to, kakšna je nižja raven energije v njihovem prehodu.
Serija Lyman je serija prehodov v ali iz stanja z najnižjo energijo ali osnovnega stanja. Fotoni, ki ustrezajo tem prehodom, imajo v ultravijoličnem delu spektra valovne dolžine.
Balmerjeva serija je serija prehodov v prvo vzbujeno stanje ali iz njega, en nivo nad osnovnim stanjem. (Ne šteje pa prehoda med osnovnim in prvim vzbujenim stanjem, saj je ta prehod del serije Lyman.) Fotoni, ki ustrezajo tem prehodom, imajo navadno valovne dolžine v vidnem delu spektra.
Prehodi v drugo vzbujeno stanje ali iz njega se imenujejo Paschenova serija, prehodi v tretje vzbujeno stanje ali iz njega pa Brackettova serija. Te serije so zelo pomembne za astronomske raziskave, saj je vodik najpogostejši element v vesolju. Je tudi glavni element, ki tvori zvezde.