Много информација о универзуму које добијате долази од електромагнетног зрачења или светлости које добијате из далеких крајева универзума. Анализом те светлости можете на пример да одредите састав маглина. Информације добијене овим електромагнетним зрачењем долазе у облику спектра или светлосних образаца.
Ови обрасци настају због квантне механике која налаже да електрони који круже око атома могу имати само одређене енергије. Овај концепт се може разумети помоћуБоров моделатома, који атом приказује као електроне који круже око централног језгра на врло специфичним нивоима енергије.
Електромагнетно зрачење и фотони
У атомима електрони могу имати само дискретне вредности енергије, а одређени скуп могућих енергетских вредности јединствен је за сваки атомски елемент. Електрони се могу кретати горе-доле у нивоу енергије упијајући или емитујући фотон врло специфичног таласна дужина (која одговара одређеној количини енергије једнакој енергетској разлици између нивоа).
Као резултат, елементи се могу идентификовати различитим спектралним линијама, где се линије јављају на таласним дужинама које одговарају енергетским разликама између нивоа атомске енергије елемента. Узорак спектралних линија јединствен је за сваки елемент, што значи да су спектри ефикасан начин
идентификовање елемената, посебно са велике даљине или у врло малим количинама.Апсорпциони спектри се добијају бомбардирањем елемента светлошћу многих таласних дужина и откривањем којих се таласних дужина апсорбује. Емисиони спектри се добијају загревањем елемента ради присиле електрона у побуђена стања, а затим откривајући које се таласне дужине светлости емитују док се електрони враћају у нижа енергетска стања. Ови спектри ће често бити инверзни једни другима.
Спектроскопија је начин на који астрономи идентификују елементе у астрономским објектима, попут маглина, звезда, планета и планетарних атмосфера. Спектри такође могу рећи астрономима колико се брзо астрономски објекат удаљава или према Земљи и за колико је спектар одређеног елемента померен црвено или плаво. (До овог померања спектра долази због Допплер-овог ефекта.)
Да бисте пронашли таласну дужину или фреквенцију фотона који се емитује или апсорбује кроз прелазак нивоа електронске енергије, прво израчунајте разлику у енергији између два енергетска нивоа:
\ Делта Е = -13,6 \ бигг (\ фрац {1} {н_ф ^ 2} - \ фрац {1} {н_и ^ 2} \ бигг)
Ова енергетска разлика се затим може користити у једначини за енергију фотона,
\ Делта Е = хф = \ фрац {хц} {\ ламбда}
где је х Планцкова константа, ф је фреквенција, а λ је таласна дужина фотона који се емитује или апсорбује, а ц је брзина светлости.
Спектри за апсорпцију
Када континуирани спектар пада на хладан (нискоенергетски) гас, атоми у том гасу ће апсорбовати одређене таласне дужине светлости карактеристичне за њихов састав.
Узимајући светлост која напушта гас и користећи спектрограф да га одвоји у спектар таласне дужине, појавиће се тамне апсорпционе линије, а то су линије на којима светлост те таласне дужине није била откривена. Ово ствараспектар апсорпције.
Тачно постављање тих линија карактеристично је за атомски и молекуларни састав гаса. Научници могу читати редове попут бар кода који им говори од чега се гас састоји.
Емисиони спектри
Врући гас, за разлику од њега, састоји се од атома и молекула у побуђеном стању. Електрони у атомима овог гаса ће скочити у нижа енергетска стања док гас зрачи своју вишак енергије. При томе се ослобађају врло специфичне таласне дужине светлости.
Узимајући ову светлост и користећи спектроскопију да је одвоје у спектар таласних дужина, светле емисионе линије ће појављују се само на одређеним таласним дужинама које одговарају фотонима емитованим када су електрони скочили на нижу енергију државе. Ово ствара спектар емисије.
Баш као и код апсорпционих спектра, тачно постављање тих линија карактеристично је за атомски и молекуларни састав гаса. Научници могу читати редове попут бар кода који им говори од чега се гас састоји. Такође, карактеристичне таласне дужине су исте за обе врсте спектра. Тамне линије у спектру апсорпције лежаће на истим местима као и емисионе линије у спектру емисије.
Кирцхоффови закони спектралне анализе
1859. Густав Кирцхофф је резимирао спектре у три сажета правила:
Кирцхоффов први закон:светли чврсти, течни гас или гас високе густине ствара континуирани спектар. То значи да емитује светлост свих таласних дужина. Идеалан пример за то је црно тело.
Кирцхофф-ов други закон:Врући гас мале густине ствара емисиони спектар.
Трећи Кирцхоффов закон:Континуирани извор спектра посматран кроз хладан гас ниске густине даје спектар апсорпционе линије.
Зрачење црног тела
Ако је објекат на температури изнад апсолутне нуле, он емитује зрачење. Црно тело је теоретски идеалан објекат који апсорбује све таласне дужине светлости и емитује све таласне дужине светлости. Емитираће различите таласне дужине светлости са различитим интензитетима, а расподела интензитета назива се спектар црних тела. Овај спектар зависи само од температуре црног тела.
Фотони различитих таласних дужина имају различите енергије. Да би спектар црних тела имао емисију високог интензитета одређене таласне дужине, значи да он емитује фотоне те одређене енергије великом брзином. Ова стопа се назива ифлукс. Ток свих таласних дужина ће се повећавати како се температура црног тела повећава.
Астрономима је често згодно да звезде моделирају као црна тела. Иако ово није увек тачно, често пружа добру процену температуре звезде посматрањем на коју таласну дужину досеже спектар црних тела звезде (таласна дужина светлости која се емитује са највећом интензитет).
Врх спектра црних тела смањује се у таласној дужини како се температура црног тела повећава. Ово је познато као Бечки закон о расељавању.
Друга важна веза за црна тела је Штефан-Болтзманнов закон, који каже да је укупан енергија коју емитује црно тело пропорционална је њеној апсолутној температури однетој на четврту меру: Е. ∝ Т.4.
Серије емисије и апсорпције водоника
Линије у спектру водоника су често подељене у „низове“ на основу тога који је нижи ниво енергије у њиховој транзицији.
Лиманова серија је серија прелаза у или из стања најниже енергије или основног стања. Фотони који одговарају овим прелазима имају тенденцију да имају таласне дужине у ултраљубичастом делу спектра.
Балмерова серија је серија прелаза у прво побуђено стање или из њега, један ниво изнад основног стања. (Међутим, не рачуна се прелаз између основног стања и првог побуђеног стања, чији је тај прелаз део серија Лиман.) Фотони који одговарају овим прелазима имају тенденцију да имају таласне дужине у видљивом делу спектра.
Прелази у или из другог побуђеног стања називају се Пасцхенов низ, а прелази у или из трећег побуђеног стања називају се Брацкетт-ови низови. Ове серије су веома важне за астрономска истраживања, јер је водоник најчешћи елемент у свемиру. Такође је примарни елемент који чини звезде.