Mycket av den information du får om universum kommer från elektromagnetisk strålning eller ljus som du får från avlägsna sträckor i universum. Det är genom att analysera det ljuset som du till exempel kan bestämma sammansättningen av nebulosor. Den information som erhålls från denna elektromagnetiska strålning kommer i form av spektra eller ljusmönster.
Dessa mönster bildas på grund av kvantmekanik, som dikterar att elektroner som kretsar kring atomer bara kan ha specifika energier. Detta koncept kan förstås med hjälp avBohr-modellav atomen, som visar atomen som elektroner som kretsar kring en central kärna vid mycket specifika energinivåer.
Elektromagnetisk strålning och foton
I atomer kan elektroner bara ha diskreta energivärden, och den specifika uppsättningen möjliga energivärden är unik för varje atomelement. Elektroner kan röra sig upp och ner i energinivå genom att absorbera eller avge en foton av en mycket specifik våglängd (motsvarande en viss mängd energi lika med energidifferensen mellan nivåer).
Som ett resultat kan element identifieras med distinkta spektrallinjer, där linjerna förekommer vid våglängderna som motsvarar energidifferenser mellan elementets atomenerginivåer. Mönstret av spektrallinjer är unikt för varje element, vilket innebär att spektra är ett effektivt sätt attidentifierande element, särskilt från långa avstånd eller i mycket små mängder.
Absorptionsspektra erhålls genom att bombardera ett element med ljus med många våglängder och detektera vilka våglängder som absorberas. Utsläppsspektra erhålls genom att värma elementet för att tvinga elektronerna till upphetsade tillstånd, och sedan upptäcka vilka våglängder av ljus som sänds ut när elektronerna faller tillbaka till lägre energitillstånd. Dessa spektra kommer ofta att vara motsatta av varandra.
Spektroskopi är hur astronomer identifierar element i astronomiska objekt, såsom nebulosor, stjärnor, planeter och planetariska atmosfärer. Spektren kan också berätta för astronomer hur snabbt ett astronomiskt objekt rör sig bort eller mot jorden, och hur mycket spektrumet för ett visst element är rött eller blått skiftat. (Denna spektrumförskjutning beror på Doppler-effekten.)
För att hitta våglängden eller frekvensen för en foton som emitteras eller absorberas genom en elektronenerginivåövergång beräknar du först skillnaden i energi mellan de två energinivåerna:
\ Delta E = -13.6 \ bigg (\ frac {1} {n_f ^ 2} - \ frac {1} {n_i ^ 2} \ bigg)
Denna energidifferens kan sedan användas i ekvationen för fotonenergi,
\ Delta E = hf = \ frac {hc} {\ lambda}
där h är Plancks konstant, f är frekvensen och λ är våglängden för foton som emitteras eller absorberas, och c är ljusets hastighet.
Absorptionsspektra
När ett kontinuerligt spektrum inträffar på en sval (lågenergi) gas, kommer atomerna i den gasen att absorbera specifika våglängder för ljus som är karakteristiska för deras sammansättning.
Genom att ta ljuset som lämnar gasen och använda en spektrograf för att separera den i ett spektrum av våglängder kommer mörka absorptionslinjer att visas, vilket är linjer där ljuset av den våglängden inte var upptäcktes. Detta skapar enabsorptionsspektrum.
Den exakta placeringen av dessa linjer är karakteristisk för gasens atomära och molekylära sammansättning. Forskare kan läsa raderna som en streckkod som berättar för dem vad gasen består av.
Emission Spectra
En het gas, däremot, består av atomer och molekyler i ett upphetsat tillstånd. Elektronerna i atomen hos denna gas kommer att hoppa till lägre energitillstånd när gasen strålar bort sin överskottsenergi. På så sätt släpps mycket specifika våglängder av ljus.
Genom att ta detta ljus och använda spektroskopi för att separera det i ett spektrum av våglängder kommer ljusa emissionslinjer visas endast vid de specifika våglängder som motsvarar de fotoner som sänds ut när elektronerna hoppade till lägre energi stater. Detta skapar ett utsläppsspektrum.
Precis som med absorptionsspektra är den exakta placeringen av dessa linjer karakteristisk för gasens atomära och molekylära sammansättning. Forskare kan läsa raderna som en streckkod som berättar för dem vad gasen består av. Dessutom är de karakteristiska våglängderna desamma för båda typerna av spektra. De mörka linjerna i absorptionsspektrumet kommer att ligga på samma platser som emissionslinjerna i emissionsspektrumet.
Kirchoffs lagar om spektralanalys
År 1859 sammanfattade Gustav Kirchoff spektra i tre kortfattade regler:
Kirchoffs första lag:en lysande fast, flytande eller högdensitetsgas producerar ett kontinuerligt spektrum. Detta betyder att den avger ljus från alla våglängder. Ett idealiskt exempel på detta kallas en svart kropp.
Kirchoffs andra lag:En het lågdensitetsgas producerar ett utsläppslinjespektrum.
Kirchoffs tredje lag:En kontinuerlig spektrumkälla betraktad genom en sval gas med låg densitet producerar ett absorptionsledningsspektrum.
Blackbody-strålning
Om ett objekt har en temperatur över absolut noll avger det strålning. En svart kropp är det teoretiska idealiska objektet som absorberar alla ljusets våglängder och avger alla ljusets våglängder. Det kommer att avge olika våglängder av ljus vid olika intensiteter, och fördelningen av intensiteter kallas blackbody-spektrumet. Detta spektrum beror bara på temperaturen på den svarta kroppen.
Fotoner med olika våglängder har olika energier. För att ett svartkroppsspektrum ska ha en hög intensitetsemission av en viss våglängd betyder det att det avger fotoner av just den energin i hög hastighet. Denna hastighet kallas ocksåflöde. Flödet av alla våglängder kommer att öka när temperaturen på den svarta kroppen ökar.
Det är ofta bekvämt för astronomer att modellera stjärnor som svartkroppar. Även om detta inte alltid är korrekt, ger det ofta en bra uppskattning av stjärnans temperatur genom att observera vid vilken våglängd stjärnans svarta kroppsspektrum toppar (våglängden för ljus som utsänds med den högsta intensitet).
Toppen av ett svartkroppsspektrum minskar i våglängd när temperaturen på svartkroppen ökar. Detta är känt som Wien's Displacement Law.
En annan viktig relation för blackbodies är Stefan-Boltzmann-lagen, som säger att summan energi som sänds ut av en svart kropp är proportionell mot dess absoluta temperatur till den fjärde effekten: E. ∝ T4.
Väteutsläpp och absorptionsserier
Linjerna i vätgas spektrum är ofta uppdelade i "serier" baserat på vad den lägre energinivån i deras övergång är.
Lyman-serien är en serie övergångar till eller från det lägsta energitillståndet eller jordtillståndet. Fotonerna som motsvarar dessa övergångar tenderar att ha våglängder i den ultravioletta delen av spektrumet.
Balmer-serien är övergångsserien till eller från det första upphetsade tillståndet, en nivå ovanför marktillståndet. (Det räknar dock inte övergången mellan marktillstånd och första upphetsat tillstånd, eftersom den övergången är en del av Lyman-serien.) Fotonerna som motsvarar dessa övergångar tenderar att ha våglängder i den synliga delen av spektrum.
Övergångar till eller från det andra upphetsade tillståndet kallas Paschen-serien, och övergångar till eller från det tredje upphetsade tillståndet kallas Brackett-serien. Dessa serier är mycket viktiga för astronomisk forskning, eftersom väte är det vanligaste elementet i universum. Det är också det primära elementet som utgör stjärnor.