ข้อมูลส่วนใหญ่ที่คุณได้รับเกี่ยวกับจักรวาลมาจากการแผ่รังสีแม่เหล็กไฟฟ้า หรือแสงที่คุณได้รับจากจักรวาลอันไกลโพ้น การวิเคราะห์แสงนั้นทำให้คุณสามารถกำหนดองค์ประกอบของเนบิวลาได้ ตัวอย่างเช่น ข้อมูลที่ได้จากการแผ่รังสีแม่เหล็กไฟฟ้านี้มาในรูปของสเปกตรัมหรือรูปแบบแสง
รูปแบบเหล่านี้เกิดขึ้นเนื่องจากกลศาสตร์ควอนตัม ซึ่งกำหนดว่าอิเล็กตรอนที่โคจรรอบอะตอมสามารถมีพลังงานเฉพาะเท่านั้น แนวคิดนี้สามารถเข้าใจได้โดยใช้รุ่นบอร์ของอะตอม ซึ่งแสดงให้เห็นอะตอมว่าเป็นอิเล็กตรอนที่โคจรรอบนิวเคลียสกลางที่ระดับพลังงานจำเพาะ
การแผ่รังสีแม่เหล็กไฟฟ้าและโฟตอน
ในอะตอม อิเล็กตรอนสามารถมีค่าพลังงานที่ไม่ต่อเนื่อง และชุดของค่าพลังงานที่เป็นไปได้นั้นเฉพาะสำหรับแต่ละธาตุของอะตอม อิเล็กตรอนสามารถเคลื่อนที่ขึ้นและลงในระดับพลังงานได้โดยการดูดซับหรือปล่อยโฟตอนของโฟตอนที่เฉพาะเจาะจงมาก ความยาวคลื่น (สอดคล้องกับปริมาณพลังงานเฉพาะเท่ากับความแตกต่างของพลังงานระหว่าง ระดับ)
เป็นผลให้สามารถระบุองค์ประกอบด้วยเส้นสเปกตรัมที่แตกต่างกันโดยที่เส้นเกิดขึ้นที่ความยาวคลื่นที่สอดคล้องกับความแตกต่างของพลังงานระหว่างระดับพลังงานปรมาณูของธาตุ รูปแบบของเส้นสเปกตรัมจะมีลักษณะเฉพาะสำหรับแต่ละองค์ประกอบ ซึ่งหมายความว่าสเปกตรัมเป็นวิธีที่มีประสิทธิภาพของ
การระบุองค์ประกอบโดยเฉพาะอย่างยิ่งจากระยะไกลหรือในปริมาณที่น้อยมากสเปกตรัมการดูดกลืนแสงได้มาจากการทิ้งระเบิดองค์ประกอบด้วยแสงที่มีความยาวคลื่นหลายช่วงและตรวจจับความยาวคลื่นที่ถูกดูดซับ สเปกตรัมการปล่อยก๊าซได้มาจากการให้ความร้อนแก่องค์ประกอบเพื่อบังคับให้อิเล็กตรอนเข้าสู่สถานะที่ถูกกระตุ้น จากนั้น การตรวจจับความยาวคลื่นของแสงที่ปล่อยออกมาเมื่ออิเล็กตรอนตกลงสู่สถานะพลังงานที่ต่ำกว่า สเปกตรัมเหล่านี้มักจะเป็นสิ่งที่ตรงกันข้ามกัน
สเปกโทรสโกปีเป็นวิธีที่นักดาราศาสตร์ระบุองค์ประกอบในวัตถุทางดาราศาสตร์ เช่น เนบิวลา ดาวฤกษ์ ดาวเคราะห์ และชั้นบรรยากาศของดาวเคราะห์ สเปกตรัมยังสามารถบอกนักดาราศาสตร์ว่าวัตถุทางดาราศาสตร์เคลื่อนที่ออกไปหรือเข้าใกล้โลกได้เร็วเพียงใด และสเปกตรัมของธาตุบางชนิดจะเปลี่ยนเป็นสีแดงหรือสีน้ำเงินด้วยจำนวนเท่าใด (การเปลี่ยนแปลงของสเปกตรัมนี้เกิดจากผลกระทบของดอปเปลอร์)
ในการหาความยาวคลื่นหรือความถี่ของโฟตอนที่ปล่อยออกมาหรือดูดกลืนผ่านการเปลี่ยนระดับพลังงานอิเล็กตรอน ขั้นแรกให้คำนวณความแตกต่างของพลังงานระหว่างสองระดับพลังงาน:
\Delta E=-13.6\bigg(\frac{1}{n_f^2}-\frac{1}{n_i^2}\bigg)
ความแตกต่างของพลังงานนี้สามารถใช้ในสมการของพลังงานโฟตอน
\Delta E = hf=\frac{hc}{\lambda}
โดยที่ h คือค่าคงที่ของพลังค์ f คือความถี่ และ λ คือความยาวคลื่นของโฟตอนที่ถูกปล่อยออกมาหรือถูกดูดกลืน และ c คือความเร็วของแสง
สเปกตรัมการดูดซึม
เมื่อสเปกตรัมต่อเนื่องเกิดขึ้นกับก๊าซเย็น (พลังงานต่ำ) อะตอมในก๊าซนั้นจะดูดซับความยาวคลื่นเฉพาะของคุณลักษณะแสงขององค์ประกอบ
โดยนำแสงที่ออกจากก๊าซแล้วใช้สเปกโตรกราฟแยกออกเป็นสเปกตรัมของ ความยาวคลื่น เส้นดูดกลืนความมืดจะปรากฏขึ้น ซึ่งเป็นเส้นที่ไม่มีแสงของความยาวคลื่นนั้น ตรวจพบ สิ่งนี้ทำให้เกิดสเปกตรัมการดูดซึม.
ตำแหน่งที่แน่นอนของเส้นเหล่านั้นเป็นลักษณะขององค์ประกอบอะตอมและโมเลกุลของก๊าซ นักวิทยาศาสตร์สามารถอ่านบรรทัดต่างๆ ได้เหมือนกับบาร์โค้ดที่บอกว่าก๊าซประกอบด้วยอะไร
การปล่อยสเปกตรัมSpec
ในทางตรงกันข้าม ก๊าซร้อนประกอบด้วยอะตอมและโมเลกุลในสถานะตื่นเต้น อิเล็กตรอนในอะตอมของก๊าซนี้จะกระโดดไปยังสถานะพลังงานที่ต่ำลงเมื่อก๊าซแผ่พลังงานส่วนเกินออกไป ในการทำเช่นนั้น ความยาวคลื่นของแสงที่เฉพาะเจาะจงมากจะถูกปล่อยออกมา
โดยการนำแสงนี้และใช้สเปกโตรสโคปีเพื่อแยกออกเป็นสเปกตรัมของความยาวคลื่น เส้นการแผ่รังสีที่สว่างจะ ปรากฏเฉพาะที่ความยาวคลื่นเฉพาะที่สอดคล้องกับโฟตอนที่ปล่อยออกมาเมื่ออิเล็กตรอนกระโดดไปสู่พลังงานที่ต่ำกว่า รัฐ สิ่งนี้สร้างสเปกตรัมการปล่อย
เช่นเดียวกับสเปกตรัมการดูดกลืน การวางเส้นที่แน่นอนนั้นเป็นลักษณะเฉพาะขององค์ประกอบอะตอมและโมเลกุลของก๊าซ นักวิทยาศาสตร์สามารถอ่านบรรทัดต่างๆ ได้เหมือนกับบาร์โค้ดที่บอกว่าก๊าซประกอบด้วยอะไร นอกจากนี้ ความยาวคลื่นลักษณะเฉพาะจะเท่ากันสำหรับสเปกตรัมทั้งสองประเภท เส้นมืดในสเปกตรัมดูดกลืนจะอยู่ที่ตำแหน่งเดียวกับเส้นการปล่อยรังสีในสเปกตรัมการแผ่รังสี
กฎของการวิเคราะห์สเปกตรัมของ Kirchoff
ในปี ค.ศ. 1859 กุสตาฟ เคิร์ชอฟฟ์สรุปสเปกตรัมในกฎที่กระชับสามข้อ:
กฎข้อที่หนึ่งของ Kirchoff:ก๊าซที่เป็นของแข็ง ของเหลว หรือความหนาแน่นสูงที่ส่องสว่างจะสร้างสเปกตรัมที่ต่อเนื่อง ซึ่งหมายความว่ามันปล่อยแสงของความยาวคลื่นทั้งหมด ตัวอย่างในอุดมคติของสิ่งนี้เรียกว่าร่างดำ
กฎข้อที่สองของ Kirchoff:ก๊าซความหนาแน่นต่ำที่ร้อนจะสร้างสเปกตรัมของเส้นการปล่อยก๊าซ
กฎข้อที่สามของ Kirchoff:แหล่งกำเนิดสเปกตรัมต่อเนื่องที่มองผ่านก๊าซความหนาแน่นต่ำที่เย็นจัดจะทำให้เกิดสเปกตรัมของเส้นดูดกลืนแสง
การแผ่รังสีร่างกายดำ
ถ้าวัตถุมีอุณหภูมิสูงกว่าศูนย์สัมบูรณ์ มันจะปล่อยรังสีออกมา วัตถุสีดำเป็นวัตถุในอุดมคติทางทฤษฎีที่ดูดซับความยาวคลื่นของแสงทั้งหมดและปล่อยความยาวคลื่นของแสงทั้งหมด มันจะปล่อยความยาวคลื่นที่แตกต่างกันของแสงที่ความเข้มต่างกัน และการกระจายของความเข้มเรียกว่าสเปกตรัมของวัตถุดำ สเปกตรัมนี้ขึ้นอยู่กับอุณหภูมิของวัตถุดำเท่านั้น
โฟตอนที่มีความยาวคลื่นต่างกันมีพลังงานต่างกัน สำหรับสเปกตรัมของวัตถุดำที่มีการปล่อยความเข้มสูงของความยาวคลื่นหนึ่งหมายความว่ามันปล่อยโฟตอนของพลังงานนั้น ๆ ในอัตราที่สูง อัตรานี้เรียกอีกอย่างว่าฟลักซ์. ฟลักซ์ของความยาวคลื่นทั้งหมดจะเพิ่มขึ้นเมื่ออุณหภูมิของวัตถุสีดำเพิ่มขึ้น
มักสะดวกสำหรับนักดาราศาสตร์ในการสร้างแบบจำลองดาวฤกษ์เป็นวัตถุดำ แม้ว่าสิ่งนี้จะไม่ถูกต้องเสมอไป แต่ก็มักจะให้ค่าประมาณอุณหภูมิของดาวได้ดีโดยการสังเกตที่ ความยาวคลื่นของสเปกตรัมวัตถุสีดำของดาวฤกษ์ (ความยาวคลื่นของแสงที่ปล่อยออกมาสูงสุด ความรุนแรง)
จุดสูงสุดของสเปกตรัมของวัตถุสีดำจะลดลงตามความยาวคลื่นเมื่ออุณหภูมิของวัตถุสีดำเพิ่มขึ้น สิ่งนี้เรียกว่ากฎหมายการกระจัดของ Wien
ความสัมพันธ์ที่สำคัญอีกประการหนึ่งของ blackbodies คือกฎ Stefan-Boltzmann ซึ่งระบุว่า Total พลังงานที่ปล่อยออกมาจากวัตถุสีดำนั้นแปรผันตามอุณหภูมิสัมบูรณ์ที่นำมาเป็นกำลังที่สี่: E ∝ T4.
ซีรี่ส์การปล่อยและดูดซับไฮโดรเจน
เส้นสเปกตรัมของไฮโดรเจนมักจะแบ่งออกเป็น "อนุกรม" ตามระดับพลังงานที่ต่ำกว่าในการเปลี่ยนแปลง
ซีรี่ส์ Lyman คือชุดของการเปลี่ยนผ่านไปยังหรือจากสถานะพลังงานต่ำสุดหรือสถานะพื้นดิน โฟตอนที่สอดคล้องกับการเปลี่ยนแปลงเหล่านี้มักจะมีความยาวคลื่นในส่วนอัลตราไวโอเลตของสเปกตรัม
ซีรีส์ Balmer คือชุดของการเปลี่ยนผ่านไปยังหรือจากสถานะตื่นเต้นครั้งแรก ซึ่งอยู่เหนือระดับพื้นดินหนึ่งระดับ (อย่างไรก็ตาม ไม่นับการเปลี่ยนแปลงระหว่างสถานะภาคพื้นดินและสภาวะตื่นเต้นครั้งแรก เนื่องจากการเปลี่ยนแปลงนั้นเป็นส่วนหนึ่งของ ซีรี่ส์ Lyman) โฟตอนที่สอดคล้องกับการเปลี่ยนแปลงเหล่านี้มักจะมีความยาวคลื่นในส่วนที่มองเห็นได้ของ คลื่นความถี่.
การเปลี่ยนผ่านไปยังหรือจากสถานะตื่นเต้นที่สองเรียกว่าอนุกรม Paschen และการเปลี่ยนผ่านเป็นหรือจากสถานะตื่นเต้นที่สามเรียกว่าซีรี่ส์ Brackett ชุดข้อมูลเหล่านี้มีความสำคัญมากสำหรับการวิจัยทางดาราศาสตร์ เนื่องจากไฮโดรเจนเป็นองค์ประกอบที่พบบ่อยที่สุดในจักรวาล นอกจากนี้ยังเป็นองค์ประกอบหลักที่ประกอบเป็นดาว