Значна частина інформації, яку ви отримуєте про Всесвіт, походить від електромагнітного випромінювання або світла, яке ви отримуєте з далеких куточків Всесвіту. Наприклад, аналізуючи те світло, ви можете визначити склад туманностей. Інформація, отримана від цього електромагнітного випромінювання, надходить у вигляді спектрів або світлових картин.
Ці закономірності формуються завдяки квантовій механіці, яка диктує, що електрони, що обертаються навколо атомів, можуть мати лише певні енергії. Це поняття можна зрозуміти, використовуючиМодель Бораатома, який зображує атом як електрони, що обертаються навколо центрального ядра на дуже специфічних енергетичних рівнях.
Електромагнітне випромінювання та фотони
В атомах електрони можуть мати лише дискретні значення енергії, а конкретний набір можливих значень енергії є унікальним для кожного атомного елемента. Електрони можуть рухатися вгору і вниз за рівнем енергії, поглинаючи або випромінюючи фотон дуже специфічного довжина хвилі (що відповідає конкретній кількості енергії, що дорівнює різниці енергій між рівні).
Як результат, елементи можна ідентифікувати за різними спектральними лініями, де лінії виникають на довжинах хвиль, що відповідають різниці енергій між атомними енергетичними рівнями елемента. Шаблон спектральних ліній є унікальним для кожного елемента, що означає, що спектри є ефективним способомвиявлення елементів, особливо з великої відстані або в дуже малих кількостях.
Спектри поглинання отримують, бомбардуючи елемент світлом багатьох довжин хвиль і визначаючи, які довжини хвиль поглинаються. Спектри випромінювання отримують нагріванням елемента, щоб змусити електрони перейти в збуджений стан, а потім виявляючи, які довжини хвиль світла випромінюються, коли електрони падають назад у нижчі енергетичні стани. Ці спектри часто будуть оберненими один до одного.
Спектроскопія - це те, як астрономи ідентифікують елементи в астрономічних об’єктах, такі як туманності, зірки, планети та планетарні атмосфери. Спектри також можуть сказати астрономам, як швидко астрономічний об'єкт віддаляється або спрямовується до Землі, і на скільки спектр певного елемента зміщений у червоний або синій колір. (Цей зсув спектру обумовлений ефектом Доплера.)
Щоб знайти довжину хвилі або частоту фотона, випроміненого або поглиненого через перехід рівня енергії електрона, спочатку обчисліть різницю в енергії між двома енергетичними рівнями:
\ Delta E = -13,6 \ bigg (\ frac {1} {n_f ^ 2} - \ frac {1} {n_i ^ 2} \ bigg)
Потім цю різницю енергій можна використовувати у рівнянні для енергії фотонів,
\ Delta E = hf = \ frac {hc} {\ lambda}
де h - постійна Планка, f - частота, λ - довжина хвилі фотона, що випромінюється або поглинається, а c - швидкість світла.
Спектри поглинання
Коли безперервний спектр падає на холодний (низькоенергетичний) газ, атоми цього газу поглинатимуть певні довжини хвиль світла, характерні для їх складу.
Беручи світло, що залишає газ, і використовуючи спектрограф, щоб розділити його на спектр довжини хвиль, з'являться темні лінії поглинання, які є лініями, де світла цієї довжини хвилі не було виявлено. Це створюєспектр поглинання.
Точне розміщення цих ліній характерно для атомного та молекулярного складу газу. Вчені можуть читати рядки, як штрих-код, повідомляючи їм, з чого складається газ.
Спектри викидів
Навпаки, гарячий газ складається з атомів і молекул у збудженому стані. Електрони в атомах цього газу будуть переходити до нижчих енергетичних станів, коли газ випромінює свою надлишкову енергію. При цьому вивільняються дуже конкретні довжини хвиль світла.
Беручи це світло і використовуючи спектроскопію, щоб розділити його на спектр довжин хвиль, яскраві лінії випромінювання будуть з'являються лише на певних довжинах хвиль, що відповідають фотонам, що випромінюються, коли електрони стрибають до нижчої енергії штатів. Це створює спектр випромінювання.
Подібно до спектрів поглинання, точне розміщення цих ліній характерно для атомного та молекулярного складу газу. Вчені можуть читати рядки, як штрих-код, повідомляючи їм, з чого складається газ. Крім того, характерні довжини хвиль однакові для обох типів спектрів. Темні лінії в спектрі поглинання будуть лежати в тих самих місцях, що і лінії випромінювання в спектрі випромінювання.
Закони спектрального аналізу Кірхоффа
У 1859 році Густав Кірхофф узагальнив спектри за трьома стислими правилами:
Перший закон Кірхоффа:світящийся твердий, рідкий газ або газ високої щільності створює безперервний спектр. Це означає, що він випромінює світло всіх довжин хвиль. Ідеальним прикладом цього є чорне тіло.
Другий закон Кірхоффа:Гарячий газ низької щільності утворює спектр лінії випромінювання.
Третій закон Кірхоффа:Джерело безперервного спектру, яке розглядається через холодний газ низької щільності, створює спектр лінії поглинання.
Випромінювання Чорного тіла
Якщо предмет знаходиться при температурі вище абсолютного нуля, він випромінює. Чорне тіло - це теоретичний ідеальний об'єкт, який поглинає всі довжини хвиль світла і випромінює всі довжини хвиль світла. Він буде випромінювати різні довжини хвиль світла з різною інтенсивністю, а розподіл інтенсивностей називається спектром чорного тіла. Цей спектр залежить лише від температури чорного тіла.
Фотони різної довжини хвилі мають різну енергію. Щоб спектр чорного тіла мав випромінювання високої інтенсивності певної довжини хвилі, це означає, що він випромінює фотони цієї енергії з високою швидкістю. Ця ставка також називаєтьсяпотік. Потік усіх довжин хвиль збільшуватиметься із збільшенням температури чорного тіла.
Астрономам часто зручно моделювати зірки як чорні тіла. Хоча це не завжди точно, воно часто дає хорошу оцінку температури зірки, спостерігаючи при яку довжину хвилі має пік спектру чорного тіла зірки (довжина хвилі світла, що випромінюється з найбільшою інтенсивність).
Пік спектру чорного тіла зменшується по довжині хвилі із збільшенням температури чорного тіла. Це відомо як Закон про переміщення населення Відня.
Іншим важливим відношенням для чорних тіл є закон Стефана-Больцмана, який говорить, що загальна енергія, що випромінюється чорним тілом, пропорційна його абсолютній температурі, прийнятій до четвертої потужності: E ∝ Т4.
Серія викидів та поглинання водню
Лінії в спектрі водню часто діляться на "ряди", виходячи з того, який нижчий рівень енергії при їх переході.
Серія Лаймана - це серія переходів до або з найнижчого енергетичного стану, або основного стану. Фотони, що відповідають цим переходам, мають, як правило, довжини хвиль в ультрафіолетовій частині спектра.
Серія Балмера - це серія переходів у перший збуджений стан або з нього, на один рівень над основним станом. (Однак він не враховує перехід між основним станом та першим збудженим станом, оскільки цей перехід є частиною Фотони, відповідні цим переходам, як правило, мають довжини хвиль у видимій частині спектру.
Переходи у другий збуджений стан або з нього називаються рядами Пашена, а переходи в третій збуджений стан або з нього - рядами Брекета. Ці серії дуже важливі для астрономічних досліджень, оскільки водень є найпоширенішим елементом у Всесвіті. Це також основний елемент, з якого складаються зірки.