Астрономија

Зашто посматрамо спектралне линије специфичне енергије?

Зашто посматрамо спектралне линије специфичне енергије?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Основа моје забуне је у томе што атомске орбитале, чак и када су тачно описане квантним бројевима, имају одређене енергије, што значи да представљају својствене властите таласне функције. Они су стационарна стања и самим тим одвојена решења Сцхродингерове једначине. Општа таласна функција електрона је, међутим, линеарна комбинација таквих стања, тако да опште решење нема одређену енергију. Ипак, посматрамо дискретне спектралне линије на одређеним таласним дужинама (уз одређено ширење).

Зашто посматрамо спектралне линије специфичне енергије када су таласна функција електрона у атому линеарне комбинације сопствених стања енергије?

Чини се да су спектралне линије које се посматрају само својствени енергенти, док је, према квантној механици, таласна репрезентација електрона линеарна комбинација тих стања.


Када се догоди интеракција која резултира апсорпцијом или емисијом фотона, немамо посла са стационарним стањима. Стационарна стања су решења временски независне Сцхродингерове једначине, али апсорпција и емисија фотона је временски зависан феномен.

Спектралне линије заправо немају одређену енергију. Имају природну ширину повезану са временом потребним за настанак транзиције.

Вероватноћа да би се могао догодити прелаз који резултира апсорпцијом или емисијом фотона дате фреквенције може се решити само разматрањем временски зависног Хамилтониана. Оно што се налази је да вероватноће преласка постају велике за фреквенције блиске онима које одговарају енергетским разликама између стационарних стања.


Садржај

Спектралне линије су резултат интеракције између квантног система (обично атома, али понекад молекула или атомских језгара) и једног фотона. Када фотон има приближно праву количину енергије (која је повезана са његовом фреквенцијом) [2] да дозволи промену енергетског стања система (у случају атома то су обично орбителе које мењају електрон), фотон се апсорбује. Тада ће бити спонтано поново емитован, било у истој фреквенцији као и оригинал или у каскади, где ће зброј енергија емитованих фотона бити једнак енергији апсорбованог (под претпоставком да се систем врати у првобитни стање). [ потребан навод ]

Спектрална линија се може посматрати или као емисиона линија или ан апсорпциона линија. Који тип водова се примећује зависи од врсте материјала и његове температуре у односу на други извор емисије. Линија апсорпције настаје када фотони из врућег извора широког спектра прођу кроз хладан материјал. Интензитет светлости, у уском фреквенцијском опсегу, смањује се услед упијања материја и поновне емисије у случајним правцима. Супротно томе, светла емисиона линија настаје када се фотони из врућег материјала детектују у присуству широког спектра хладног извора. Интензитет светлости, у уском фреквенцијском опсегу, повећава се услед емисије материјала.

Спектралне линије су високо специфичне за атом и могу се користити за идентификацију хемијског састава било ког медија који може пропустити светлост кроз њега. Спектроскопским средствима откривено је неколико елемената, укључујући хелијум, талијум и цезијум. Спектралне линије такође зависе од физичких услова гаса, па се широко користе за одређивање хемијског састава звезда и других небеских тела који се не могу анализирати другим средствима, као и њихових физичких услова.

Механизми који нису интеракција атом-фотон могу произвести спектралне линије. У зависности од тачне физичке интеракције (са молекулима, појединачним честицама, итд.), Фреквенција укључених фотона ће се широко разликовати, а линије се могу посматрати у читавом електромагнетном спектру, од радио таласа до гама зрака.

Јаке спектралне линије у видљивом делу спектра често имају јединствену ознаку Фраунхоферове линије, као нпр К. за линију на 393.366 нм која излази из појединачно јонизованог Ца +, мада су неке Фраунхоферове „линије“ мешавине више линија из неколико различитих врста. У осталим случајевима линије се означавају према нивоу јонизације додавањем римског броја ознаци хемијског елемента, тако да Ца + такође има ознаку Ца ИИ или Ца ИИ. Неутрални атоми су означени римским бројем И, појединачно јонизовани атоми са ИИ, и тако даље, тако да, на пример, Фе ИКС (ИКС, римска деветка) представља осам пута јонизовано гвожђе.

Детаљније ознаке обично укључују таласну дужину линије и могу садржати вишеструки број (за атомске линије) или ознаку опсега (за молекуларне линије). Многе спектралне линије атомског водоника такође имају ознаке у одговарајућим серијама, као што су Лиманова серија или Балмерова серија. Првобитно су све спектралне линије класификоване у серије: Серија принципа, Оштре серије, и Дифузне серије. Те серије постоје у атомима свих елемената, а обрасци за све атоме добро су предвиђени Ридберг-Ритз-овом формулом. Из тог разлога, база података НИСТ спектралних линија садржи колону за Ритз израчунате линије. Ове серије су касније повезане са суборбиталима.

Постоји низ ефеката који контролишу облик спектралне линије. Спектрална линија се простире у опсегу фреквенција, а не ни на једној фреквенцији (тј. Има нула-ширину линије). Поред тога, његово средиште може се померити са номиналне централне таласне дужине. Постоји неколико разлога за ово ширење и промену. Ови разлози се могу поделити у две опште категорије - проширење због локалних услова и проширење због проширених услова. Ширење услед локалних услова настаје услед ефеката који се задржавају у малом региону око емитованог елемента, обично довољно малом да обезбеди локалну термодинамичку равнотежу. Ширење услед продужених услова може произаћи из промена у спектралној расподели зрачења док пролази пут до посматрача. Такође може произаћи из комбинације зрачења из већег броја региона који су удаљени један од другог.

Проширење због локалних ефеката Уреди

Природно ширење Уреди

Животни век узбуђених стања резултира природним ширењем, такође познатим као животно проширење. Принцип несигурности повезује животни век побуђеног стања (услед спонтаног зрачења или Аугеровог процеса) са неизвесношћу његове енергије. Кратки животни век имаће велику енергетску несигурност и широку емисију. Овај ефекат проширења резултира непромењеним Лорентзијевим профилом. Природно ширење може се експериментално изменити само до те мере да се стопе пропадања могу вештачки сузбити или појачати. [3]

Термално доплерско ширење Уреди

Атоми у гасу који емитују зрачење имаће расподелу брзина. Сваки емитовани фотон биће „црвено“ или „плаво“ премештен Допплеровим ефектом, у зависности од брзине атома у односу на посматрача. Што је температура гаса виша, то је шира расподела брзина у гасу. Будући да је спектрална линија комбинација свих емитованих зрачења, што је температура гаса виша, то је шира спектрална линија емитована од тог гаса. Овај ефекат ширења описан је Гауссовим профилом и нема повезаног померања.

Проширење притиска Уреди

Присуство честица у близини утицаће на зрачење које емитује појединачна честица. Постоје два ограничавајућа случаја када се то догађа:

  • Проширење ударног притиска или колизијско ширење: Судар осталих честица са честицом која емитује светлост прекида процес емисије, а скраћивањем карактеристичног времена процеса повећава несигурност у емитованој енергији (као што се дешава у природном ширењу). [4] Трајање судара је много краће од животног века процеса емисије. Овај ефекат зависи и од густине и од температуре гаса. Ефекат ширења описан је Лорентзијевим профилом и можда постоји придружени помак.
  • Квазистатичко ширење притиска: Присуство других честица помера нивое енергије у емитованој честици, [потребно појашњење] чиме се мења фреквенција емитованог зрачења. Трајање утицаја је много дуже од животног века процеса емисије. Овај ефекат зависи од густине гаса, али је прилично неосетљив на температуру. Облик линијског профила одређен је функционалним обликом силе која узнемирава у односу на удаљеност од честице која узнемирава. Такође може доћи до померања у центру линије. Општи израз за линијски облик који настаје квазистатичким ширењем притиска је 4-параметарска генерализација Гауссове расподеле позната као стабилна расподела. [5]

Проширење притиска такође се може класификовати према природи силе која узнемирава на следећи начин:

  • Линеарно Старково ширење настаје линеарним Старковим ефектом, који је резултат интеракције емитора са електричним пољем наелектрисане честице на удаљености р < дисплаистиле р>, узрокујући померање енергије која је линеарна у јачини поља. (Δ Е ∼ 1 / р 2) < дисплаистиле ( Делта Е сим 1 / р ^ <2>)>
  • Проширење резонанце настаје када је узнемирујућа честица истог типа као и емисиона честица, што уводи могућност процеса размене енергије. (Δ Е ∼ 1 / р 3) < дисплаистиле ( Делта Е сим 1 / р ^ <3>)>
  • Квадратно Старково ширење јавља се путем квадратног Старковог ефекта, који је резултат интеракције емитора са електричним пољем, узрокујући померање енергије која је квадратна у јачини поља. (Δ Е ∼ 1 / р 4) < дисплаистиле ( Делта Е сим 1 / р ^ <4>)>
  • Ван дер Ваалсово ширење настаје када је емитерска честица узнемирена Ван дер Ваалсовим силама. За квазистатички случај, Ван дер Ваалсов профил [напомена 1] је често користан за описивање профила. Помак енергије у функцији удаљености [потребна дефиниција] дат је у крилима нпр. Леннард-Јонесов потенцијал. (Δ Е ∼ 1 / р 6) < дисплаистиле ( Делта Е сим 1 / р ^ <6>)>

Нехомогено проширивање Уреди

Нехомогено ширење је општи појам за ширење, јер се неке честице које емитују налазе у различитом локалном окружењу од других, па стога емитују на другачијој фреквенцији. Овај термин се користи посебно за чврсте материје, где површине, границе зрна и варијације стехиометрије могу створити различита локална окружења која ће дати атом заузимати. У течностима се ефекти нехомогеног ширења понекад смањују поступком тзв моторичко сужавање.

Проширење због не-локалних ефеката Уреди

Одређени типови проширења резултат су услова на великом простору простора, а не једноставно услова који су локални за емитерску честицу.

Проширивање непрозирности Уреди

Електромагнетно зрачење емитовано у одређеној тачки у свемиру може се поново апсорбовати док путује кроз свемир. Ова апсорпција зависи од таласне дужине. Линија је проширена, јер фотони у центру линије имају већу вероватноћу реапсорпције од фотона на крилима линије. Заправо, реапсорпција у близини центра линије може бити толико велика да изазове а самоокрет код којих је интензитет у центру линије мањи него у крилима. Овај процес се такође понекад назива само-апсорпција.

Макроскопско доплерско ширење Уреди

Зрачење које емитује покретни извор подложно је Доплеровом померању услед коначне пројекције брзине правца видљивости. Ако различити делови тела која емитују имају различите брзине (дуж видне линије), резултујућа линија ће се проширити, ширина линије ће бити пропорционална ширини расподеле брзине. На пример, зрачење које се емитује из удаљеног ротирајућег тела, као што је звезда, биће проширено због варијација видљивости у брзини на супротним странама звезде. Што је већа брзина ротације, шира је линија. Други пример је имплодирајућа плазматска љуска у З-стиску.

Радијативно ширење Уреди

До радијативног проширења спектралног апсорпционог профила долази зато што је он-ресонанчна апсорпција у средишту профила засићена много мањим интензитетима од не-резонантних крила. Стога, како интензитет расте, апсорпција у крилима расте брже од апсорпције у центру, што доводи до ширења профила. До радијативног проширења долази чак и при врло малим интензитетима светлости.

Комбиновани ефекти Уреди

Сваки од ових механизама може деловати изоловано или у комбинацији са другима. Под претпоставком да је сваки ефекат независан, посматрани линијски профил је конволуција линијских профила сваког механизма. На пример, комбинација термичког доплеровог проширења и ширења ударног притиска даје Воигтов профил.

Међутим, различити механизми ширења линија нису увек независни. На пример, ефекти судара и покретни Доплеров помаци могу деловати на кохерентан начин, што резултира под неким условима чак и у колизији сужавање, познат као Дикеов ефекат.

Видљиво светло Едит

За сваки елемент, следећа табела приказује спектралне линије које се појављују у видљивом спектру на око 400-700 нм.

Остале таласне дужине Уреди

Без квалификације, „спектралне линије“ генерално подразумевају да се говори о линијама таласних дужина које спадају у опсег видљивог спектра. Међутим, постоји и много спектралних линија које се појављују на таласним дужинама изван овог опсега. На много краћим таласним дужинама рендгенских зрака, они су познати као карактеристични рендгенски зраци. И друге фреквенције имају атомске спектралне линије, као што је Лиманова серија, која спада у ултраљубичасто подручје.


Зашто посматрамо спектралне линије специфичне енергије? - Астрономија

Линије апсорпције и емисије

Као што је описано у поглављу 3, објект црног тела емитује зрачење свих таласних дужина. Међутим, када зрачење пролази кроз гас, неки електрони у атомима и молекулима гаса апсорбују део енергије која пролази кроз њега. Одређене таласне дужине апсорбоване енергије јединствене су за тип атома или молекула. Зрачењу које излази из облака гаса тако ће недостајати те специфичне таласне дужине, стварајући спектар са тамним апсорпционим линијама.

Атоми или молекули у гасу тада поново емитују енергију на истим таласним дужинама. Ако ову реемитирану енергију можемо посматрати са мало или нимало позадинског осветљења (на пример, када гледамо облаке гаса у простору између звезда), видећемо светле емисионе линије на тамној позадини. Емисионе линије су на тачним фреквенцијама апсорпционих линија за дати гас. Ови феномени су познати као Кирцххоффови закони спектралне анализе:

1. Када се континуирани спектар гледа кроз хладан гас, тамне спектралне линије

(зване апсорпционе линије) појављују се у континуираном спектру.

1. Ако се гас посматра под углом од извора континуираног спектра, а

Узорак светлих спектралних линија (названих емисионим линијама) види се у супротном

Кирцххофф-ов закон спектралне анализе

Исти феномени делују и у невидљивим деловима спектра, укључујући радио домет. Како зрачење пролази кроз гас, апсорбују се одређене таласне дужине. Те исте таласне дужине појављују се у емисији када се гас посматра под углом у односу на извор зрачења.

Зашто атоми апсорбују само електромагнетну енергију одређене таласне дужине? И зашто емитују само енергију истих таласних дужина? Овде следи сажето објашњење, али за опсежније, види Кауфманнов свемир, странице 90-96.

Одговори леже у квантној механици. Електрони у атому могу бити у великом броју дозвољених енергетских стања. У основном стању атома, електрони су у најнижим енергетским стањима. Да би скочио на један од ограниченог броја дозвољених виших нивоа енергије, атом мора добити врло специфичну количину енергије. Супротно томе, када електрон „падне“ у ниже енергетско стање, он ослобађа врло специфичну количину енергије. Ови дискретни пакети енергије називају се фотони.

Дакле, свака спектрална линија одговара једном одређеном прелазу између енергетских стања атома одређеног елемента. Апсорпциона линија се јавља када електрон скочи из нижег енергетског стања у више енергетско стање, извлачећи потребан фотон из спољног извора енергије, као што је континуирани спектар врућег, ужареног објекта. Емисиона линија се формира када се електрон врати у ниже енергетско стање, ослобађајући фотон.

Дијаграм на следећој страници приказује апсорпцију и емисију фотона атомом помоћу Нилс Бохровог модела атома водоника, где су променљиви нивои енергије електрона представљени као различите орбите око језгра. (Знамо да овај модел дословно није тачан, али је користан за описивање понашања електрона.) Различите серије апсорпционих и емисионих линија представљају различите опсеге таласних дужина на континуираном спектру. На пример, Лиманова серија укључује апсорпционе и емисионе линије у ултраљубичастом делу спектра.

(са дозвољеним нивоима енергије електрона н = 1,2,3 итд.)

Емисионе и апсорпционе линије се такође виде када се супротно наелектрисани јони рекомбинују у електрично неутрално стање. Тако формирани неутрални атом је високо узбуђен, електрони прелазе између стања, емитују и апсорбују фотоне. Резултирајуће линије емисије и апсорпције називају се линије рекомбинације. Неке рекомбинационе линије се јављају на релативно ниским фреквенцијама, и то унутар радио-домета, посебно оних на јоне угљеника.

Молекули, као и атоми, у својој гасној фази такође апсорбују карактеристичне уске фреквенцијске опсеге зрачења који су прошли кроз њих. У микроталасним и инфрацрвеним деловима дуге таласне дужине спектра, ове линије су последица квантизованог ротационог кретања молекула. Прецизне фреквенције ових апсорпционих линија могу се користити за одређивање молекуларних врста. Ова метода је драгоцена за откривање молекула у нашој атмосфери, у атмосферама других планета и у међузвезданом медијуму. Органски молекули (односно они који садрже угљеник) откривени су у свемиру у великом обиму помоћу молекуларне спектроскопије. Молекуларна спектроскопија постала је изузетно важно подручје истраживања у радио астрономији.

Као што ће бити разматрано у поглављу 5, емисионе и апсорпционе линије у свим спектрима ванземаљског порекла могу се померити или ка вишим (плавим) или нижим (црвеним) фреквенцијама, због различитих механизама.


Зашто посматрамо спектралне линије специфичне енергије? - Астрономија

Знамо да су сунчеве пеге магнетне јер можемо директно да посматрамо ефекат поља на спектралне линије које посматрамо кроз феномен који се назива Зееман ефекат.

Вратимо се мало уназад и идемо кроз овај корак по корак. Прво, под „спектралним линијама“ подразумевамо скупове дискретних енергија код којих различити елементи на Сунцу емитују и апсорбују. Када погледате интензитет светлости која се емитује на свакој таласној дужини (која се назива „спектар“), на овом линку ћете добити нешто попут слике 1. На горњој слици испрекидана линија представља оно што астрономи називају спектром Сунца „црног тела“, што је управо идеална расподела енергије коју Сунце емитује због своје површинске температуре. Пуна линија је стварни посматрани спектар. Разлику између њих двоје узрокују спектралне линије (оштар пад интензитета / пораст на одређеним таласним дужинама): дискретни прелази атома и молекула у фотосфери Сунца „изједају“ глатки спектар . Следећа слика приказује Сунчеве спектралне линије нешто боље (овде је одузет спектар црних тела): таласна дужина је обележена дуж водоравног смера, а тамне вертикалне траке које видите су "апсорпционе линије" или апсорпција одређеним атомима на одређеном таласне дужине.

Сада су спектралне линије сјајне из више разлога. Прво, сваки елемент има своју спектралну линију „отисак прста“: другим речима, можемо утврдити који су елементи присутни на Сунцу тражећи одређену комбинацију спектралних линија која одговара тој врсти. Даље, тачна таласна дужина на којој спектралне линије падају зависи од брзине Сунчеве атмосфере у односу на нас, дуж нашег видокруга: то значи да можемо пратити кретања у соларној фотосфери тражећи померања таласних дужина у спектралним линијама! И на крају, неке од линија које видите заправо се деле на две или више линија када су елементи који узрокују линије у магнетном пољу овај феномен назива се „Зееманово цепање“. Мерење опсега цепања нам дакле говори о магнетном пољу.

На крају, да одговоримо на ваше питање: астрономи знају да су сунчеве пеге повезане са магнетним пољима јер могу да погледају спектралне линије које долазе из сунчевих пега и мере колико су те линије подељене. Користећи оно што знамо о томе како магнетна поља утичу на линије, они могу израчунати снагу поља потребног за репродукцију цепања које виде. Ова израчунавања указују да је магнетно поље у сунчевим пегама много јаче од оног на остатку Сунчеве површине, те да су сунчеве пеге некако повезане са магнетним пољем Сунца.

О аутору

Кристине Спеккенс

Кристине проучава динамику галаксија и шта нас могу научити о тамној материји у свемиру. Докторирала је на Цорнеллу у августу 2005. године, била је постдокторанткиња Јански на Универзитету Рутгерс од 2005. до 2008. године, а сада је члан факултета на Краљевском војном колеџу у Канади и на Куеен'с Университи.


Спектрална линија је попут отиска прста који се може користити за идентификацију атома, елемената или молекула који су присутни у звезди, галаксији или облаку гаса. Ако одвојимо долазну светлост од небеског извора у његове таласне дужине, видећемо спектар укрштен дискретним линијама. Тамне линије (или линије смањеног интензитета) називају се апсорпционим линијама, док светлије линије (линије већег интензитета) називају се емисионим линијама.

Присуством спектралних линија управља квантна механика, која описује дискретне нивое енергије атома, елемента или молекула. Само фотони чија је енергија тачно једнака енергетској разлици између два енергетска нивоа могу бити емитовани или апсорбовани.

У принципу, требали бисмо очекивати да све спектралне линије буду изузетно танке и одговарају једној таласној дужини. Међутим, у пракси то није случај. Према Хеисенберг & # 8217с принципу несигурности, производ несигурности у мерењу енергије, ΔЕ, и време Δт је:

где х је Планцкова константа. Резултат је природно ширење фотонских енергија око спектралне линије. Што дуже постоји побуђено стање (Δт), ужа ширина линије тако да метастабилна стања могу имати врло уске линије.

Неколико других ефеката може довести до тога да спектралне линије које опажамо постану шире него што бисмо предвидели због принципа несигурности. Ови укључују:

Мерењем величине ширења можемо одредити својства као што су температура и густина гаса, па чак и идентификовати присуство магнетног поља.

Студирајте астрономију на мрежи на Универзитету Свинбурне
Сав материјал је © Свинбурне Университи оф Тецхнологи, осим тамо где је назначено.


Спектрална линија

Ниво атомске енергије

… Дискретне таласне дужине се понекад називају спектралним линијама.

Одређивање атомске структуре

1865. Маквелл је објединио законе електрицитета и магнетизма у својој публикацији „Динамичка теорија електромагнетног поља“. У овом раду је закључио да је светлост електромагнетни талас. Његову теорију потврдио је немачки физичар Хеинрицх Хертз, који је радио радио ...

Емисија линијског зрачења

... специфична таласна дужина (попут оптичке спектралне линије), па њено откривање захтева да се радио телескоп постави управо на ту задату таласну дужину. Најважнија од ових спектралних линија је линија од 21 центиметра коју емитују неутрални атоми водоника. Холандски астроном Хендрик Ц. ван де Хулст предвидео је ову линију ...

Спектрометрија масе

Поред линија због хелијума (маса 4), неона (маса 20) и аргона (маса 40), постојала је линија која одговара јону масе 22 и који се не може приписати ниједном познатом гасу. Постојање облика истог елемента са различитим масама имало је ...

Физичке науке

... има свој карактеристични скуп спектралних линија, а откриће швајцарског математичара Јоханна Јакоба Балмера једноставне аритметичке формуле која се односи на таласне дужине линија у спектру водоника (1885) показало се као почетак интензивне активности у прецизним таласним мерењима свих познати елементи и ...

Спектроскопија

Рани извори спектралних емисионих линија биле су једноставно лучне лампе или неки други облик електричног пражњења у затвореној цеви гаса у коме се притисак одржава довољно ниским тако да се значајан део зрачења емитује у облику дискретних водова. Тхе…

Старков ефекат

… Ефекат, , цепање спектралних линија примећено када су зрачећи атоми, јони или молекули подвргнути јаком електричном пољу. Електрични аналог Зеемановог ефекта (тј. магнетно цепање спектралних линија), открио га је немачки физичар Јоханнес Старк (1913). Ранији експериментатори нису успели ...

Звезде и звездани спектри

Спектралне линије настају прелазима електрона унутар атома или јона. Како се електрони приближавају језгру атома (или јона) или даље од њега, енергија у облику светлости (или другог зрачења) се емитује или апсорбује ...

Стокесове линије

… Таласне дужине присутне у линијским спектрима повезаним са флуоресценцијом и Раман ефектом (к.в.), назван по сер Џорџу Габријелу Стокесу, британском физичару из 19. века. Стоксове линије су дужих таласних дужина од узбудљивих зрачења одговорних за флуоресценцију или Раман ефекат.

Студија планете ХД 209458б

Посматрања спектралних линија угљен-моноксида у атмосфери ХД 209458б показала су да ветрови брзином од хиљаду километара на сат путују од дана планете до њене ноћи. Исте спектралне линије коришћене су за одређивање брзине којом ХД 209458б путује у свом ...

Таласни број

Типична спектрална линија у видљивом делу спектра има таласну дужину 5,8 × 10 −5 цм. Та таласна дужина одговара фреквенцији (ν) од 5,17 × 10 14 Хз (херц је једнак једном циклусу у секунди) добијеној из једначине. Јер ова фреквенција и други попут ...

Зееман ефекат

… Астрономија, цепање спектралне линије на две или више компонената мало другачије фреквенције када је извор светлости смештен у магнетно поље. Прво га је приметио холандски физичар Пиетер Зееман 1896. године као ширење жутих Д-линија натријума у ​​пламену ...


СПЕКТРАЛНЕ ЛИНИЈЕ

Сада се окрећемо не-континуираним, или дискретним, спектрима. У дискретним спектрима примећује се само неколико фреквенција. Научићемо о две врсте дискретних спектра: спектру емисије и апсорпције. На слици 2.5 приказани су спектри неких свакодневних извора светлости.

а.

б.

Слика 2.5: Спектри из: (а) флуоресцентне светлости, (б) неонске светлости, (ц) ужарене светлости. Заслуге: НАСА / ССУ / Стеве Андерсон.

Ако погледате флуоресцентну лампу са дифракционом решетком (која шири светлост у своје различите таласне дужине сличне начину на који то чини призма), видећете да она емитује дугу, баш попут лампе са жарном нити. Међутим, ако пажљиво погледате, приметићете да су одређене боје посебно светле. Дуга се производи премазом на унутрашњој страни сијалице. Облога претвара део светлости из гаса у континуирани спектар. Али премаз не претвара сву светлост. Изузетно светли делови спектра су места на којима се дискретни спектар из гаса заиста истиче. Понекад можете видети чисти дискретни спектар или спектар емисионих линија који долазе из гасне цеви која нема превлаку. Знак & лдкуонеон & рдкуо може бити добар начин за постизање овог резултата. Узгред, не садрже сви неонски знакови елемент неон. О томе ћемо разговарати касније. За разлику од флуоресцентне сијалице или гасне цеви, сијалица са жарном нити емитује чисто континуирани Планков спектар.

Као што је приказано на слици 2.6, апсорпциони спектар се ствара када се непрекинути извор гледа (лицем у главу) кроз облак мале густине, а спектар емисије ствара се када извор енергије узбуђује облак мале густине. Овај извор енергије може бити, на пример, јака електрична струја (у случају неонских светала) или оближња звезда (у случају емисионих маглина).

Слика 2.6: (а) Када се светли објекат попут звезде гледа кроз хладан облак плина, примећујемо празнине у његовом континууму, као што је приказано лево. То је зато што атоми апсорбују део светлости, а затим се поново емитују у случајним смеровима, како показују разнобојни & лдкуопхотонс & рдкуо (стрелицама који показују њихов смер кретања). Будући да је уклоњено мало светлости, спектар је тамнији, мада можда није потпуно црн. (б) С друге стране, ако посматрамо облак који осветљава сјајна звезда изван нашег видокруга, видећемо емисионе линије. У овом случају, једини фотони који долазе до нас су расејани који одговарају апсорпцији на претходној слици. Заслуге: НАСА / ССУ / Ауроре Симоннет.

Сада истражујемо шта се дешава када се облак танког гаса посматра под различитим угловима у односу на извор непрекидног зрачења. У следећој активности користићете алатку за симулацију Спецтрум Екплорер да бисте истражили како спектар који мерите зависи од оријентације извора светлости. Ова активност ће вам пружити неко искуство са различитим спектрима емисије и апсорпције. По завршетку ове активности знаћете како су астрономи у стању да одреде састав удаљених објеката.


Шта нам Спецтра говори?

Већина светлих астрономских објеката сија јер им је вруће. У тим случајевима, емисија континуума нам говори о температура објекта. Следећа табела приказује оквирни водич за однос између температуре објекта и дела електромагнетног спектра где видимо да светли.

Међутим, из спектралних линија можемо научити много више него из континуума. Две веома важне ствари које можемо научити из спектралних линија је хемијски састав предмета у свемиру и њихова кретања.

Хемијски састав

Током прве половине 19. века, научници као што су Јохн Херсцхел, Фок Талбот и Виллиам Сван проучавали су спектре различитих хемијских елемената у пламену. Од тада је идеја да сваки елемент производи скуп карактеристичних емисионих линија постала добро успостављена. Сваки елемент има неколико истакнутих и много мањих емисионих линија у карактеристичном обрасцу.

На пример, натријум има две истакнуте жуте линије (такозване Д линије) на 589,0 и 589,6 нм & # 150. Сваки узорак који садржи натријум (као што је кухињска со) може се лако препознати помоћу ових пар линија.

Откривене су студије сунчевог спектра апсорпција линије, а не емисионе линије (тамне линије насупрот светлијем континууму). Прецизно порекло ових „Фраунхоферових линија“, како их данас називамо, остало је под сумњом дуги низ година, све док Густав Кирцххофф 1859. године није објавио да иста супстанца може произвести и емисионе линије (када врући гас емитује сопствену светлост) или absorption lines (when a light from a brighter, and usually hotter, source is shone through it). With that discovery, scientists had the means to determine the chemical composition of stars through spectroscopy.

Stars aren't the only objects for which we can identify chemical elements. Any spectrum from any object allows us to look for the signatures of elements. This includes nebula, supernova remnants and galaxies.

X-ray spectrum of supernova remnant Cas A from ASCA data. (Credit: Holt et al., PASJ 1994)

Motions of stars and galaxies

Once we have identified specific elements in a spectrum, we can also look to see if the emission lines from those elements has been shifted from where we might expect to find them. While we usually talk about emission spectra as though the wavelengths of the lines are fixed, that is only true when the source emitting the lines and the detector "seeing" the lines are not moving relative to one another. When they are moving relative to each other, the lines will appear shifted. For example, if a star is moving toward us, its lines will be observed at shorter wavelengths, which is called "blueshifted". If the star is moving away from us, the lines will appear at longer wavelengths, which is called "redshifted". This is called "Doppler shift."

If the spectrum of a star is red or blue shifted, then you can use that to infer its velocity along the line of sight. Such "radial velocity" studies have had at least three important applications in astrophysics.

    One application is in the study of binary star systems. For stars in some binary systems we can measure the radial velocities for one orbit (or more). Once we've done that, we can relate that back to the gravitational pull using Newton's equations of motion (or their astrophysical applications, Kepler's laws). If we have additional information, such as from observations of eclipses, then we can sometimes measure the masses of the stars accurately. Eclipsing binaries in which we can see the spectral lines of both stars have played a crucial role in establishing the masses and the radii of different types of stars.

The red giant star Mira A (right) and its companion, a close binary pair. (Credit: M. Karovska/Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics and NASA) An artist's conception of the Milky Way galaxy. (Credit: NASA/JPL)

Learn more about Doppler shift

Return to solving for M31's velocity using its spectrum


The Doppler Effect

Spectroscopy can also tell us about the relative motion beween us and a light source. This is due to something called the Doppler Effect, named for Christian Doppler. You all have experienced this, unless you are tone deaf. Think about how the pitch of a train whistle, or a police siren changes as it moves past you. The pitch is high as the source approaches, and then drops when the source passes and begins to move away. The same basic thing happens with light, although the details are different. One can express the Doppler Effect for light like so:

Now think about this. The spectrum of a star is seen to have the Balmer lines of hydrogen. But the lines are observed to be at slightly longer wavelength than the Bohr formula predicts (and that are observed in the lab). The Doppler formula can then tell us that the star is moving away from us, and the amount of the wavelength shifts tells us the recessional velocity (or "redshift"). If the lines are shifted to shorter wavelengths, then the object is approaching us (it has a "blueshift").