Tähtitiede:spektriviiva
spektriviiva
| spektriviiva |
Jos atomiin osuu fotoni, jonka energia on sopiva eli sama kuin atomin nykyisen ja jonkin korkeamman tilan energioiden erotus, atomi voi eli absorboida fotonin. Fotoni tuhoutuu ja atomi virittyy korkeampaan energiatilaan. Hieman karkeasti ottaen tapahtumaa voidaan kuvata siten, että elektroni siirtyy ulommalle radalle.
Kunkin alkuaineen atomeilla on täsmälleen tietty joukko erilaisia energiatiloja. Ellei atomiin osuvan fotonin energia vastaa kahden energiatilan erotusta, atomi ei pysty absorboimaan sitä.
Kullakin atomin tilalla on sille ominainen keskimääräinen elinaika, jonka kuluttua atomi palaa alempaan energiatilaan ja elektroni siirtyy sisemmälle radalle. Sanomme, että atomin viritys laukeaa. Samalla atomi säteilee eli emittoi fotonin, joka kuljettaa pois vapautuvan energian. Fotonin energia on sama kuin atomin tilojen energioiden erotus. Mitä suurempi energiaero on, sitä sinisemmältä syntyvä fotoni näyttää.
Ajatellaan, että meillä on vetykaasua, johon kaikkia aallonpituuksia sisältävää säteilyä. Oletetaan aluksi, että kaasu on hyvin kylmää, jolloin suurin osa atomeista on alimmassa energiatilassa eli perustilassa. Jos atomiin osuvan fotonin energia vastaa perustilan ja jonkin korkeamman tilan erotusta, atomi absorboi fotonin.
Joskus myöhemmin atomin viritys laukeaa, ja se säteilee vapautuvan energian fotoneina. Jos laukeaminen tapahtuu suoraan perustilaan, fotoni on samanlainen kuin alkuperäinen absorboitu fotonikin. Se lähtee kuitenkin satunnaiseen suuntaan, joten se ei korvaa havaitsijaa kohti kulkeneesta säteilystä poistunutta fotonia. Laukeaminen voi myös tapahtua useiden eri tilojen kautta, jolloin tuloksena on joukko fotoneita. Niillä on silloin eri aallonpituudet kuin alkuperäisellä fotonilla.
Tämän seurauksena havaitsijaa kohti tuleva säteily heikkenee sellaisilla aallonpituuksilla, jotka vastaavat perustilan ja viritystilojen energioiden erotuksia. Spektriin ilmestyy joukko tummia viivoja, absorptioviivoja, joita tässä tapauksessa kutsutaan Lymanin sarjan viivoiksi. Ne ovat kaikki ultraviolettialueessa.
Jos lämpötila on hiukan korkeampi, atomit törmäilevät lämpöliikkeen vaikutuksesta toisiinsa ja saavat tällä tavoin virittymiseen tarvittavaa energiaa. Jos suurin osa atomeista on toiseksi alimmassa tilassa, ne absorboivat näkyvän valon fotoneja. Tällaisista absorptioista syntyvät viivat muodostavat Balmerin sarjan, joka näkyy hyvin selvänä monien tähtien spektreissä. Balmerin sarjan viivoja merkitään tunnuksilla H alfa (656.3 nm), H beta (486.1 nm) jne.
Mitä kuumempaa ja tiheämpää kaasu on, sitä korkeammissa tiloissa sen atomit ovat. Tämä taas vaikuttaa siihen, mitä aallonpituuksia ne pystyvät absorboimaan. Näin eri spektriviivojen voimakkuuksia vertailemalla saadaan tietoa kaasun tilasta. Eri aineet puolestaan tuottavat eri viivoja, joten kaasun ainekoostumus saadaan selville tutkimalla, mitä viivoja spektrissä esiintyy.
Vetyatomi on kaikkein yksinkertaisin atomi, se koostuu yhdestä protonista ja sitä kiertävästä elektronista. Tämän elektronin radan koosta riippuu, missä energiatilassa vetyatomi on. Vedynkin tapauksessa erilaisia energiatiloja on teoriassa ääretön määrä, mutta ne ovat hyvin säännöllisiä, ja esitettävissä yksinkertaisen kaavan avulla. Raskaampien alkuaineiden atomit sisältävät enemmän hiukkasia, minkä vuoksi niiden spektritkin ovat mutkikkaampia.
Molekyylit koostuvat useista atomeista, joten arvattavasti niiden spektrit ovat vieläkin sotkuisempia. Molekyyleille tyypillisiä ovat vyöspektrit, joissa viivoja on niin tiheässä, että ne sulautuvat leveiksi absorptiovöiksi.
Jos kaasu on kuumaa, eli sen atomeista suurin osa on korkeammissa energiatiloissa, se alkaa säteillä samoilla aallonpituuksilla, joita se kylmänä ollessaan absorboi. Tavallisesti jokin lyhytaaltoinen säteily virittää kaasun atomit, jotka palaavat alempiin tiloihin useiden välitilojen kautta. Kukin siirtymä alaspäin tuottaa tietynvärisen valon fotonin ja tuloksena on joukko kirkkaita emissioviivoja. Tähtien spektreissä emissioviivat ovat vähemmistönä, mutta kyllä niitäkin esiintyy. Tähtienvälisten kaasupilvien spektrit sen sijaan ovat tyypillisiä emissiospektrejä.
Kaasupilvien spektreissä esiintyy lisäksi joukko emissioviivoja, joiden tulkinta tuotti pitkään ongelmia. Vastaavia viivoja ei havaittu laboratorioissa tuotetuissa spektreissä. Osoittautui, että nämä olivat kiellettyjä viivoja. Nimi ei kuitenkaan tarkoita, että ne olisivat jotenkin mahdottomia tai laittomia.
Joidenkin viritystilojen elinikä on hyvin pitkä. Tavallisesti atomien keskinäiset törmäykset laukaisevat tällaisen virityksen ennen aikojaan. Hyvin harvassa tähtienvälisessä kaasussa törmäyksiä tapahtuu vähän, ja atomi voi pysyä viritystilassa, kunnes viritys laukeaa itsestään. Tällaisesta siirtymästä syntyy kielletty viiva. Niitä aiheuttavat varsinkin happi- ja typpi-ionit OIII ja NII.
Erikieliset vastineet
| spectral line | englanti (English) |
Käytetyt lähteet
Alaviitteet
Lähdeviittaus tähän sivuun:
Tieteen termipankki 21.11.2024: Tähtitiede:spektriviiva. (Tarkka osoite: https://tieteentermipankki.fi/wiki/Tähtitiede:spektriviiva.)