- Typer af spekter
- Sort kropsstråling
- Produktion af linjespekter
Typer af spekter
Spekter kan forenkles til en af tre grundlæggende typer. Simple eksempler i de synlige bølgebånd er vist nedenfor.
| Type af spektrum | Fotografisk eksempel |
|---|---|
| Kontinuerligt (eller kontinuum) |  |
| Absorption (mørk streg) |  |
| Emission (lys linje) |  |
En måde, hvorpå et kontinuerligt spektrum kan frembringes, er ved termisk emission fra et sort legeme. Dette er særlig relevant inden for astronomi og behandles i næste afsnit. Astronomiske spektrer kan være kombinationer af absorptions- og emissionslinjer på et kontinuerligt baggrundsspektrum. Specifikke eksempler diskuteres på en anden side.
Stråling fra sorte legemer
Hvad giver anledning til et kontinuerligt spektrum? Forestil dig at opvarme en massiv stålkugle med en blæselampe. Når du fjerner faklen, kan du mærke, at varmen bliver genudstrålet af kuglen. Hvis man anvender faklen igen, tilføres der mere energi til kuglen – den bliver varmere. Til sidst begynder den at gløde svagt. Når du fortsætter med at opvarme den, gløder kuglen først rødt, så orange, gul og derefter hvidglødende. Hvis det lykkedes at opvarme den tilstrækkeligt længe, kan den endda gløde blå. Denne kugle nærmer sig det, som fysikere kalder et sort legeme.
En sortlegemsstråler er et teoretisk objekt, der er totalt absorberende for al termisk energi, der falder på det, og derfor reflekterer det ikke noget lys og fremstår derfor sort. Efterhånden som det absorberer energi, varmer det op og genudsender energien som elektromagnetisk stråling.
I den virkelige verden er der nogle objekter, der tilnærmelsesvis ligner sorte legemers opførsel. Disse skal være kilder til termisk energi og skal være tilstrækkeligt uigennemsigtige til, at lyset interagerer med materialet inde i kilden. Som eksempler på sådanne objekter kan nævnes wolframfilamenterne i glødelamper og kerner i stjerner. Det kontinuerlige spektrum, der produceres af et sort legeme, er karakteristisk og kan vises som et intensitetsplot af intensiteten i forhold til den udsendte bølgelængde. Denne kurve kaldes blackbody-kurven eller Planck-kurven, efter den tyske fysiker Max Planck, som først postulerede, at elektromagnetisk stråling var kvantificerbar. Nedenstående plot viser en Planck-kurve for et objekt med en effektiv temperatur på 6.000 K, samme temperatur som Solen.
Hvis man ser nærmere på kurven vil man bemærke, at objektet udsender noget stråling ved alle bølgelængder, herunder i de ultraviolette og infrarøde bølgebånd. Du bør også bemærke, at mængden af energi, der udsendes, ikke er den samme for alle bølgelængder, og at den maksimale bølgelængde i dette tilfælde falder inden for området for synligt lys. Hvad sker der nu, hvis temperaturen på kilden til det sorte legeme er anderledes? Nedenstående plot viser Planck-kurver for et objekt ved fire forskellige temperaturer fra 6.000 K til 4.000 K. Bemærk, at bølgelængden her er udtrykt i enheder af Ångstroms. 1 Ångstrøm = 0,1 nanometer.
Hvordan kan kurverne sammenlignes? To vigtige punkter bør være tydelige. For det første udsender et varmere objekt mere energi ved hver bølgelængde end et koldere objekt. For det andet, jo varmere objektet er, jo kortere bølgelængde for kurvens toppunkt. Objektet ved 6 000 K har klart sit højdepunkt i den synlige del af spektret, mens højdepunktet for objektet ved 4 000 K grænser op til den synlige og den infrarøde del af spektret. Som allerede nævnt er stjerner tilnærmelsesvis sorte legemer og kan variere i deres effektive temperatur fra ca. 2.000 K til ca. 30.000 K. Hvis man forsøgte at plotte intensiteten af to stjerner med disse ekstremer på et plot som det ovenfor viste, ville det være yderst vanskeligt at vise dem på samme lineære skala. Hvis vi blot ønsker at sammenligne topbølgelængderne, kan vi plotte dem ved hjælp af en normaliseret energiudgang, hvor topbølgelængden for hver af dem svarer til en intensitet = 1,0. Dette er vist nedenfor for seks forskellige temperaturer.
Du kan tydeligt se på plottet, at en 10.000 K-stjerne vil have sin højeste bølgelængde i den ultraviolette del af em-spektret, mens en 3.000 K-stjerne vil udsende det meste af sin stråling i den infrarøde del af em-spektret. Kurvens form bestemmer ikke blot den relative intensitet af de forskellige komponenter af det kontinuerlige spektrum, som stjernen producerer, men også stjernens farve. En 10.000 K-stjerne fremstår blåhvid, mens en 3.000 K-stjerne fremstår rød.
Produktion af linjespekter
Linjespekter forekommer i to former, absorptionsspektre, der viser mørke linjer på en lys baggrund, og emissionsspektre med lyse linjer på en mørk eller sort baggrund. Disse to typer er i virkeligheden beslægtede og opstår på grund af kvantemekaniske vekselvirkninger mellem elektroner i kredsløb om atomer og fotoner af lys. Lysfotoner har hver især en bestemt frekvens. En fotons energi er en funktion af dens frekvens og bestemmes ved:
E = hf hvor f er fotonens frekvens, E er energien og h er Plancks konstant (= 6,626 x 10-34J.s)