Australia Telescope National Facility

• Spektrien tyypit
• Mustan kappaleen säteily
• Viivaspektrien tuottaminen

Spektrien tyypit

Spektrit voidaan yksinkertaistaen jakaa kolmeen perustyyppiin. Seuraavassa on esitetty yksinkertaisia esimerkkejä näkyvillä aaltoalueilla.

Spektrin tyyppi	Fotografinen esimerkki
Jatkuva (tai jatkuva)
Absorptio (tumma viiva)
Emissio (kirkas viiva)

Yksi keino, jolla jatkuva spektri voidaan tuottaa, on mustan kappaleen lämpösäteily. Tämä on erityisen tärkeää tähtitieteessä, ja sitä käsitellään seuraavassa kappaleessa. Tähtitieteelliset spektrit voivat olla absorptio- ja emissioviivojen yhdistelmiä jatkuvassa taustaspektrissä. Konkreettisia esimerkkejä käsitellään toisella sivulla.

Mustan kappaleen säteily

Miten syntyy jatkuva spektri? Kuvitellaan, että lämmitetään kiinteää teräspalloa puhalluslampulla. Kun otat taskulampun pois, voit tuntea pallon uudelleen säteilevän lämmön. Kun käytät soihtua uudelleen, pallo saa lisää energiaa – se kuumenee. Lopulta se alkaa hehkua himmeästi. Kun kuumennusta jatketaan, pallo hehkuu ensin punaisena, sitten oranssina, keltaisena ja sitten valkoisena. Jos pystyt jatkamaan sen lämmittämistä riittävästi, se saattaa jopa hehkua sinisenä. Tämä pallo vastaa suunnilleen sitä, mitä fyysikot kutsuvat mustaksi kappaleeksi.

Mustan kappaleen säteilijä on teoreettinen kappale, joka absorboi täysin kaiken siihen osuvan lämpöenergian, joten se ei heijasta valoa, joten se näyttää mustalta. Kun se absorboi energiaa, se lämpenee ja säteilee energiaa uudelleen sähkömagneettisena säteilynä.

Todellisessa maailmassa jotkut kohteet muistuttavat mustan kappaleen käyttäytymistä. Näiden on oltava lämpöenergian lähteitä ja niiden on oltava riittävän läpinäkymättömiä, jotta valo vuorovaikuttaa lähteen sisällä olevan materiaalin kanssa. Esimerkkejä tällaisista kohteista ovat hehkulamppujen volframihehkulangat ja tähtien ytimet. Mustan kappaleen tuottama jatkuva spektri on erottuva, ja se voidaan esittää intensiteettikaaviona, jossa intensiteetti on verrannollinen emittoituun aallonpituuteen. Tätä kuvaajaa kutsutaan mustan kappaleen käyräksi tai Planckin käyräksi saksalaisen fyysikon Max Planckin mukaan, joka ensimmäisenä esitti, että sähkömagneettinen säteily on kvantifioitua. Alla olevassa kuvaajassa on Planckin käyrä kohteelle, jonka tehollinen lämpötila on 6000 K eli sama kuin auringon lämpötila.

Credit: M. Horrell

Planckin käyrä mustalle kappaleelle 6000 K:n lämpötilassa

Jos tarkastelet käyrää tarkkaan, huomaat, että kappale lähettää jonkin verran säteilyä kaikilla aallonpituuksilla, myös ultravioletti- ja infrapuna-aaltoalueilla. Huomaa myös, että emittoituvan energian määrä ei ole sama kaikilla aallonpituuksilla ja että tässä tapauksessa aallonpituuden huippu osuu näkyvän valon alueelle. Mitä tapahtuu, jos mustan kappaleen lähteen lämpötila on erilainen? Alla olevassa kuvaajassa on Planckin käyrät kohteelle, jonka lämpötila vaihtelee neljästä eri lämpötilasta 6000 K:n ja 4000 K:n välillä. Huomaa, että aallonpituus on tässä ilmaistu Ångströmin yksiköissä. 1 Ångström = 0,1 nanometriä.

Credit: Plot generated from an applet courtesy of Mike Guidry

Planck curves for black bodies of different temperatures.

How do the curves compare? Kahden keskeisen seikan pitäisi olla ilmeisiä. Ensinnäkin kuumempi kappale säteilee enemmän energiaa jokaisella aallonpituudella kuin viileämpi. Toiseksi, mitä kuumempi kohde on, sitä lyhyempi on käyrän huipun aallonpituus. 6000 K:n kohteen huippu on selvästi spektrin näkyvässä osassa, kun taas 4000 K:n kohteen huippu on näkyvän ja infrapuna-alueen rajalla. Kuten jo mainittiin, tähdet ovat lähellä mustien kappaleiden kohteita, ja niiden tehollinen lämpötila voi vaihdella noin 2 000 K:sta noin 30 000 K:een. Jos yrittäisit piirtää kahden näitä ääriarvoja edustavan tähden intensiteettiä yllä olevan kaltaiseen kuvaajaan, olisi äärimmäisen vaikeaa esittää niitä samalla lineaarisella asteikolla. Jos haluaisimme vain verrata huippujen aallonpituuksia, voimme piirtää ne käyttäen normalisoitua energiantuottoa, jossa kummankin huippujen aallonpituus vastaa intensiteettiä = 1,0. Tämä on esitetty alla kuudelle eri lämpötilalle.

Credit: Plot generated from an applet courtesy of Mike Guidry

Normalisoidut piirrokset kuudelle eri mustalle kappaleelle.

Piirroksesta näkee selvästi, että 10 000 K:n tähden aallonpituushuippu olisi em-spektrin ultraviolettiosassa, kun taas 3 000 K:n tähti säteilee suurimman osan säteilystään infrapunaosassa. Sen lisäksi, että käyrän muoto määrittää tähden tuottaman jatkuvan spektrin eri komponenttien suhteellisen voimakkuuden, se määrittää myös tähden värin. 10 000 K:n tähti näyttää sinivalkoiselta, kun taas 3 000 K:n tähti näyttää punaiselta.

Viivaspektrien tuottaminen

Viivaspektrit esiintyvät kahdessa muodossa, absorptiospektreinä, joissa näkyy tummia viivoja kirkkaalla taustalla, ja emissiospektreinä, joissa on kirkkaita viivoja tummalla tai mustalla taustalla. Nämä kaksi tyyppiä liittyvät itse asiassa toisiinsa ja johtuvat kvanttimekaanisista vuorovaikutuksista atomeja kiertävien elektronien ja valofotonien välillä. Valon fotoneilla on kullakin tietty taajuus. Fotonin energia on sen taajuuden funktio ja määräytyy seuraavasti:

E = hf missä f on fotonin taajuus, E on energia ja h on Planckin vakio (= 6,626 x 10-34J.s)