- Soorten spectra
- Straling van zwarte lichamen
- Productie van lijnenspectra
Soorten spectra
Spectra kunnen worden vereenvoudigd tot een van de drie basistypen. Eenvoudige voorbeelden in de zichtbare golfbanden worden hieronder getoond.
| Type spectrum | Fotografisch voorbeeld |
|---|---|
| Continue (of continuüm) |  |
| Absorptie (donkere lijn) |  |
| Emissie (heldere lijn) |  |
Een manier waarop een continu spectrum kan worden geproduceerd is door thermische emissie van een zwart lichaam. Dit is bijzonder relevant in de astronomie en wordt in het volgende hoofdstuk besproken. Astronomische spectra kunnen een combinatie zijn van absorptie- en emissielijnen op een continu achtergrondspectrum. Specifieke voorbeelden worden op een andere bladzijde besproken.
Straling van een zwart lichaam
Wat geeft aanleiding tot een continu spectrum? Stel je voor dat je een massief stalen bol verhit met een brander. Als je de fakkel weghaalt, voel je de warmte die de bol opnieuw uitstraalt. Als je de fakkel weer aansteekt, gaat er meer energie naar de bol – hij wordt heter. Uiteindelijk begint hij zwakjes te gloeien. Als je doorgaat met verwarmen gloeit de bol eerst rood, dan oranje, geel en dan witgloeiend. Als je hem voldoende kunt blijven verhitten, kan hij zelfs blauwgloeiend worden. Deze bol benadert wat natuurkundigen een zwart lichaam noemen.
Een zwart lichaam radiator is een theoretisch voorwerp dat alle thermische energie die erop valt volledig absorbeert, het weerkaatst dus geen licht en ziet er dus zwart uit. Terwijl het energie absorbeert, warmt het op en straalt de energie opnieuw uit als elektromagnetische straling.
In de echte wereld benaderen sommige voorwerpen het gedrag van blackbodies. Dit moeten bronnen van thermische energie zijn en zij moeten voldoende ondoorzichtig zijn dat licht in wisselwerking treedt met het materiaal binnen de bron. Voorbeelden van dergelijke objecten zijn de wolfraam gloeidraden van gloeilampen en de kernen van sterren. Het continue spectrum dat door een zwart lichaam wordt geproduceerd is kenmerkend en kan worden weergegeven als een grafiek van de intensiteit tegen de uitgezonden golflengte. Deze grafiek wordt de blackbody curve of de Planck curve genoemd, naar de Duitse natuurkundige Max Planck die als eerste stelde dat elektromagnetische straling gekwantificeerd was. De onderstaande grafiek toont een Planck-kromme voor een object met een effectieve temperatuur van 6.000 K, dezelfde temperatuur als de zon.
Als je goed naar de curve kijkt, zul je zien dat het object op elke golflengte wat straling uitzendt, ook in het ultraviolet en infrarood. U moet ook opmerken dat de hoeveelheid uitgezonden energie niet voor alle golflengten dezelfde is en dat in dit geval de piekgolflengte in het gebied van het zichtbare licht valt. Wat gebeurt er nu als de temperatuur van de bron van het zwarte lichaam anders is? De grafiek hieronder toont Planck-curven voor een object bij vier verschillende temperaturen van 6.000 K tot 4.000 K. Merk op dat de golflengte hier wordt uitgedrukt in eenheden van Ångstroms. 1 Ångstrom = 0,1 nanometer.
Hoe verhouden de krommen zich tot elkaar? Twee belangrijke punten moeten duidelijk zijn. Ten eerste zendt een heter voorwerp op elke golflengte meer energie uit dan een koeler voorwerp. Ten tweede, hoe heter het object, hoe korter de golflengte van de piek van de kromme. Het object van 6.000 K vertoont een duidelijke piek in het zichtbare deel van het spectrum, terwijl de piek van het object van 4.000 K de grens vormt tussen het zichtbare en het infrarode gebied. Zoals reeds gezegd, benaderen sterren zwarte lichamen en kunnen hun effectieve temperaturen variëren van ongeveer 2.000 K tot ongeveer 30.000 K. Als je de intensiteit van twee sterren met deze extremen zou willen uitzetten op een plot zoals hierboven, zou het uiterst moeilijk zijn om ze op dezelfde lineaire schaal weer te geven. Als we alleen de piekgolflengten willen vergelijken, kunnen we ze uitzetten met behulp van een genormaliseerde energieoutput, waarbij de piekgolflengte voor elke ster overeenkomt met een intensiteit = 1,0. Dit wordt hieronder getoond voor zes verschillende temperaturen.
U ziet duidelijk in de grafiek dat een ster van 10.000 K zijn grootste golflengte in het ultraviolette deel van het spectrum heeft, terwijl een ster van 3.000 K het grootste deel van zijn straling in het infrarode deel uitzendt. De vorm van de kromme bepaalt niet alleen de relatieve intensiteit van de verschillende componenten van het door de ster voortgebrachte continue spectrum, maar ook de kleur van de ster. Een ster van 10.000 K ziet er blauwwit uit, terwijl een ster van 3.000 K er rood uitziet.
Productie van lijnenspectra
Lijnenspectra komen in twee vormen voor, absorptiespectra, met donkere lijnen op een heldere achtergrond, en emissiespectra met heldere lijnen op een donkere of zwarte achtergrond. Deze twee typen zijn in feite verwant en ontstaan als gevolg van kwantummechanische interacties tussen elektronen die om atomen cirkelen en fotonen van licht. Lichtfotonen hebben elk een specifieke frequentie. De energie van een foton is een functie van zijn frequentie en wordt bepaald door:
E = hf waarin f de frequentie van het foton is, E de energie en h de constante van Planck (= 6,626 x 10-34J.s)