Embedded Files
Jesse Greenstein lär ha sagt: Ge mig en stjärnas spektrallinjer och jag ska ge dig ett tjugotal egenskaper stjärnan har.
Under större delen av 1800-talet präglades astronomin av noggranna positionsbestämningar. Himlakropparnas lägen, egenrörelser och banor stod i centrum, medan deras fysiska natur förblev okänd. Med utvecklingen av den optiska spektroskopin förändrades detta perspektiv. Upptäckten att gaser uppvisar diskreta spektrallinjer blev ett av de avgörande stegen från en geometriskt dominerad astronomi till en fysikalisk och kemisk förståelse av stjärnor. I denna lektion skissas de grundläggande samband som formulerades av Balmer och Rydberg och som lade grunden för den moderna astrofysiken.
De första systematiska observationerna av spektrallinjer utfördes av Fraunhofer, som identifierade mörka linjer i solens spektrum. Linjerna var till en början empiriska markörer utan förklaringsmodell. Det var först när laboratoriestudier av upphettade gaser visade samma typer av linjer som astronomerna såg i stjärnljuset som den avgörande kopplingen kunde göras. Spektrallinjerna blev då en direkt indikator på kemisk sammansättning och energistrukturer hos atomära system.
Johann Balmer analyserade på 1880-talet väteatomens synliga emissionsspektrum och fann en enkel matematisk relation mellan linjernas våglängder. I modern notation skrivs den som
där n är ett heltal större än 2 och B är en konstant som Balmer bestämde empiriskt. Formeln beskrev de synliga vätespektrallinjerna med förbluffande precision. Även om Balmer saknade en fysikalisk modell för atomen, visade hans resultat att spektrallinjerna följer bestämda talförhållanden. Denna regelbundenhet antydde att väteatomen hade en inre struktur som ännu inte var känd.
Johannes Rydberg utvidgade på 1890-talet Balmers relation och formulerade en mer generell ekvation som kunde omfatta även ultravioletta och infraröda linjer. Den skrivs vanligen som
där R är Rydbergs konstant och m och n är heltal med n>m. Ekvationen visade att vätespektrumet består av flera serier, var och en med sitt karakteristiska gränsvärde. Balmer-serien framträdde som fallet där m=2. Rydbergs arbete förde därmed spektralanalysen från ett empiriskt mönster till ett systematiskt schema som gällde för hela väteatomen.
Under senare delen av 1800-talet började spektroskopin få en etablerad roll inom astronomin. Fraunhofers kartläggning av solens mörka linjer visade att stjärnors ljus bär på en struktur som inte kan utläsas genom enbart fotometriska metoder. Det stod dock länge oklart varför spektra från olika källor uppvisar så olika utseende. Förklaringen växte fram när studier av glödande och upphettade gaser i laboratoriet började jämföras med spektra från stjärnor och nebulosor.
Ett avgörande steg togs när Kirchhoff formulerade tre lagar som beskriver hur spektra uppkommer.
Den första lagen säger att ett varmt och tätt material avger ett kontinuerligt spektrum.
Den andra säger att en varm och glest upphettad gas avger ett emissionsspektrum med ljusa linjer.
Den tredje säger att om ett kontinuerligt spektrum passerar genom kallare gas uppstår mörka absorptionslinjer på de våglängder där gasen själv skulle ha gett emission.
Dessa tre lagar gjorde det möjligt att förstå varför stjärnors spektra domineras av absorptionslinjer och varför utspridda gasmoln ofta visar emissionslinjer.
När Kirchhoffs lagar kombinerades med Balmers och Rydbergs matematiska samband för väteatomens linjer fick spektroskopin ett mer precist innehåll. Balmers relation visade att väteatomens synliga linjer följer ett bestämt mönster, och Rydberg generaliserade detta till hela väteserien. Tillsammans gav dessa resultat en metod för att ordna spektrallinjerna på ett sätt som pekade mot diskreta energinivåer i atomen. Detta gjorde det möjligt att använda spektrala mönster för att bestämma temperaturer, tätheter och kemiska element i stjärnors yttre lager.
Vid denna tid framträdde också de begränsningar som fanns i den klassiska teorin för värmestrålning. Den förutsade att energitätheten skulle växa obunden vid korta våglängder, något som stod i motsättning till mätningar. Planck visade att problemet kunde lösas genom att anta att strålning endast kan ändra energi i bestämda steg. Detta gav en strålningslag som stämde med observationer och gjorde det möjligt att beskriva stjärnors energifördelning på ett tillförlitligt sätt. Därmed skapades en teoretisk grund som senare kom att fördjupas inom kvantmekaniken.
När kvantmekaniken utvecklades vidare blev det klart att spektrallinjer uppstår genom elektronövergångar mellan diskreta energinivåer. De matematiska mönster som Balmer och Rydberg identifierat fick därmed en fysikalisk förklaring. Kirchhoffs lagar fortsatte att ange vilka fysikaliska miljöer som ger kontinuerliga spektra, emissionslinjer eller absorptionslinjer, medan kvantmekaniken beskrev mekanismen bakom linjernas placering i spektrum. Detta gjorde spektroskopin till ett av de mest användbara verktygen inom astrofysiken.
När spektra studerades mer i detalj blev det tydligt att det också finns linjer som inte uppkommer genom övergångar mellan huvudnivåerna. Ett betydelsefullt exempel är väteatomens hyperfinstrukturlinje vid 21 centimeters våglängd. Den uppstår genom en liten energiskillnad mellan två orienteringar av protonens och elektronens spinn, som båda fungerar som magnetiska dipoler. När atomen går från det högre till det lägre spinnläget avges ett foton med denna våglängd. Övergången är sällsynt för en enskild atom, men interstellär gas innehåller så mycket väte att linjen blir tydlig. Radiostrålningen vid 21 centimeter passerar dessutom genom stoft som absorberar synligt ljus, vilket gjorde det möjligt att kartlägga Vintergatans gas och rotationsstruktur.
Sett som helhet visar Kirchhoffs lagar, spektralseriernas matematiska ordning och kvantmekanikens energinivåer hur spektra bildas och varför linjerna ligger där de gör. 21-cm-linjen visar samtidigt hur små energiskillnader kan få stor betydelse i astronomiska sammanhang när de verkar i omfattande interstellär materia. Dessa insikter lade grunden för den moderna astrofysiken, där spektroskopin blivit ett av de mest centrala verktygen för att undersöka stjärnor, gasmoln och galaxer.
Page updated
Google Sites
Report abuse