Spektriviiva

Spektriviiva on prismalla tai hilalla synnytetyssä valonlähteen spektrissä oleva tumma tai kirkas viiva.

Vedyn emissioviivaspektri.

Mitä spektriviivat kertovat?
Jatkuva spektri
Emissiospektri
Absorptiospektri

Kukin alkuaine tuottaa itselleen tyypillisen muista eroavan[1] joukon spektriviivoja.[2] Siksi spektriviivojen paikasta voi päätellä, mitkä alkuaineet ovat viivat synnyttäneet. Absorptioviiva on tumma viiva kirkkaan spektrin päällä, ja emissioviiva on kirkas viiva tummemman tai mustan spektrin päällä. Kukin spektriviiva vastaa tiettyä valon aallonpituutta, ja kunkin spektriviivan synnyttää tietyn alkuaineen tietty säteilytapahtuma. Absorptioviiva syntyy, kun valo kulkee valoa viivan kohdalta imevän kaasun läpi. Tämä on tavallista tähdissä, jossa tähden pinnasta tuleva valo kulkee sen kaasukehän läpi. Emissioviiva syntyy, kun hehkuva kaasu säteilee valoa juuri emissioviivan aallonpituudella.

Voimakas magneettikenttä kahdentaa spektriviivoja, mitä kutsutaan Zeemanin ilmiöksi.

Tähdet ja spektriviivat

Tähtien spektriviivoista voidaan päätellä, mitä molekyylejä, atomeja ja ioneja tähtien kaasuissa on. Näistä voidaan arvioida tähtien lämpötiloja. Kun tähti kuumenee, eri aineiden molekyylit hajoavat ensin neutraaleiksi atomeiksi ja sitten ionisoituvat. Neutraalin heliumin viivat näkyvät vain kuumien tähtien kaasukehissä, ja vielä kuumemmissa tähdissä näkyy vain ionisoituneen heliumin viivoja. Lämpötila vaikuttaa, miten suuri prosenttiosuus jostain aineesta on ionisoitunut. ”Kylmissä” tähdissä esiintyy runsaasti molekyylejä.

Jos spektriviiva vaeltaa punaiseen päin, valonlähde liikkuu poispäin havaitsijasta, jos siniseen päin, valonlähde liikkuu havaitsijaa kohti; Spektrissä näkyy punasiirtymä ja Dopplerin ilmiö. Jos spektriviiva leviää, valonlähde pyörii. Tällöin nimittäin spektrissä esiintyy lievästi samanaikainen siirtymä punaiseen ja siniseen päin: tähden lähenevä ja pakeneva reuna vaikuttavat yhtä aikaa spektriin.

Pyörimisen määrittämiseen käytetään usein magnesiumin spektriviivaa Mg II 448,1 nm, Sr II 421,5 nm ja He I 447,2 nm. Nämä viivat ovat luonnostaan teräviä.

Spektristä voi päätellä painovoiman tähden pinnalla: Jotkut spektriviivat voimistuvat huomattavasti, kun toiset voimistuvat vähemmän tähden säteen kasvaessa ja painovoiman pienetessä. Esimerkiksi strontiumin (Sr II) ja raudan (Fe I) viivat ovat painovoiman määrityskriteeri spektriluokkien F ja G tähdillä. Suhde Sr II/FeI kasvaa painovoiman pienetessä. Luokassa A vetyviivat, erityisesti HGamma, heikkenevät tähden kirkastuessa ja säteen kasvaessa.

Vetyatomin spektriviivat

Eri alkuaineilla on niille tyypilliset spektriviivat, jotka muodostavat kunkin alkuaineen ominaissäteilyn. Niiden aallon­pituudet noudattavat tiettyjä säännön­mukaisuuksia, jotka johtuvat atomin rakenteesta ja elektronien energian kvantittumisesta. Yksin­kertaisimman sarjan muodostavat vety­atomin spektri­viivat. Niiden aallonpituudet saadaan kaavasta

­:,

missä n1 ja n2 ovat kokonais­lukuja ja R Rydbergin vakio. Näistä näkyvän valon aallon­pituus­alueella ovat kuitenkin vain ne, joissa n1 on 2. Niiden osalta säännön­mukaisuus todettiin jo vuonna 1885, ja nämä spektri­viivat muodostavat Balmerin sarjan.

Katso myös

Lähteet
  1. Eales, Steve: Origins: How the Planets, Stars, Galaxies, and the Universe Began, s. 97. Springer, 2007. ISBN 9781846287008. (englanniksi)
  2. Robinson, Keith: Spectroscopy: The Key to the Stars: Reading the Lines in Stellar Spectra, s. 13. Springer, 2007. ISBN 9780387682884. (englanniksi)

    Aiheesta muualla
    • Karttunen, Hannu: Vanhin tiede – Tähtitiedettä kivikaudesta kuulentoihin, s. 427. "Joseph von Fraunhofer (1787–1826)". Helsinki: Ursa, 2003. ISBN 978-952-5329-26-1.
    This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.