Co jsou absorpční a emisní čáry?
Světlo hvězdy obsahuje mnoho vlnových délek. Atomy a molekuly z něj ale mohou některé vybrat a pohltit. Právě to propojuje dění v elektronovém obalu atomu s tmavými čarami, které změří dalekohled. Při vyzařování naopak vznikají jasné emisní čáry.
© / kredit: Kosmologické novinky · Zdroj · · CC BY 4.0 · Úpravy: vlastní schéma.
Představme si energetické schody
Elektrony v obalu atomu mohou být jen v určitých povolených energetických stavech. Pro představu je můžeme přirovnat ke schodům: elektron může stát na jednom nebo druhém schodu, ale nemůže si vybrat libovolnou výšku mezi nimi. Nejde přitom o skutečné schodiště ani o klasické oběžné dráhy uvnitř atomu.
Aby elektron přešel na vyšší energetickou hladinu, musí získat energii. Tu mu může dodat foton, tedy jednotlivé kvantum světla. Pro přechod mezi dvěma konkrétními hladinami musí energie pohlceného fotonu odpovídat jejich rozdílu. Obrazně: foton zaplatí právě tolik energie, kolik stojí výstup na příslušný schod.
Modelové energetické hladiny vázaného elektronu a přechody s pohlcením nebo emisí fotonu. Energie fotonu odpovídá rozdílu hladin. Rozestupy jsou pouze názorné, nejde o spektrum konkrétního atomu ani o jeho prostorové dráhy.
© / kredit: Kosmologické novinky · Zdroj · · CC BY 4.0 · Úpravy: vlastní schéma.
Proč různé prvky vybírají jiné barvy
Energie fotonu souvisí s vlnovou délkou světla. Ve viditelném oboru ji vnímáme jako barvu: kratší vlnové délky mají vyšší energii než delší. Určitý rozdíl mezi hladinami proto odpovídá určité vlnové délce.
Vodík má jiné uspořádání energetických hladin než sodík nebo helium. Jejich elektrony proto pro jednotlivé přechody potřebují jiné energie a pohlcují jiné soustavy vlnových délek. Každý atom má více možných přechodů, a tedy více čar. Právě jejich kombinace tvoří rozpoznatelný spektrální vzor. Jedna čára se může s čárou jiné látky překrývat, celá soustava je mnohem lepším vodítkem.
Jak elektronový přechod vytvoří tmavou čáru
Představme si světlo jasné hvězdy, které prochází plynem. Některé fotony mají energii vhodnou k přechodu elektronů v přítomných atomech na vyšší hladinu. Atomy je pohltí a tyto fotony pak chybějí ve světle pokračujícím naším směrem.
Dalekohled zachytí výsledné světlo a spektrograf je rozloží podle vlnových délek. Tam, kde plyn část světla pohltil, naměříme méně záření. V barevném proužku spektra se to může projevit jako tmavá čára; v grafu intenzity jako pokles. Čára tedy ukazuje, na jaké vlnové délce se ze světla část fotonů odebrala. Nemusí být úplně černá.
Příklad krok za krokem: atmosféra exoplanety
- Planeta přechází před svou hvězdou. Malá část hvězdného světla cestou k nám projde okrajovou vrstvou její atmosféry.
- Pokud je v této vrstvě například atomární sodík, jeho atomy mohou pohltit fotony odpovídající konkrétním přechodům elektronů na vyšší hladinu. Ve vhodných podmínkách tak do světla přidají sodíkovou absorpční stopu.
- Astronomové porovnají světlo během přechodu s měřením mimo přechod. Hledají, na kterých vlnových délkách planeta se svou atmosférou zablokovala o trochu více světla.
- Nalezenou soustavu stop porovnají s laboratorně známými přechody. Pokud odpovídá sodíku a obstojí další kontroly, získají podklad pro jeho přítomnost v atmosféře.
Takto Hubbleův dalekohled v roce 2001 pomohl odhalit sodík v atmosféře planety HD 209458 b. Nestačí však okamžitě přiřadit každou tmavou čáru planetě: vlastní čáry má i hvězda a měření ovlivňuje přístroj, případně atmosféra Země. Jak se různé typy grafů čtou, vysvětluje úvod do spektroskopie.
A odkud se vezme jasná emisní čára?
Elektron na vyšší energetické hladině může přejít zpět na nižší a atom při tom vyzáří foton. Při přímém návratu mezi stejnými dvěma hladinami odpovídá energie fotonu stejnému rozdílu jako při absorpci, a tedy i stejné klidové vlnové délce.
Pokud k nám ze zářícího plynu přichází na této vlnové délce více světla než z okolního spektra, vidíme emisní čáru: jasný proužek nebo vrchol v grafu. Pohlcená energie se přitom nemusí vrátit přímo k nám. Světlo může být vyzářeno jiným směrem, přes několik přechodů, nebo se energie předá srážkami. Absorpční čára proto nezmizí jen proto, že plyn také vyzařuje.
U vody a dalších molekul je možností více
Voda není chemický prvek, ale molekula. Vedle elektronových přechodů mohou její spektrální stopy souviset také se změnami vibrací a rotace molekuly. Mnoho blízkých přechodů pak vytváří charakteristické pásy, často v infračerveném oboru.
Základní postup zůstává podobný: změříme, které vlnové délky byly pohlceny nebo vyzářeny, a porovnáme je s laboratorními vzory. Ne každá látka se tedy projeví jen několika úzkými černými čarami ve viditelné duze.
Od čar ke složení a vzdálenostem
Jak z celé soustavy čar poznat konkrétní látku a proč síla čáry nestačí k určení jejího množství, vysvětluje heslo Jak ze světla poznáme chemické složení vesmíru?.
Pokud známé čáry najdeme na jiných vlnových délkách než v laboratoři, získáme další informaci. Postup a jednoduchý výpočet ukazuje heslo Co je rudý posuv a jak se měří?.
Zdroje a další čtení
NASA: Jak fungují absorpční a emisní spektra
ESA: Spektra hvězd a jejich fyzikální význam
Proč je to zajímavé právě pro vás?
Spojení je jednoduché: rozdíl energetických hladin určí energii fotonu, jeho energie určí vlnovou délku a na ní pak změříme spektrální stopu. Porovnáním více takových stop s laboratoří můžeme poznávat látky ve vzdálených objektech, aniž bychom z nich přivezli vzorek.
Našli jste chybu nebo nepřesnost? Napište redakci. (redakce@kosmonovinky.cz)