Abszorpciós és emissziós vonalak

Most elkezdhetjük összekapcsolni a csillagok színképénél megismert völgyeket és csúcsokat a csillag atomjainak energiaszintjeivel. Tegyük fel, hogy egy hidrogéngázból álló felhőn keresztülvilágítunk egy a spektrum minden színét tartalmazó fénnyel. A fény egy része nem fog átjutni. Azok a fotonok, amelyeknek pontosan 10.2 eV az energiájuk, nem fognak átjutni a hidrogénen, mert a hidrogénatomok elnyelik őket, miközben az első energiaszintről a második energiaszintre kerülnek. Hasonlóképpen, az 1.89 eV energiájú fény sem jut át, ezeket a fotonokat a másodikról a harmadik szintre ugró hidrogénatomok nyelik el. Az a fény, amit a hidrogénfelhő elnyel, a felhő spektrumában hiányként jelenik meg.

Ha viszont a felhő túl forró, a hidrogénatomjai olyan energiával ütköznek össze egymással, hogy leszakítják elektronjaikat, és a gáz ionizálódik. A forró felhő hidrogénionjainak nem lesznek elektronjai, így nem is tudják elnyelni a fényt. Amikor megfigyeljük egy felhő spektrumát, nem látunk völgyeket a hidrogén abszorpciós vonalainak a helyén. A hidrogén körülbelül 10 000 K hőmérsékleten ionizálódik. Ezért ha a forró felhő spektrumában nem látunk hidrogénvonalakat, levonhatjuk a következtetést, hogy forróbb, mint 10 000 K.

Ha viszont a felhő túl hideg, a fény energiája nem elegendő, hogy az elektronokat magasabb energiaszintekre juttassa. Ebben az esetben szintén nem láthatóak a hidrogén vonalai a felhő spektrumában. A legerősebb hidrogénvonalak körülbelül 9000 K hőmérsékletű felhő esetén figyelhetők meg.

Ha egy a hidrogén vonalait nem mutató felhőt figyelünk meg, vajon hogyan döntjük el, hogy forró vagy hideg? Ha tisztán hidrogént tartalmaz, a válasz sehogy. Valódi csillagok esetén viszont, amelyek a hidrogénen kívül számos elemet tartalmaznak, megnézhetjük más elemek abszorpciós és emissziós vonalait.

Abszorpciós és emissziós vonalak valódi csillagokban

A legtöbb elem esetében létezik egy bizonyos hőmérséklet, amelynél legerősebbek az emissziós és abszorpciós vonalaik. A csillagok spektrumában látható vonalak hőmérőként viselkednek. Néhány vegyület, mint a titán-oxid, csak nagyon hideg csillagok spektrumában jelenik meg. Mások, mint a hélium, csak a nagyon forró csillagok színképében láthatóak.

Így tehát a színképtípusok sora (OBAFGKM) egyszersmind egy hőmérsékleti sor, ahol az O a legforróbb csillagot jelenti és M a leghidegebbet.

Néhány angol nyelvű mondóka, melyek segítenek megjegyezni a színképtípusok sorrendjét:

Az alábbi táblázat az egyes csillagokhoz tartozó jellemző abszorpciós és emissziós vonalak közül mutat be néhányat.

Ha nem tudod, hol helyezkednek el mindezeknek az elemeknek az emissziós vonalai, az alábbi táblázatban felsoroltunk néhányat a gyakoriak közül, és nagyjábóli elhelyezkedésüket az elektromágneses spektrumon.

Ha érdekel, hol találod meg az összes vonalat, amit az SDSS szoftver használ, ebben a táblázatban megtalálod őket.

Most vess egy pillantást erre a spektrumra, amit korábban is láttál:

A teljes mérethez kattints a képre

Kész vagy a válasszal? Kattints a következő oldalra, hogy megtudd, eltaláltad-e!