Spektrumdaki siyah çizgi, orijinal rengini gizleyen kim?
Madde ışık yayabilir ve aynı şekilde madde ışığı emebilir. Astronomide bu genellikle ince bir gaz bulutundan geçen beyaz ışık (güneşin veya diğer sıradan yıldızların yüzeyinden gelebilen) olgusudur.
Bu nedenle gökbilimciler, kırmızıdan mora sürekli bir spektrum değil, birçok renk çizgisinden yoksun bir spektrum gözlemliyor. Burada, loş renkli tayf çizgileri yerlerini alıyor ve insanlar tarafından gözlemleniyor.
Yaklaşık 1802, İngiliz bilim adamı William Hyde Wollaston bunu ilk kez fark etti. Aslında, güneş spektrumu süreksiz ve süreksizdir ve birçok siyah spektral çizgi renklerin düzenlenmesini ve gelişimini kesintiye uğratır. Ama Wollaston neler olduğunu anlamadı.
1814'te Alman optisyen Josef von Fraunhofer de güneş spektrumunda aynı siyah tayfı fark etti. Ne olduklarını bilmese de yerlerini ölçmeye koyuldu ve 324'ü numaralandırdı.
1859'da Alman fizikçi Gustav Robert Kirchhoff, Fraunhofer tarafından incelenen siyah çizgilerin belirli kimyasal elementlerin yaydığı parlak çizgilerle tutarlı olduğunu keşfetti. Ona göre bu siyah spektral çizgiler, güneş atmosferinde bulunan ve atmosfer yüzeyinden yayılan spektral çizgileri emen bazı özel kimyasallar tarafından yayılıyor.
Kirchhoff bu tür spektrum absorpsiyon spektrumunu adlandırdı. Neyse ki, bu maddenin bu tür spektral çizgileri nasıl absorbe ettiğini anlamadı.
1860 yılında İtalyan gökbilimci Giovanni Battista Donati'nin aklına teleskopuyla bir spektroskop kurdu. Yaklaşık on beş yıldızın spektrumlarını inceledi ve sonuçlarını 1863'te yayınladı. Ondan sonra İngiliz amatör gökbilimci William Huggins, Amerikalı gökbilimci Lewis Morris Rutherfurd ve İtalyan gökbilimci Angelo Secchi güneşi, gezegenleri, ayı ve yıldızları bağımsız olarak incelemek için yorulmadan çalıştı.
Bu araştırmacılar, kendi içinde bir devrim olan yıldızların yaydığı ışıktan ilk bilgi çıkaranlardı. Onlardan sonra, ileri giden ve araştırma için çaba gösteren başka bir gökbilimci grubu da vardı ve emisyon spektrumlarının incelenmesi de astronominin ana dalına dahil edildi. Bazı atılımlara rağmen, ışığın maddeden emilmesine ilişkin açıklamalar hala eksiktir.
Cevap nihayet 1913'te Danimarkalı bilim adamı Niels Henrik David Bohr tarafından yayınlandı. Bohr yeni bir atom modeli yaptı. Bu modelde, atomun çekirdeği etrafındaki özel yörüngeler, atom tarafından üretilen negatif yüklü elektronlar tarafından işgal edilir.
Onun bakış açısına göre, elektronun işgal ettiği yörünge çekirdekten uzaklaştıkça, enerjisi de artar, çünkü orijinal yörüngede kalmak için, ayrılmayı telafi edecek kadar enerjiye sahip olması gerekir. Daha uzak ve daha uzak mesafe.
Bu nedenle, soğuk bir nesne ısıtıldığında, bazı elektronlar, çekirdeğe daha yakın bir yörüngeden (daha az enerji gerekir) çekirdekten daha uzak bir yörüngeye (daha fazla enerji gerekir) gitme eğilimindedir. Başka bir yörüngeye başarılı bir şekilde geçmek için, her elektron, işgal edeceği yörüngenin gerektirdiği enerjiye uyacak şekilde enerjisini arttırmalıdır.
Bohr, bunun Planck ve Einstein tarafından tanımlanan küçük bir "enerji paketi", yani fotonlar veya hafif parçacıklar şeklinde olduğunu, bir elektronun kalan enerjisini emdiğini öne sürdü.
Böyle bir durum, bir yıldızın yüzeyinden (güneş gibi) ışık yayıldığında ve ondan daha düşük bir sıcaklıktaki atmosferden geçtiğinde ortaya çıkar. Aslında atmosfer, yıldızlardan yayılan beyaz ışığın bir kısmını emer ve bu da gazlarda benzersiz bir kimyasal fenomen olan siyah çizgilerle bir renk spektrumu veya absorpsiyon spektrumu üretir.
Yıldız spektrumunun incelenmesi, atmosferin kimyasal bileşimini tanımlar.
Referans
1. Wikipedia Ansiklopedisi
2. Astronomik terimler
çevirmek: FrédéricZFW
yazar: astro
İlgili herhangi bir içerik ihlali varsa, silmek için lütfen 30 gün içinde yazarla iletişime geçin
Lütfen yeniden basım için yetki alın ve bütünlüğü korumaya ve kaynağı belirtmeye dikkat edin
