Kirchhoffs första strålningslag berättar att den elektromagnetiska strålning ett ogenomskinligt, opakt, objekt sänder ut är kontinuerligt. Dock sänds inte lika mycket strålning i alla våglängder. Det var den lagen och Wiens förskjutningslag vi kunde använda för att ta reda på temperaturen på en stjärnas fotosfär.
När det gäller gaser är situationen en annan. Det beskriver Gustav Kirchhoff i sina två följande strålningslagar:
Kirchhoffs andra strålningslag: Ett skikt med het gas framför en svalare bakgrund sänder ut strålning i vissa distinkta våglängder. Dessa kallar vi ett spektrums emissionslinjer. Linjerna är unika för varje grundämne.
Emissionslinjerna är kopplade till den mängd energi som frigörs när en exiterad atom, eller molekyl) återgår till en lägre energinivå. I princip betyder detta att en atom fått ett energitillskott, eventuellt genom en ”knuff” från en partikel i hög hastighet. Då kan en elektron ”knuffas ut” till ett elektronskal längre ut från kärnan. När elektronen sedan ”faller” tillbaka till en ledig plats i ett elektronskal närmare kärnan frigörs energin i form av en foton, en ljuspartikel. Den mängd energi som frigörs står i direkt relation till våglängden på ljuset.
Just gällande H-alpha, 656,28 nm, är det en elektron i en väteatom som ”faller” in från tredje till andra elektronskalet.
Kirchhoffs tredje strålningslag: Ett skikt med en sval gas framför en hetare kropp – i fast form, vätska, tät gas eller plasma – absorberar specifika våglängder av den elektromagnetiska strålningen från den heta kroppen. Dessa kallar vi absorptionslinjer. Också dessa är unika för varje grundämne.
Helium, grundämne nummer två, har följande emissions- och absorptionslinjer:
Sällan har vi utanför laboratorierna och diverse artificiella belysningskällor en situation med endast ett grundämne att göra. När vi tittar på stjärnorna har vi en hel del olika grundämnen inblandade. De allra första stjärnorna var uppbyggda av väte – rakt igenom. I de första fusionsreaktionerna bildades helium. Då kunde den elektromagnetiska strålningen, ljuset i detta fall, gett upphov till följande emissions och absorptionslinjer:
Ju yngre en stjärna är desto längre tid har gått mellan Big Bang och stjärnans födelse. (Logiken här är inte svårare att greppa än det att en yngre familjemedlem har fötts senare än man själv, men det är gott att påminna sig också om trivialiteter. Det händer att man missar nåt). Eftersom fusionsreaktioner i stjärnorna är den motor som driver bildandet av tyngre grundämnen har det funnits en hel del olika grundämnen att tillgå när de allra yngsta stjärnorna bildats.
Avståndet i tid (Jo – Det är relevant uttryckt i detta sammanhang) mellan Big Bang och Solens födelse är drygt nio miljarder år. Sannolikt har den då bildats innehållande en hel del material som tidigare utgjort någon annan stjärna. I så fall skulle Solens absorptionslinjer ligga betydligt tätare än de vi ser i Väte-Helium-illustrationen ovan.
Bingo!
Originalbild: N.A.Sharp, NOAO/NSO/Kitt Peak FTS/AURA/NSF
För att få en liten hint om att ljuskällor ger olika avtryck när ljuset delas upp kan man göra ett eget spektroskop rätt enkelt, så länge det finns någon CD- eller DVD-skiva att tillgå. Ett exempel finns här, och ett annat finns i länken nedan.
Jan är lärare i matematik, fysik och vetenskapliga tillvalsämnen på Sursik skola i Pedersöre, Finland, ESERO Finland education officer samt resursperson på skolresurs.fi. Inom rymdfysiken och astronomin stöter man ofta på frågan ”Varför?”. När fysiker frågar så menar de vanligtvis ”Hur?” och den frågan är god att peta i. Att dryfta stora frågor ger nyfikenheten näring, vilket i sin tur är en av nyckelingredienserna i många framgångsberättelser.
edugalaxen.com 