Oppsummering

Et kontinuerlig spekter, er det vi kaller for hvitt lys, og er en sammensetning av lys i alle bølgelengder som varierer fra 400 nm til 800 nm. Hva slags farger øynene våre oppfatter er avhengig av bølgelengden til det lyset vi ser. ROGGBIF er huskeregelen for alle farger i spekteret og sorteres fra lengste bølgelengde til korteste bølgelengde. Rødfargen har lengst bølgelengde, og er det eneste lyset som kan toppe 800 nm. F står for fiolett og er det eneste lyset som kan komme i form av 400 nm. Ved å blande sammen alle fargene i spekteret dannes det hvitt lys.

Atomer absorberer og emitterer lys, med visse bølgelengder eller energier. Ved å ta i bruk disse egenskapene hos atomene kan vi ved hjelp av spektrene fortelle oss om hva slags stoffer stjernene består av. Hvis vi lyser gjennom et ukjent stoff med alle bølgelengder (hvitt lys), kan vi se et absorpsjonsspekter som viser bølgelengder stoffet absorberer. De absorberte bølgelengdene vises som svarte streker på absorpsjonsspekteret. Et absorpsjonsspekter forteller oss hvilke bølgelengder som blir absorbert i et stoff. Hvert grunnstoff har et karakteristisk absorpsjonsspekter. Ved å sammenligne kjente absorpsjonsspektre med et absorpsjonsspekter fra et ukjent stoff, kan vi finne ut hva det ukjente stoffet består av. Denne metoden kan vi også bruke til å finne stoffer jordas atmosfære består av. Lyset fra sola går gjennom atmosfæren og danner et absorpsjonsspekter. Dette absorpsjonsspekteret viser hvilke bølgelengder som er absorbert. Ved hjelp av dette kan man finne ut hva slags stoffer atmosfæren består av.

Når vi varmer opp et stoff vil det etter hvert eksiteres. Da vil stoffet sende ut lys med de karakteristiske bølgelengdene. I stedet for å se på hvilke bølgelengder som er absorbert, ser vi nå på hvilke bølgelengder som er eksitert. Ved å betrakte det eksiterte lyset, kan vi nå bestemme hva slags stoff som sender ut lyset. En viktig forskjell mellom et absorpsjonsspekter og et emmisjonsspekter, er at i et emisjonsspekter, ser vi kun de bølgelengdene som stoffet sender ut, blir vist som de fargete stripene på emisjonsspekteret. Emmisjonsspekteret er altså det motsatte av absorpsjonsspekteret. Spekteret kan fortelle oss om temperaturen til stjernene. Sola sender ut hvitt lys som inneholder alle bølgelengder fra 400 nm til 800 nm. Ved å studere intensiteten til de forskjellige bølgelengdene, kan vi bestemme temperaturen til sola. Spesielle apparater brukes til å måle intensiteten ved å hjelpe forskjellige bølgelengder. Disse apparatene bruker noe av det samme prinsippet som man bruker når man sender lys gjennom et prisme. Prismet splitter det opprinnelige lyset opp i forskjellige bølgelengder. Dette gjøres ved at prismet sørger for at de forskjellige bølgelengdene ikke treffer på akkurat samme sted etter at de har passert igjennom den. Her treffer for eksempel det røde lyset litt over det fiolette. Som et resultat av det, kan vi se et lysspekter i alle regnbuens farger på andre siden. Apparatene måler deretter intensiteten ved de forskjellige bølgelengdene og tegner en graf baser på målingene. Strålingen fra solen er tilnærmet lik det samme som fra et såkalt svart legeme, og grafen som apparatene tegner fra solen vil derfor være tilnærmet lik den som tegnes fra et svart legeme. Et svart legeme absorberer alt lys som treffer den.

Når et slik legeme blir varmet opp vil det sende ut stråling i alle bølgelengder. Vi kaller den grafen som et svart legeme har for perfekt kurve. Solen og mange andre stjerner har en tilnærmet perfekt kurve. Høyden på grafen viser intensiteten ved forskjellige bølgelengder. Det er en klar topp i spekteret. Bølgelengden hvor grafen har sin topp kan fortelle temperaturen til legemet som sendte ut strålingen. Temperaturen finner vi ved å bruke følgende sammenheng: Lambda max er her bølgelengden med maksimal intensitet blir oppgitt i nm. Dette kan man sette inn i formelen for å finne ut temperaturen til et bestemt legeme. La oss si at legeme har en bølgelengde på 500 nm. Da kan vi finne ut at temperaturen er lik 5796 K. Dette stemmer bra med solens temperatur på 5778 K.

Spekteret kan fortelle oss hvor fort stjernene beveger seg. For å forstå hvordan, må vi kjenne til Dopplereffekten. Dopplereffekten beskriver hvordan bølgelengdene fra et objekt som beveger seg, vil ha forskjellig bølgelengde. Dette går på om objektet beveger seg mot eller fra deg, og farten til objektet. For å studere dette fenomenet, skal vi se på bølger fra et punkt som først står i ro. Ringene representerer bølgetopper. Som man kan se er bølgetoppene like langt fra hverandre. Dette er et stillbilde, vanligvis vil bølgene forsette å bra seg utover slik som her. Hvis punktene beveger seg til venstre, så vil toppene komme nærmere hverandre på venstre side og lengre fra hverandre på høyre side. Vi kan se på hvorfor det blir slik. Først sender vi ut en bølgetopp. Punktet hvor bølgene blir sendt fra beveger seg litt il venstre. Deretter blir neste bølgetopp sendt ut. Her kan man se at på trinn av bevegelsen at toppene er nærmere hverandre på venstresiden. Dopplereffekten blir brukt til å bestemme hvordan stjerner beveger seg. Eks. er at to stjerner går i bane rundt hverandre. De er omgitt av den samme atmosfæren og har i utgangspunktet samme absorpsjonlinjer som beveger seg i sirkelbane gå enten mot eller vekk fra jorden. Vi tenker oss at vi befinner oss på jorden og skal måle lysspektrene som kommer fra de 2 stjernene. Vi vil da registrere to forskjellige spektre.
Et av stjernene som beveger seg vekk og et fra den som beveger seg mot jorden. På grunn av dopplereffekten vil bølgelengdene forskyve seg sett fra jorden. Absorpsjonslinjene vil også forsyne seg:
Lyset fra den blå stjernen som går vekk fra jorda, vil få lengre bølgelengder. Absorpsjonslinene vil forskyve seg til høyre.
Lyset fra den røde stjernen som går mot jorda, vil få kortere bølgelengder. Absorpsjonslinjene vil forskyve seg til venstre.
Ut i fra hvor mye absorbpsjonslinjene har forflyttet seg, kan vi beregne banefarten til stjernene.

Unless otherwise stated, the content of this page is licensed under Creative Commons Attribution-ShareAlike 3.0 License