Spektriviiva

Wikipedia

Vedyn emissioviivaspektri.

Spektriviiva on prismalla tai hilalla synnytetyssä valonlähteen spektrissä oleva tumma tai kirkas viiva.

[muokkaa] Mitä spektriviivat kertovat?

Spektriviivojen paikasta voi päätellä, mitkä alkuaineet ovat viivat synnyttäneet. Absorptioviiva on tumma viiva kirkkaan spektrin päällä, ja emissioviiva on kirkas viiva tummemman tai mustan spektrin päällä. Kukin spektriviiva vastaa tiettyä valon aallonpituutta, ja kunkin spektriviivan synnyttää tietyn alkuaineen tietty säteilytapahtuma. Absorptioviiva syntyy, kun valo kulkee valoa viivan kohdalta imevän kaasun läpi. Tämä on tavallista tähdissä, jossa tähden pinnasta tuleva valo kulkee sen kaasukehän läpi. Emissioviiva syntyy, kun hehkuva kaasu säteilee valoa juuri emissioviivan aallonpituudella. Tähtien spektriviivoista voidaan päätellä, mitä molekyylejä, atomeja ja ioneja tähtien kaasuissa on. Näistä voidaan arvioida tähtien lämpötiloja. Kun tähti kuumenee, eri aineiden molekyylit hajoavat ensin neutraaleiksi atomeiksi ja sitten ionisoituvat. Neutraalin heliumin viivat näkyvät vain kuumien tähtien kaasukehissä, ja vielä kuumemmissa tähdissä näkyy vain ionosoituneen heliumin viivoja. Lämpötila vaikuttaa, miten suuri prosenttiosuus jostain aineesta on ionisoitunut. "Kylmissä" tähdissä esiintyy runasaasti molekyylejä.

Jos spektriviiva vaeltaa punaiseen päin, valonähde liikkuu poispäin havaitsijasta, jos siniseen päin, valonähde liikkuu havaitsijaa kohti. Spektrissä näkyy punasiirtymä ja Dopplerin ilmiö. Jos spektriviiva leviää, valonlähde pyörii. Tällöin nimittäin spekrissä esiintyy lievästi samanaikainen siirtymä punaiseen ja siniseen päin: tähden lähenevä ja pakeneva reuna vaikuttavat yhtaikaa spektriin. Pyörimisen määrittämiseen käytetään usein magnesiumin spektriviivaa Mg II 448,1 nm, Sr II 421,5 nm ja He I 447,2 nm. Nämä viivat ovat luonnostaan teräviä.

Spektristä voi päätellä painovoiman tähden pinnalla: Jotkut spektriviivat voimistuvat huommattavasti kun toiset voimistuvat vähemmän tähden säteen kasvaessa ja painovoiman pienetessä. Esimerkiksi strontiumin (Sr II) ja raudan (Fe I) viivat ovat painovoiman määrityskriteeri spektriluokkien F ja G tähdillä. Suhde Sr II/FeI kasvaa painovoiman pienetessä. Luokassa A vetyviivat , erityisesti HGamam , heikkenee tähden kirkastuessa ja säteen kasvaessa.

Voimakas magneettikenttä kahdentaa spektriviivoja , kyse on ns Zeeman-ilmiöstä.